Переменные звёзды: классификация и характеристики. Типы переменных звёзд

Под эруптивными переменными звездами мы подразумеваем звезды, меняющие блеск вследствие активных процессов и вспышек, происходящих в их хромосферных и корональных областях. Изменения блеска обычно сопровождаются образованием или сбрасыванием протяженных оболочек, истечением вещества в виде звездного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействием с окружающей межзвездной средой.

Сброс оболочки звезды. За счет резкого увеличения размеров отражающего свет пятна, видимая яркость звезды также резко возрастает. Но со временем, по мере рассеивания пылевого облака, яркость вновь упадет

Делятся на типы:

  • FU — орионовы переменные типа FU Ориона (FU Ori). Характеризуются продолжающимся несколько месяцев возрастанием блеска примерно на 5-6m, после чего наступает относительное постоянство блеска. В максимуме блеск сохраняется иногда на протяжении десятилетий, иногда наблюдается медленное ослабление его на 1-2m. Спектральные классы в максимуме блеска заключены в пределах Aea-Gpea.
    После вспышки наблюдается постепенное развитие эмиссий в спектре, который становится более поздним. Может быть, эти переменные характеризуют один из этапов эволюции орионовых переменных типа Т Тельца (INT), так как одна из таких переменных (V1057 Cyg) показала подобную вспышку, но ослабление ее блеска (на 2.5m за 11 лет) началось сразу же после достижения максимума. Все известные в настоящее время переменные типа FU Ori связаны с отражательными кометообразными туманностями.
  • GCAS — эруптивные неправильные переменные типа (гамма) Кассиопеи ((гамма) Cas). Быстро вращающиеся звезды спектрального класса Be III — V; характеризуются истечением вещества в их экваториальной зоне. Образование экваториальных колец или дисков сопровождается временным ослаблением блеска звезды. Амплитуды изменения блеска могут достигать l.5m V.
  • I — плохо изученные неправильные переменные, особенности изменения блеска и спектральные классы которых неизвестны. Очень разнородная группа объектов.
  • IА — плохо изученные неправильные переменные ранних (О-А) спектральных классов.
  • IВ — плохо изученные неправильные переменные промежуточных (F-G) и поздних (К-М) спектральных классов.
  • IN — орионовы переменные. Неправильные эруптивные переменные, связанные со светлыми и темными диффузными туманностями или наблюдаемые в районах таких туманностей. У некоторых из них может наблюдаться цикличность изменений блеска, связываемая с осевым вращением. На диаграмме спектр-светимость расположены в районе главной последовательности и в области субгигантов. По-видимому, молодые объекты, превращающиеся в ходе дальнейшей эволюции в звезды начальной главной последовательности постоянного блеска. Пределы изменения блеска могут достигать нескольких величин. Если у звезды наблюдаются быстрые изменения блеска (до 1m за l-10d), символ типа сопровождается символом S(INS). Делятся на следующие подтипы:
    • INA — орионовы переменные ранних спектральных классов В-А или Ае. Характеризуются наблюдаемыми время от времени резкими алголеподобными ослаблениями блеска (Т Or i).
    • INB- орионовы переменные промежуточных и поздних спектральных классов F-M или Fe-Me (ВН Сер, АН Ori). У звезд класса F могут наблюдаться алголеполобные ослабления блеска, как у звезд подтипа INA; у звезд классов К-М, наряду с неправильными изменениями блеска, могут наблюдаться вспышки.
    • INT- орионовы переменные типа Т Тельца (Т Таu). Относятся к этому типу на основании следующих (исключительно спектральных) признаков. Спектральные классы заключены в пределах Fe-Me. Спектр наиболее типичных звезд напоминает спектр солнечной хромосферы. Специфическим признаком типа является наличие флюоресцентных эмиссионных линий Fel (лямбда)(лямбда)4046, 4132 (аномально интенсивных у этих звезд), эмиссионных линий [ S II ] и [ OI ], а также линии поглощения Li I (лямбда) 6707. Эти переменные наблюдаются обычно только в диффузных туманностях. Если связь с туманностью незаметна, буква N в символе типа может быть опущена – IT (RW Aur).
    • IN(YY) — В спектрах некоторых орионовых переменных (YY Ori) наблюдаются темные компоненты с длинноволновой стороны эмиссионных линий, что свидетельствует о падении вещества на поверхность звезды. В этом случае символ типа может сопровождаться символом YY, заключенным в скобки.
  • IS — быстрые неправильные переменные, явным образом не связанные с диффузными туманностями и показывающие изменения блеска на 0.5-1.0m в течение нескольких часов или суток. Резкой границы между быстрыми неправильными и орионовыми переменными не существует.
    Если быстрая неправильная наблюдается в районе диффузной туманности, она относится к орионовым переменным и обозначается символом INS .Относить переменные к типу IS следует с большой осторожностью, лишь убедившись, что изменения их блеска действительно непериодичны. Очень многие из звезд, отнесенных к этому типу в третьем издании ОКПЗ, оказались затменно-двойными системами, переменными типа RR Lyr и даже внегалактическими объектами типа ВL Lac.
    • ISA — быстрые неправильные ранних спектральных классов В-А или Ае.
    • ISB — быстрые неправильные промежуточных и поздних спектральных классов F-M или Fe-Me.
  • RCB — переменные типа R Северной Короны (R СгВ). Бедные водородом, богатые углеродом и гелием звезды высокой светимости спектральных классов Bpe-R, одновременно являющиеся эруптивными и пульсирующими. Характеризуются медленными непериодическими ослаблениями блеска с амплитудами от 1 до 9m V, продолжающимися от нескольких десятков до сотен дней. На эти изменения накладываются циклические пульсации с амплитудой до нескольких десятых звездной величины и периодами от 30 до 100d.
  • RS — эруптивные переменные типа RS Гончих Псов. К этому типу мы относим тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к орбитальному, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m V (UX Ari). Источники рентгеновского излучения. Одновременно являются вращающимися переменными, а сама RS CVn-также и затменной системой (см. ниже).
  • SDOR — переменные типа S Золотой Рыбы (S Dor). Эруптивные звезды высокой светимости спектральных классов Bpeq-Fpeq, показывающие неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m V. Обычно самые яркие голубые звезды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками (Р Cyg, (эта) Car).
  • UV- эруптивные переменные типа UV Кита (UV Cet). Звезды спектральных классов KVe-MVe; иногда испытывают вспышки с амплитудой от нескольких десятых до 6m V, существенно большей в ультрафиолетовой области спектра. Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через несколько минут или десятков минут.
  • UVN — вспыхивающие орионовы переменные спектральных классов Ке-Ме. Феноменологически почти ничем не отличаются от переменных типа UV Кита, наблюдаемых в окрестностях Солнца. Помимо связи с туманностью характеризуются в среднем более ранними спектральными классами, большей светимостью и более медленным развитием вспышек (V389 Ori). Возможно, являются разновидностью орионовых переменных типа INB, на неправильные изменения блеска которых накладываются вспышки.
  • WR — эруптивные переменные типа Вольфа-Райе. Звезды с широкими эмиссионными линиями HeI , HeII, а также СII-CIV, ОII-OV или NIII-NV. Характеризуются неправильными изменениями блеска до 0.l m V, вызываемыми, по-видимому, физическими причинами, в частности, нестационарностью истечения вещества с поверхности этих звезд.

Пульсирующие переменные звезды

Пульсирующими переменными звездами принято называть звезды, показывающие периодическое расширение и сжатие поверхностных слоев. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. При радиальных пульсациях форма звезды остается сферической. В случае нерадиальных пульсаций форма звезды периодически отклоняется от сферической, причем даже соседние участки ее поверхности могут находиться в противоположных фазах колебаний.
В зависимости от величины периода, массы звезды, эволюционной стадии и масштаба явления можно выделить следующие типы пульсирующих переменных.

  • ACYG — переменные типа (альфа) Лебедя ((альфа) Cyg). Hepадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Beq -Aeq Ia; изменения блеска с амплитудой порядка 0.1m нередко кажутся неправильными, ибо вызываются наложением многих колебаний с близкими периодами. Наблюдаются циклы от нескольких дней до нескольких десятков дней.
  • ВСЕР — переменные типа (бета) Цефея ((бета) Сер, (бета) СМа). Пульсирующие переменные спектральных классов O8-В6 I-V с периодами изменения блеска и лучевых скоростей, заключенными в пределах 0.1-0.6d, и амплитудами изменения блеска от 0.01 до 0.3m V. Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на четверть периода, так что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них (V469 Per) характеризуются нерадиальными пульсациями; для многих характерна мультипериодичность.
  • BCEPS — короткопериодическая группа переменных типа (бета) Сер спектральных классов В2-ВЗ IV-V; периоды и амплитуды изменения блеска заключены в пределах 0.02-0.04d и 0.015-0.025m соответственно, т.е. на порядок меньше обычно наблюдаемых у звезд типа (бета) Сер.
  • СЕР — . Радиально пульсирующие переменные высокой светимости (классы светимости Ib-II) с периодами от l d до 135 d и амплитудами от нескольких сотых до 2m V (в системе В-большими, чем в V). Спектральные классы в максимуме блеска F, в минимуме G-K, причем тем более поздние, чем больше период изменения блеска. Кривая лучевых скоростей Vr практически является зеркальным отображением кривой блеска, причем максимум скорости расширения поверхностных слоев наблюдается почти одновременно с максимумом блеска звезды.
  • СЕР(В) — цефеиды (TU Cas , V367 Sct), характеризующиеся наличием двух или нескольких одновременно действующих мод пульсаций (обычно основного тона с периодом P0 и первого обертона с периодом Р1). Периоды P0 заключены в пределах от 2 d до 7d. Отношение P1/P0≈0.71.
  • CW — переменные типа W Девы (W Vir). Пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0.8 до 35d и амплитудами от 0.3 до 1.2m V. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа (дельта) Цефея — см. ниже (DCEP). При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0.7-2ь слабее переменных типа (дельта) Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска переменных типа (дельта) Цефея соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы:
    • CWA — переменные типа W Девы с периодами больше 8d (W Vir).
    • CWB — переменные типа W Девы с периодами меньше 8d (BL Her).
  • DCEP — классические цефеиды, переменные типа (дельта) Цефея ((дельта) Сер). Сравнительно молодые объекты, располагающиеся после ухода с главной последовательности в полосе нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Подчиняются известной зависимости период-светимость; относятся к плоской составляющей Галактики, встречаются в рассеянных скоплениях; характеризуются наличием определенного соответствия между формой кривой блеска и длиной периода.
  • DCEPS — переменные типа ((дельта) Цефея с амплитудами меньше 0.5m V(0.7m В) и почти симметричными кривыми блеска (M-m ≈ 0.4-0.5P); периоды, как правило, не превышают 7d; возможно, что эти звезды пульсируют в первом обертоне и/или впервые проходят полосу нестабильности после ухода с главной последовательности (SU Cas).
    По традиции переменные типов (дельта) Цефея и W Девы нередко называют цефеидами, так как часто (при периодах от 3d до 10d) по виду кривой блеска бывает невозможно отличить переменные этих типов друг от друга.
    Однако в действительности это совершенно разные объекты, находящиеся на разных этапах эволюции. Одно из существенных спектральных отличий звезд типа W Девы от цефеид состоит в том, что в спектрах первых в некотором диапазоне фаз наблюдаются эмиссии в водородных линиях, а в спектрах цефеид — в линиях Н и К Ca II.
  • DSCT — переменные типа (дельта) Щита ((дельта) Set). Пульсирующие переменные спектральных классов A0-F5III-Vc амплитудами изменения блеска от 0.003 до 0.9m V (в основном несколько сотых звездной величины) и периодами от 0.01 до 0.2d.Форма кривой блеска, период и амплитуда обычно сильно меняются. Наблюдаются как радиальные, так и нерадиальные пульсации. У некоторых звезд этого типа переменность блеска наступает спорадически и иногда полностью прекращается; не исключено, что это — следствие сильной амплитудной модуляции с нижним пределом амплитуды не более 0.001m. Кривая изменения блеска является почти зеркальным отображением кривой лучевых скоростей: максимум скорости расширения поверхностных слоев звезды запаздывает по отношению к максимуму блеска не более, чем на 0.1P.
    Звезды типа DSCT-представители плоской составляющей Галактики. Феноменологически к ним примыкают переменные типа SXPHE (см. ниже).
  • DSCTC — малоамплитудная группа переменных типа (дельта) Щита (амплитуда изменения блеска меньше 0.1 m V). Большинство представителей этого подтипа являются звездами V класса светимости; как правило, именно такие объекты встречаются в рассеянных звездных скоплениях.
  • L — медленные неправильные переменные. Переменные звезды, изменения блеска которых лишены каких-либо признаков периодичности или же периодичность выражена слабо, наступая лишь временами. Отнесение переменных к этому типу, как и к типу I , зачастую обусловлено лишь недостаточной изученностью этих объектов. Многие из них могут оказаться полуправильными переменными или переменными других типов.
  • LB — медленно меняющиеся неправильные переменные поздних спектральных классов К, М, С и S, как правило, гиганты (СО Cyg). К этому типу в каталоге отнесены медленные красные неправильные переменные и в тех случаях, когда их спектральные классы и светимости еще неизвестны.
  • LC — неправильные переменные сверхгиганты поздних спектральных классов с амплитудой порядка l.0m V (TZ Cas).
  • M — переменные типа Миры Кита ((омикрон) Cet). Долгопериодические переменные гиганты с характерными эмиссионными спектрами поздних классов Me, Ce, Se, c амплитудами изменения блеска от 2.5m до 11m V, с хорошо выраженной периодичностью и периодами, заключенными в пределах от 80d до 1000d. Инфракрасные амплитуды изменения блеска невелики и могут быть меньше 2.5m. Так, например, в системе К они обычно не превышают 0.9m. Если амплитуды превышают 1-1.5m, но нет уверенности в том, что истинная амплитуда изменений блеска превышает 2.5m, символ М сопровождается двоеточием или же звезда относится к типу полуправильных переменных, причем рядом с символом этого типа (SR) также ставится двоеточие.
  • PVTEL — переменные типа PV Телескопа (PV Tel). Гелиевые сверхгиганты спектрального класса Bp, характеризующиеся слабыми линиями водорода, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0.1 до l d или меняющие блеск с амплитудой около 0.1m V на протяжении интервалов времени порядка года.
  • RR — переменные типа RR Лиры. Радиально пульсирующие гиганты спектральных классов А — F с периодами, заключенными в пределах от 0.2 до l.2d, и амплитудами изменения блеска от 0.2 до 2m V. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода. Если эти изменения периодичны, они называются эффектом Блажко.
    По традиции переменные типа RR Лиры иногда называют короткопериодическими цефеидами или переменными шаровых скоплений. Входят в большинстве случаев в сферическую составляющую Галактики, встречаются (иногда в большом количестве) в некоторых шаровых скоплениях (пульсирующие звезды горизонтальной ветви). Как у цефеид, максимум скорости расширения поверхностных слоев этих звезд практически совпадает с максимумом их блеска.
  • RR(B) — переменные типа RR Лиры, характеризующиеся наличием двух одновременно действующих мод пульсации — основного тона с периодом P0 первого обертона с периодом Р1 (AQ Leo). Отношение Р1/Р0 ≈ 0.745.
  • RRAB — переменные типа RR Лиры с асимметричной кривой блеска (крутой восходящей ветвью), периодами от 0.3 до l.2 d и амплитудами от 0.5 до 2m V (RR Lyr).
  • RRC — переменные типа RR Лиры с почти симметричными, иногда синусоидальными, кривыми блеска с периодами от 0.2 до 0.5 d и амплитудами, не превышающими 0.8 V (SX UMa).
  • RV — переменные типа RV Тельца (RV Таu). Радиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов F-G в максимуме и К-М в минимуме блеска. Кривые блеска характеризуются наличием двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, глубина которых может меняться так, что главные минимумы могут превращаться во вторичные и наоборот; полная амплитуда изменений блеска может достигать 3-4m V. Периоды между двумя соседними главными минимумами, называемые обычно формальными, заключены в пределах от 30 до 150d (именно они и приводятся в каталоге). Делятся на подтипы RVA и RVB.
  • RVA — переменные типа RV Тельца, средняя величина которых не меняется (AC Her).
  • RVB — переменные типа RV Тельца, средняя величина которых периодически меняется с периодом от 600 до 1500 d и амплитудой до 2m V (DF Cyg, RV Таu).
  • SR — полуправильные переменные. Гиганты или сверхгиганты промежуточных и поздних спектральных классов, обладающие заметной периодичностью изменений блеска, сопровождаемой или временами нарушаемой различными неправильностями. Периоды заключены в пределах от 20 до 2000 d и больше, формы кривых изменения блеска весьма разнообразны и переменны, амплитуды — от нескольких сотых до нескольких звездных величин (обычно 1 — 2m V).
  • SRA — полуправильные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с устойчивой периодичностью, обладающие, как правило, небольшими (меньше 2.5m V) амплитудами блеска (Z Aqr). Амплитуды и формы кривых изменения блеска обычно меняются. Периоды заключены в пределах от 35 до 1200 d. Многие из этих звезд отличаются от переменных типа Миры Кита только меньшей амплитудой изменения блеска.
  • SRB — полуправильные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C ,S или Me, Се, Se) с плохо выраженной периодичностью (средний цикл — от 20 до 2300 d) или со сменен периодических изменений — медленными неправильными колебаниями или интервалами постоянства блеска (RR СгВ, AF Cyg). Каждая из этих звезд обычно характеризуется некоторым средним значением периода (циклом), которое и приводится в каталоге. В ряде случаев у этих звезд наблюдается одновременное действие двух или большего числа периодов изменения блеска.
  • SRC — полуправильные переменные сверхгиганты поздних спектральных классов M, C, S или Me, Ce, Se ((ми) Сер). Амплитуды — порядка 1m, периоды изменения блеска — от 30 d до нескольких тысяч дней.
  • SRD — полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты спектральных классов F, G, К, иногда с эмиссионными линиями в спектрах. Амплитуды изменения их блеска заключены в пределах от 0.l до 4m) периоды — от 30 до 1100 d (SX Her, SV UMa).
  • SXPHE — переменные типа SX Феникса (SX Phe). Сходные по внешним признакам с переменными типа DSCT, они являются пульсирующими субкарликами сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики спектральных классов А2-F5; y этих объектов может одновременно наблюдаться несколько периодов колебаний, как правило, от 0.04 до 0.08 d с переменной амплитудой изменения блеска, которая может достигать 0.7m V. Встречаются в шаровых скоплениях.
  • ZZ — переменные типа ZZ Кита (ZZ Cet). Нерадиально пульсирующие белые карлики, меняющие блеск с периодами от 30 секунд до 25 минут и амплитудами от 0.001 до 0.l2 m V. Обычно у звезды наблюдается несколько близких периодов. Иногда наблюдаются вспышки на 1m, могущие, правда, объясняться наличием тесного спутника типа UV Cet. Делятся на подтипы:
    • ZZA — водородные переменные типа ZZ Cet спектрального класса DA (ZZ Cet), только с водородными линиями поглощения в спектре.
    • ZZB — гелиевые переменные типа ZZ Cet спектрального класса DB, в спектрах которых наблюдаются только линии поглощения Не.

Вращающиеся переменные звезды

Вращающимися переменными звездами мы называем звезды с неоднородной поверхностной яркостью или эллипсоидальные по форме, переменность блеска которых обусловлена их осевым вращением по отношению к наблюдателю. Неоднородность распределения поверхностной яркости может быть вызвана или наличием пятен или вообще температурной и химической неоднородностью звездной атмосферы под действием магнитного поля, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. Делятся на типы:

  • ACV — переменные типа (альфа)2 Гончих Псов ((альфа)2 CVn). Звезды главной последовательности спектральных классов В8р — А7р с сильными магнитными полями. В их спектрах аномально усилены линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов, меняющие интенсивность с периодом вращения звезды, равным периоду изменения магнитного поля и блеска (0.5 — 160 d и больше). Амплитуды изменения блеска обычно заключены в пределах 0.01 – 0.1m V.
  • ACVO — быстро осциллирующие переменные типа (альфа)2 CVn. По-видимому, нерадиально пульсирующие вращающиеся магнитные переменные спектрального класса Ар (DO Eri). Периоды пульсаций 0.01d и менее, амплитуды изменений блеска, обусловленных пульсациями, — порядка 0.01m V. Эти изменения накладываются на изменения блеска, обусловленные вращением.
  • BY — переменные типа BY Дракона (BY Dra). Эмиссионные звезды — карлики спектральных классов dKe — dMe, показывающие квазипериодические изменения блеска с периодами от долей дня до 120d и амплитудами от нескольких сотых до 0.5m V. Переменность блеска вызывается осевым вращением звезд с изменяющейся с течением времени степенью неоднородности поверхностной яркости (пятнами) и хромосферной активностью. У некоторых из них наблюдаются вспышки, подобные вспышкам звезд типа UV Cet; в таких случаях они относятся также к типу UV, считаясь одновременно и эруптивными.
  • ЕLL — эллипсоидальные переменные (b Per, (альфа) Vir). Тесные двойные системы с эллипсоидальными компонентами, видимый суммарный блеск которых меняется с периодом, равным периоду орбитального движения, вследствие изменения площади излучающей поверхности, обращенной к наблюдателю, но без затмений. Амплитуды изменения блеска не превышают 0.1m V.
  • FKCOM — переменные типа FK Волос Вероники (FK Com). Быстро вращающиеся гиганты с неоднородной поверхностной яркостью спектральных классов G-К с широкими эмиссионными линиями Н и К Ca II, а также иногда с эмиссией H(альфа). Могут быть и спектрально-двойными системами. Периоды изменения блеска (достигающие нескольких дней) равны периодам вращения, а амплитуды составляют несколько десятых звездной величины. Не исключено, что эти объекты являются результатом дальнейшей эволюции тесных двойных систем типа EW (W UMa , см. ниже).
  • PSR — оптически переменные пульсары (СМ Таu). Быстро вращающиеся нейтронные звезды с сильным магнитным полем, излучающие в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн. Излучение пульсара имеет узкую диаграмму направленности. Периоды изменения блеска совпадают с периодами вращения (от 0.001 до 4 секунд), амплитуда световых импульсов достигает 0.8m.
  • SXARI — переменные типа SX Овна (SX Ari). Звезды главной последовательности спектральных классов В0р-В9р с переменной интенсивностью линий HeI, Si III и магнитными полями, иногда называемые гелиевыми переменными. Периоды изменения блеска и магнитного поля (порядка 1d) совпадают с периодами вращения, амплитуды-порядка 0.lm V. Эти звезды являются высокотемпературными аналогами переменных типа (альфа)2 CVn.

Взрывные и новоподобные переменные

Взрывными звездами называются звезды, показывающие вспышки, обусловленные термоядерными взрывами, происходящими в их поверхностных слоях () или в глубоких недрах (). К новоподобным мы будем относить переменные, показывающие новоподобные вспышки, связанные с быстрым выделением энергии в окружающих их объемах пространства (звезды типа UG-см. ниже), а также объекты, не показывающие вспышек, но по спектральным и другим особенностям сходные с взрывными переменными в минимуме блеска.
Большинство взрывных и новоподобных переменных являются тесными двойными системами, компоненты которых оказывают сильнейшее взаимное влияние на эволюцию друг друга. Вокруг карликового горячего компонента системы часто наблюдается аккреционный диск, образованный веществом, теряемым другим более холодным и обширным компонентом. Делятся на типы:

  • N — Новые звезды. Тесные двойные системы с периодами орбитального движения от 0.05 до 230d; одним из компонентов этих систем является карликовая горячая звезда, которая неожиданно, за время от одного дня до нескольких десятков или сотен дней, увеличивает свой блеск на 7 — 19mV. За время от нескольких месяцев до нескольких десятков лет блеск системы возвращается к первоначальному состоянию.
    В минимуме могут показывать небольшие изменения блеска. Холодные компоненты являются гигантами, субгигантами или карликами спектральных классов К-М. Спектры Новых близ максимума блеска сначала похожи на спектры поглощения А-F звезд высокой светимости. Затем в спектрах появляются широкие эмиссионные линии (полосы) водорода, гелия и других элементов с абсорбционными компонентами, свидетельствующими о наличии быстро расширяющейся оболочки. По мере ослабления блеска в сложном спектре появляются запрещенные эмиссионные линии, характерные для спектров газовых туманностей, возбуждаемых горячей звездой. В минимуме блеска спектры Новых, как правило, непрерывны или сходны со спектрами звезд типа Вольфа-Райе.
    Признаки холодных компонентов обнаруживаются лишь в спектрах наиболее массивных систем. У некоторых Новых после вспышки обнаруживаются пульсации горячих компонентов с периодами порядка 100 секунд и амплитудами около 0.05m V. Некоторые Новые, естественно, оказываются также затменными системами. По характеру изменения блеска Новые делятся на быстрые (NA), медленные (NB), очень медленные (NC) и повторные (NR).
  • NA — быстрые Новые, характеризующиеся быстрым подъемом блеска и уменьшающие блеск после достижения максимума на 3m за 100 или меньше дней (GKPer).
  • NB — медленные Новые, уменьшающие блеск после достижения максимума на 3m за 150 и более дней (RR Pic). При этом не принимается во внимание наличие известного «провала» на кривой блеска таких Новых, как Т Aur и DQ Her: скорость уменьшения блеска оценивается по виду плавной кривой, части которой до «провала» и после него являются непосредственным продолжением одна другой.
  • NC — Новые с очень медленным развитием, свыше десяти лет остающиеся в максимуме блеска и ослабевающие очень медленно. До вспышки эти объекты могут показывать долгопериодические изменения блеска с амплитудой 1-2m V (RR Tel); холодные компоненты этих систем, по-видимому, являются гигантами или сверхгигантами, иногда полуправильными переменными и даже переменными типа Миры Кита. Амплитуда вспышки может достигать 10m. Эмиссионный спектр высокого возбуждения сходен со спектрами планетарных туманностей, звезд типа Вольфа-Райе и симбиотических переменных. Не исключено, что эти объекты являются возникающими планетарными туманностями.
  • NL — новоподобные переменные звезды.. Недостаточно изученные объекты, сходные с Новыми по характеру изменений блеска или по спектральным особенностям. К ним относятся не только переменные, показывающие новоподобные вспышки, но и объекты, у которых вспышки никогда не наблюдались; спектры новоподобных переменных похожи на спектры бывших Новых, а небольшие изменения блеска напоминают, те, которые свойственны бывшим Новым в минимуме блеска. Нередко, однако, после надлежащего исследования, отдельных представителей этой весьма разнородной группы объектов удается отнести к другому типу переменных звезд.
  • NR — повторные Новые. Отличаются от типичных Новых тем, что у них зарегистрирована не одна, а две или несколько вспышек, разделенных интервалами от 10 до 80 лет (Т СгВ).
  • SN — сверхновые звезды (В Cas, CM Таu). Звезды, в результате взрыва быстро увеличивающие свой блеск на 20 и более величин, а затем медленно ослабевающие. Спектр во время вспышки характеризуется наличием очень широких эмиссионных полос, ширина которых в несколько раз превышает ширину ярких полос, наблюдаемых в спектрах Новых звезд; скорость расширения оболочки — несколько тысяч км/с. После взрыва структура звезды полностью меняется. На месте сверхновой остается расширяющаяся эмиссионная туманность и (не всегда наблюдаемый) пульсар. По форме кривых блеска и спектральным особенностям делятся на типы I и II.
  • SNI — сверхновые I типа. В спектрах присутствуют линии поглощения Са II, Si и др., кроме водородных. Расширяющаяся оболочка почти лишена водорода. В течение 20 – 30d после максимума блеск уменьшается со скоростью около 0.lm в сутки, затем скорость ослабления блеска замедляется и в дальнейшем становится постоянной – 0.014m в сутки.
  • SNII — сверхновые II типа. В спектрах видны линии водорода и других элементов. Расширяющаяся оболочка состоит в основном из водорода и гелия. Кривые блеска более разнообразны, чем кривые блеска сверхновых I типа. По истечении 40 – 100d после максимума скорость падения блеска обычно составляет 0.1m в сутки.
  • UG — переменные типа U Близнецов (U Gem), нередко называемые карликовыми Новыми. Тесные двойные системы, состоящие из звезды-карлика или субгиганта спектрального класса К-М, заполняющего объем своей внутренней критической поверхности Роша, и белого карлика, окруженного аккреционным диском. Орбитальные периоды заключены в пределах от 0.05 до 0.5d. Обычно наблюдаются лишь небольшие, в том числе быстрые, флуктуации блеска системы, но время от времени блеск быстро возрастает на несколько звездных величин и по истечении нескольких дней или десятков дней возвращается к первоначальному состоянию. Промежутки между двумя последовательными вспышками у данной звезды могут меняться в широких пределах, но каждая звезда характеризуется некоторым средним значением этих промежутков — средним циклом, соответствующим средней амплитуде изменения ее блеска. Чем больше цикл, тем больше
    амплитуда. Источники рентгеновского излучения. Спектр системы в минимуме блеска непрерывный с широкими эмиссионными линиями водорода и гелия. В максимуме блеска эти линии почти исчезают или превращаются в неглубокие линии поглощения. Некоторые из этих систем являются затменными, причем можно полагать, что главный минимум обусловлен затмением горячего пятна, образованного в аккреционном диске падающим на него газовым потоком, исходящим от звезды класса К-М.
    По характеру изменения блеска переменные типа U Gem можно разделить на три подтипа: SS Cyg, SU UMa и Z Cam.
  • UGSS — переменные типа SS Лебедя (SS Cyg, U Gem). Увеличивают свой блеск за 1 — 2d нa 2-6m V и через несколько дней возвращаются к первоначальному блеску. Значения циклов заключены в пределах от 10d дo нескольких тысяч дней.
  • UGSU — переменные типа SU Большой Медведицы (SU UMa). Характеризуются наличием двух видов вспышек — нормальных и сверхмаксимумов. Нормальные, короткие, вспышки похожи на вспышки звезд типа UGSS . Сверхмаксимумы ярче нормальных на 2m, более чем в пять раз продолжительнее (шире) и наступают более чем в три раза реже нормальных. Во время сверхмаксимумов на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на нее периодические колебания (superhumps) с периодом, близким к орбитальному, и амплитудами около 0.2 – 0.3m V. Орбитальные периоды меньше 0.1d, спектральный класс спутников — dM.
  • UGZ — переменные типа Z Жирафа (Z Cam). Также показывают циклические вспышки, но в отличие от переменных типа UGSS иногда после вспышки не возвращаются к первоначальному блеску, а в течение нескольких циклов сохраняют звездную величину, промежуточную между максимальной и минимальной. Значения циклов заключены в пределах от 10 до 40d, амплитуды изменения блеска — от 2 до 5m V.
  • ZAND — симбиотические переменные типа Z Андромеды (Z And). Тесные двойные, состоящие из горячей звезды, звезды позднего спектрального класса и протяженной оболочки, возбуждаемой излучением горячей звезды. Суммарный блеск системы испытывает неправильные изменения с амплитудой до 4m V. Очень разнородная группа объектов.

Тесные двойные затменные системы

Мы принимаем трехмерную систему классификации затменно-двойных звездных систем по форме кривой изменения их суммарного блеска, а также по физическим и эволюционным характеристикам их компонентов. Классификация по кривым блеска проста, привычна и удобна для наблюдателей; второй и третий способы классификации основаны на положении компонентов двойных систем на диаграмме Mv, В — V и степени заполнения ими своих внутренних критических эквипотенциальных поверхностей Роша. Для суждения об этом, как правило, использовались простые критерии, предложенные М.А.Свечниковым и Л.Ф.Истоминым (АЦ№ 1083, 1979). Ниже приводятся используемые в каталоге символы типов затменно-двойных систем.

а) Классификация по форме кривой блеска.

  • Е — затменно-двойные системы. Двойные системы, плоскость орбиты которых настолько близка к лучу зрения наблюдателя (наклонение i плоскости орбиты к плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, близко к 90°), что оба компонента (или один из них) периодически затмевают друг друга. Наблюдатель отмечает, вследствие этого, изменение видимого суммарного блеска системы, период которого совпадает с периодом обращения компонентов по орбите.
  • ЕА — затменные переменные типа Алголя ((бета) Per). Затменно-двойные со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами; кривые блеска позволяют фиксировать моменты начала и конца затмений. В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется незначительно, вследствие эффектов отражения, небольшой эллипсоидальности компонентов или физических изменений. Вторичный минимум может не наблюдаться. Периоды заключены в очень широких пределах — от 0.2 до 10000d и более; амплитуды изменения блеска весьма разнообразны и могут достигать нескольких величин.
  • ЕВ — затменные переменные типа (бета) Лиры ((бета) Lyr). Затменно-двойные с эллипсоидальными компонентами, обладающие кривыми блеска, которые не позволяют фиксировать моменты начала или конца затмений (вследствие непрерывного изменения видимого суммарного блеска системы в промежутках между затмениями); обязательно наблюдается вторичный минимум, глубина которого, как правило, существенно меньше глубины главного минимума; периоды преимущественно больше 1d (при периодах меньше 1d минимумы разной глубины, при периодах больше 1d глубина минимумов может быть почти одинаковой); компоненты обычно ранних спектральных классов В-А. Амплитуды изменения блеска обычно меньше 2m V.
  • EW — затменные переменные типа W Большой Медведицы (W UMa). Затменно-двойные с периодами меньше 1d, состоящие из почти соприкасающихся эллипсоидальных компонентов и обладающие кривыми блеска, не позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений; глубины главного и вторичного минимумов почти одинаковы или различаются очень незначительно. Амплитуды изменения блеска обычно меньше 0.8m V. Спектральные классы компонентов обычно F-G и более поздние.

б) Классификация по физическим характеристикам компонентов.

  • GS — системы, у которых один или оба компонента являются гигантами или сверхгигантами; один из компонентов может быть членом главной последовательности.
  • PN — системы, компонентами которых являются ядра планетарных туманностей (UU Sge).
  • RS — системы типа RS Гончих Псов (RS CVn). Существенной особенностью этих систем является наличие в спектре сильных эмиссионных линий Н и К Са II переменной интенсивности, свидетельствующее о повышенной хромосферной активности солнечного типа. Для этих систем характерно наличие радиоизлучения и рентгеновского излучения. У некоторых из них на кривой блеска вне затмений наблюдается квазисинусоидальная волна, амплитуда и положение которой медленно меняются с течением времени. Появление этой волны (часто называемой дисторсионной)
    объясняется дифференциальным вращением покрытой группами пятен поверхности звезды; период вращения групп пятен обычно близок к периоду орбитального движения (периоду затмений), но все же отличается от него, что и вызывает медленное изменение (миграцию) фаз минимума и максимума дисторсионной волны на средней кривой блеска. Переменность амплитуды волны (доходящей до 0.2m V) объясняется существованием долгопериодического цикла звездной активности (подобного солнечному одиннадцатилетнему циклу), в течение которого меняется количество и общая площадь пятен на поверхности звезды.
  • WD — системы, компонентами которых являются белые карлики.
  • WR — системы, среди компонентов которых содержатся звезды типа Вольфа-Райе (V 444Cyg).

в) Классификация по степени заполнения внутренних критических поверхностей Роша.

  • AR — разделенные системы типа AR Ящерицы (AR Lac), оба компонента которых — субгиганты, не достигающие своих внутренних критических эквипотенциальных поверхностей.
  • D — разделенные системы, компоненты которых не достигают своих внутренних критических эквипотенциальных поверхностей Роша.
  • DM — разделенные системы главной последовательности, оба компонента которых являются членами главной последовательности и не достигают своих внутренних критических поверхностей Роша.
  • DS — разделенные системы с субгигантом, в которых субгигант также еще не достигает своей внутренней критической поверхности.
  • DW — системы, сходные по своим физическим характеристикам с контактными системами типа W UMa (см. ниже), но не являющиеся контактными.
  • К — контактные системы, оба компонента которых заполняют свои внутренние критические поверхности.
  • КЕ — контактные системы ранних спектральных классов (О-А), оба компонента которых близки по размерам к своим внутренним критическим поверхностям.
  • КW — контактные системы типа WUMa с эллипсоидальными компонентами спектральных классов F0-К, главные из которых являются членами главной последовательности, а спутники располагаются левее и ниже ее на диаграмме Mv, В — V.
  • SD — полуразделенные системы, в которых поверхность менее массивного компонента-субгиганта близка к его внутренней критической поверхности.Сочетание всех трех способов классификации затменно-двойных систем предусматривает использование для одного объекта нескольких групп символов типа, разделенных наклонными черточками, например: E/DM, EA/DS/RS , EB/WR, EW/KW и т. п.

Тесные двойные оптически переменные источники сильного переменного рентгеновского излучения (Х-источники)

  • X — тесные двойные системы, являющиеся источниками сильного переменного рентгеновского излучения, не относящиеся или не отнесенные пока к рассмотренным выше типам переменных звезд. Одним из компонентов системы является горячий компактный объект (белый карлик, нейтронная звезда, а, быть может, и черная дыра). Рентгеновское излучение возникает при падении вещества, текущего от другого компонента, на компактный объект или окружающий этот объект аккреционный диск. В свою очередь, это рентгеновское излучение, попадая в атмосферу более холодного спутника компактного объекта, переизлучается в виде оптического высокотемпературного излучения (эффект отражения), делая более ранним и спектральный класс соответствующего участка поверхности спутника. Это приводит к весьма в своеобразной картине оптической переменности тесных двойных, являющихся источниками сильного рентгеновского излучения. Делятся на перечисленные ниже типы.
  • ХВ — рентгеновские вспыхивающие (bursters). Тесные двойные системы, показывающие рентгеновские и оптические вспышки продолжительностью от нескольких секунд до десяти минут с амплитудой порядка 0.1m V (V801 Аra, V926 Sco).
  • XF — рентгеновские флуктуирующие системы, показывающие быстрые флуктуации рентгеновского (Cyg X-1 = V1357 Cyg) и оптического (V821 Аra) излучения с циклом порядка десятков миллисекунд.
  • XI — рентгеновские неправильные. Тесные двойные системы, состоящие из горячего компактного объекта, окруженного аккреционным диском, и карлика спектрального класса dA-dM; характеризуются неправильными изменениями блеска с характерным временем порядка минут часов и амплитудой порядка 1m V; возможно наложение периодической составляющей, обусловленной орбитального движением (V818 Sco).
  • XJ — рентгеновские двойные, характеризующиеся наличием релятивистских струй, проявляющихся в рентгеновском и радиодиапазоне, а также в видимой области спектра в виде эмиссионных компонент, имеющих периодические смещения с релятивистскими скоростями (V1343 Aql).
  • XND — рентгеновские новоподобные, содержащие наряду с горячим компактным объектом карлик или субгигант спектрального класса G-M. Системы, иногда быстро увеличивающие свой блеск на 4-9m V одновременно в оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн без выброса оболочки. Продолжительность вспышки — до нескольких месяцев (V616 Моn).
  • XNG — рентгеновские новоподобные, главный компонент которых является сверхгигантом или гигантом раннего спектрального класса, а спутник — горячим компактным объектом. При вспышке главного компонента выброшенная им масса падает на компактный объект, вызывая со значительным запозданием появление рентгеновского излучения. Амплитуды-порядка l-2m V (V725 Тau).
  • ХР — рентгеновские системы с пульсаром; главный компонент — обычно эллипсоидальный сверхгигант раннего спектрального класса. Эффект отражения очень мал, и переменность блеска в основном обусловлена вращением эллипсоидального главного компонента. Периоды изменения блеска заключены в пределах от 1 до 10 d, период пульсара в системе — от 1 секунды до 100 минут. Амплитуда изменений блеска обычно не превышает нескольких десятых звездной величины (Vel Х-1 = GP Vel).
  • XPR — рентгеновские системы с пульсаром, характеризующиеся наличием эффекта отражения. Состоят из главного компонента спектрального класса dB-dF и рентгеновского пульсара, который может быть и оптическим. Когда главный компонент подвергается рентгеновскому облучению, средний блеск системы максимален, в периоды малой активности рентгеновского источника —
    минимален. Полная амплитуда изменений блеска может достигать 2-3m V (HZ Her).
  • XPRM — рентгеновские системы, состоящие из карлика позднего спектрального класса dK-dM и пульсара с сильным магнитным полем. Аккреция вещества на магнитные полюса компактного объекта сопровождается появлением переменной линейной и круговой поляризации излучения; поэтому эти системы иногда называются полярами. Обычно амплитуда изменений блеска порядка 1m V, но при облучении главного компонента рентгеновским излучением средний блеск системы может возрасти на 3m V. Полная амплитуда изменений блеска может достигать 4-5m V(AM Her, AN UMa).
    Если направленное рентгеновское излучение, возникающее в магнитных полюсах вращающегося горячего компактного объекта, не пересекает положения наблюдателя и система не воспринимается как пульсар, буква Р в приведенных выше символических обозначениях типов рентгеновских систем отсутствует. В случае, если рентгеновские системы являются затменными или эллипсоидальными, обозначению их типа предшествуют символы Е или ELL, объединенные с этим обозначением знаком + (например, Е+Х или ELL + X).

Другие типы звезд и космических объектов принятых за переменные звезды

  • BLLАС — внегалактические объекты типа BL Ящерицы (BL Lac). Компактные квазизвездные объекты, характеризующиеся почти непрерывным спектром с очень слабыми линиями эмиссии и поглощения и сравнительно быстрыми неправильными изменениями блеска с амплитудой до 3m V и больше. Источники сильного рентгеновского и радиоизлучения, показывающие сильную и переменную линейную поляризацию излучения в оптической и инфракрасной областях спектра. Небольшое число таких объектов, ошибочно принимаемых за переменные звезды и получающих соответствующие обозначения, по-видимому, и в дальнейшем будет иногда попадать в основную таблицу каталога.
  • CST — постоянные звезды. В свое время они были заподозрены в переменности блеска, и была проявлена торопливость в присвоении им окончательного обозначения. Дальнейшие наблюдения не подтвердили их переменности.
  • GAL — оптически переменные квазизвездные внегалактические объекты (активные ядра галактик), ошибочно принятые за переменные звезды.
    L: — неисследованные переменные звезды с медленными изменениями блеска.
  • QSO — оптически переменные квазизвездные внегалактические объекты (квазары), ошибочно принятые за переменные звезды.
    S: — неисследованные переменные звезды с быстрыми изменениями блеска.
    * — уникальные переменные звезды, не укладывающиеся в рамки описанной выше классификации. Это, видимо, кратковременные переходные стадии от одних типов переменности к другим, или начальные и конечные стадии эволюции этих типов, или недостаточно изученные представители будущих новых типов переменности блеска.
    Если переменная звезда относится одновременно к нескольким типам переменности блеска, эти типы объединяются в столбце «Тип» знаком + (например, E+UG, UV+BY).
    Несмотря на значительные успехи в понимании процессов звездной переменности, принятая в каталоге классификация далеко не совершенна. Особенно это относится к взрывным, симбиотическим и новоподобным переменным, рентгеновским источникам и пекулярным объектам. Мы будем продолжать работу по уточнению классификации переменных звезд, надеясь на критические замечания и полезные советы специалистов.

Переменные звёзды I Переме́нные звёзды

П. з.- звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звездами; переменность блеска таких звезд связана с изменением их температуры и радиуса, истечением вещества, конвективными движениями и др. Эти изменения у звезд некоторых типов являются регулярными и повторяются со строгой периодичностью. Однако нестационарность звезд не всегда вызывает их переменность; известны звезды, у которых истечение вещества, обнаруживаемое по эмиссионным линиям в спектре, не сопровождается сколько-нибудь заметными изменениями блеска. С другой стороны, переменными бывают и стационарные звезды: так, у двойных звезд периодические ослабления блеска обусловлены затмениями одного компонента другим. Правда, у тесных двойных звезд возникает также и физическая нестационарность, появляются газовые потоки и т. п., что усложняет видимую картину изменения их блеска. Вращение звезд с неоднородной поверхностной яркостью также приводит к переменности их блеска.

I. Общие сведения

П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физических характеристиках звезд. Кроме того, свойства П. з. позволяют использовать их для оценки расстояния до звездных систем, в состав которых они входят; они могут служить индикатором типа звездного населения таких систем. Будучи при этом легко обнаруживаемыми - и часто на очень больших расстояниях,- П. з. заслуженно пользуются особым вниманием астрономов. Количество переменных и «заподозренных» в переменности звезд нашей Галактики, включенных в каталоги, составляет около 40000 (на 1975), ежегодно число известных П. з. увеличивается в среднем на 500-1000. Около 5000 П. з. известно в других галактиках и более 2000 - в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики. П. ч. в пределах каждого созвездия, обозначают латинскими буквами (одиночными от R до Z или комбинациями двух букв) или номерами с буквой V перед ними.

Из звезд, изменяющих свой блеск, легче всего обнаруживаются новые звезды (См. Новые звёзды). Появление на небе и исчезновение новых звезд отмечалось уже в глубокой древности. Наблюдения ярких новых звезд (точнее - сверхновых звезд (См. Сверхновые звёзды)) провели в 1572 Тихо Браге , а в 1604 И. Кеплер . Но первой П. з. меняющей свой блеск более или менее регулярно (а не «временно», подобно новым звездам), стала открытая немецким астрономом Д. Фабрициусом в 1596 звезда ο Кита (Мира); французский астроном И. Бульо в 1667 определил её период изменения блеска, оказавшийся: равным 11 месяцам. В 1669 итальянский учёный Дж. Монтанари открыл переменность блеска β Персея (Алголя). Английский астроном Дж. Гудрайк (1764-86) обнаружил строгую периодичность ослаблении блеска Алголя, открыл и исследовал переменность блеска δ Цефея, а английский астроном Э. Пиготт - η Орла. Но систематическое изучение П. з. начал Ф. Аргеландер , который в 40-х гг. 19 в. создал методику глазомерных оценок блеска П. з. В 1866 было известно уже 119 П. з. К концу 19 в. было доказано, что переменность Алголя вызывается затмениями яркого компонента более тёмным, и, таким образом, было обнаружено существование так называемых затменных П. з. Тогда же была выдвинута гипотеза (немецким астроном А. Риттер), согласно которой наблюдаемую переменность звёзд можно объяснить их пульсацией. Внедрение в исследования П. з. астрофотографии привело к открытию большого числа новых П. з. К 1915 было известно уже 1687 П. з., к 1940 - 8254. Открытая в 1912 американским астрономом Г. Ливитт зависимость период - светимость позволила Х. Шепли определить расстояние до центра Галактики, а Э. Хаббл у доказать в 1924, что туманности, подобные туманности Андромеды, являются независимыми звёздными системами, др. галактиками.

В России систематическое фотографирование и исследование П. з. начали В. К. Цераский и С. Н. Блажко в Москве (1895). Новую эпоху в исследовании П. з. открыло массовое внедрение многоцветной фотоэлектрической фотометрии с начала 50-х гг. Современные светоприёмники позволяют исследовать (при условии хорошего астроклимата) переменность блеска с амплитудой в тысячные доли звёздной величины и временным разрешением в тысячные доли секунды; при тщательных исследованиях обнаруживается, что всё возрастающее количество звёзд, считающихся обычно постоянными, оказывается микропеременным.

В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П. з. и издание каталогов, а также разработку системы классификации Астрономическому совету АН СССР и Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов и др.). С 1928 издаются сборники «Переменные звёзды ». В СССР исследования П. з. активно ведутся в астрономических учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П. з. ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардские астрономические обсерватории в США.

II. Классификация переменных звёзд

П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.

1. Затменные переменные звёзды.

Затменные П. з. представляют собой систему из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, причём плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой, сопровождаемое ослаблением суммарного блеска системы. Расстояние между компонентами обычно сравнимо с их размерами. В нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса. У одних из них (звезды типа β Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа β Лиры и W Большой Медведицы) блеск изменяется непрерывно; это объясняется тем, что из-за относительно малого расстояния между компонентами форма их отлична от шаровой, они вытянуты вследствие действия приливных сил. Изменение блеска у таких систем обусловлено не только затмением, но и непрерывным изменением обращенной к наблюдателю площади светящейся поверхности звёзд; в некоторых случаях затмение вообще отсутствует. Периоды изменения блеска затменных звёзд (совпадающие с их орбитальными периодами) очень разнообразны; у звёзд типа W Большой Медведицы с почти соприкасающимися компонентами (звёздами-карликами) они меньше суток; у звёзд типа β Персея периоды достигают сотен дней, а у некоторых систем, в состав которых входят сверхгиганты (VV Цефея, ε Возничего и др.),- десятков лет.

Затменные П. з. представляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд (см. Двойные звёзды). Интерес к затменным двойным звёздам резко возрос, когда некоторые из них были отождествлены с космическими источниками рентгеновского излучения. В некоторых случаях (HZ Геркулеса, или Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затмения наблюдаются также и в рентгеновском диапазоне, причём по доплеровскому изменению периода импульсов рентгеновского излучения оказывается возможным определить элементы орбиты компонентов. Как и в случае импульсов радиоизлучения у пульсаров (См. Пульсары), эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды (См. Нейтронные звёзды)), входящего в двойную систему. У ряда тесных двойных систем компонентом с излучением в оптическом диапазоне является сверхгигант спектрального класса В; в этих случаях не наблюдаются затмения в рентгеновском диапазоне, а иногда и в оптическом. Масса невидимого компонента в таких системах, по-видимому, превышает 3 массы Солнца и такие звёзды (особенно Лебедь Х-1 или V 1357 Лебедя), по-видимому, следует рассматривать как «чёрные дыры» (См. Чёрная дыра). Причиной рентгеновского излучения тесных двойных систем является, по всей видимости, аккреция компактным компонентом звёздного ветра или газовых струй, идущих от видимого компонента.

2. Физические переменные звёзды.

Физические П. з. изменяют свой блеск в результате происходящих в них физических процессов. Физические П. з. делятся на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска; в большинстве случаев они объясняются пульсацией внешних слоев звёзд. При сжатии звезды радиус её уменьшается, она нагревается и светимость её увеличивается; при расширении звезды светимость её падает. Периоды изменения блеска пульсирующих П. з. колеблются от долей дня (звёзды типа RR Лиры, δ Щита и β Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звёзды типа Миры Кита, полуправильные звёзды). Периодичность изменения блеска некоторых звёзд выдерживается с точностью хорошего часового механизма (например, некоторые цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же она практически отсутствует (у красных неправильных переменных). Всего пульсирующих звёзд известно около 14 000.

Долгопериодические цефеиды - переменные звёзды-сверхгиганты с периодами от 1 до 50-200 сут, с амплитудами изменения блеска от 0,1 до 2 звёздных величии в фотографических лучах. Период и форма кривой блеска, как правило, постоянны. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отражением кривой блеска, максимум этой кривой практически совпадает с минимумом блеска, её минимум - с максимумом блеска. Спектральные классы в максимуме блеска F5 - F8, в минимуме F7 - K0, причём тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растет и светимость цефеид.

Звёзды типа Миры Кита - долгопериодические переменные звёзды-гиганты с амплитудами более 2,5 звёздной величины (до 5-7 звёздных величин и больше), с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключёнными в пределах приблизительно от 80 до 1000 сут, имеющие характерные эмиссионные спектры поздних спектральных классов (Me, Ce, Se).

Полуправильные П. з.- звёзды поздних классов (F, G, К, М, С, S), субгиганты, гиганты или сверхгиганты, обладающие заметной периодичностью, сопровождаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных П. з. заключены в очень широких пределах - приблизительно от 20 до 1000 сут и больше. Формы кривых изменения блеска весьма разнообразны, амплитуда обычно не превышает 1-2 звёздных величин.

П. з. типа RR Лиры (короткопериодические цефеиды, или звёзды типа П. з. в шаровых скоплениях) - пульсирующие гиганты, обладающие особенностями цефеид, с периодами изменения блеска, заключёнными в пределах от 0,05 до 1,2 сут, спектральными классами А и F и амплитудами до 1-2 звёздных величин. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода. В ряде случаев эти изменения периодичны (эффект Блажко).

П. з. типа δ Щита - субгиганты спектральных классов А и F, пульсирующие с периодом в немногие часы и амплитудой в несколько сотых или десятых долей звёздной величины.

П. з. типа RV Тельца - звёзды-сверхгиганты со сравнительно стойкой периодичностью изменений блеска, с общей амплитудой до 3 звёздных величин; кривая блеска состоит из двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, периоды заключены в пределах от 30 до 150 сут; спектральные классы от G до поздних К (изредка появляются полосы окиси титана, характерные для спектров класса М).

П. з. типа β Цефея, или, как их часто называют, звёзды типа β Большого Пса,- однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах около 0,1 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы B0 - B3. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды.

Эруптивные переменные звёзды характеризуются неправильными, часто быстрыми и большими изменениями блеска, вызванными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер. Эти звёзды делят на две группы: а) молодые, недавно сформировавшиеся звёзды, к которым относят быстрые неправильные (так называемые орионовы) П, з., неправильные П. з. типа Т Тельца, вспыхивающие звёзды типа UV Кита и родственные им объекты, многочисленные в очень молодых звёздных скоплениях и часто связанные с диффузным веществом; б) звёзды, обычно почти постоянные, но время от времени показывающие быстрые и большие увеличения яркости; это - новые и сверхновые звёзды, повторные новые, звёзды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические переменные (для последних характерно присутствие в спектре линий, типичных как для горячих, так и для холодных звёзд). Во многих случаях (если не всегда) звёзды этой группы оказываются двойными системами. Эруптивных звёзд известно более 1600.

Орионовы П. з.- неправильные П. з., связанные с диффузными туманностями или наблюдаемые в районах таких туманностей. К этой же группе П. з. относятся и быстрые неправильные П. з., видимым образом не связанные с диффузными туманностями и обнаруживающие изменения блеска на 0,5-1,0 звёздной величины в течение нескольких часов или суток. Эти звёзды иногда относят к особому классу П. з. типа RW Возничего; однако резкой границы между ними и орионовыми П. з. не существует.

П. з. типа Т Тельца - неправильные П. з., в спектре которых имеются следующие спектральные признаки: спектральные классы заключены в пределах F - М; спектр наиболее типичных звёзд напоминает спектр солнечной хромосферы; наблюдаются аномально интенсивные флюоресцентные эмиссионные линии FI с длинами волн 4046 Å, 4132 Å. Эти П. з. наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.

П. з. типа UV Кита - звёзды, иногда испытывающие вспышки с амплитудой от 1 до 6 звёздных величин. Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через несколько минут или десятков минут. Встречаются как в звёздных скоплениях, так и в окрестностях Солнца.

Новые звёзды - это горячие карлики, за несколько дней увеличивающие блеск на 7-15 звёздных величин, а затем в течение нескольких месяцев или лет возвращающиеся к блеску, который они имели до начала вспышки. Спектральные данные показывают, что у звезды возникает расширяющаяся оболочка, постепенно рассеивающаяся в пространстве. У повторных новых звёзд вспышки повторяются через несколько десятков лет; возможно, что через сотни или тысячи лет повторяются и вспышки типичных новых звёзд, амплитуды изменения блеска которых обычно гораздо больше.

П. з. типа U Близнецов - звёзды, у которых обычно наблюдаются небольшие быстрые флуктуации блеска. При среднем цикле в несколько десятков или сотен дней у звёзд этого типа наблюдаются увеличения блеска на 2-6 звёздных величин, причём тем большие, чем реже вспышки происходят. Подобно новым звёздам, звёзды этого типа, являются тесными двойными системами, их вспышки так или иначе связаны с обменом вещества между компонентами, находящимися на разных стадиях эволюции.

В отдельную группу могут быть выделены звёзды, переменность блеска которых обусловлена неоднородной поверхностной яркостью, вследствие чего при вращении блеск их изменяется. К этой группе относятся прежде всего звёзды типа BV Дракона, которые, подобно П. з. типа UV Кита, обнаруживают молниеносные вспышки, но обладают также и небольшими периодическими изменениями блеска. По-видимому, к этой же группе П. з. относятся и Магнитные звёзды или П. з. типа α 2 Гончих Псов. Это звёзды спектрального класса А, в спектре которых наблюдаются аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов, изменяющие интенсивность с тем же периодом, что и блеск и магнитное поле, всегда наблюдающееся у звёзд этого типа. Амплитуда обычно не превышает 0,1 звёздной величины, а периоды заключены в интервале 1-25 сут. Переменность объясняется, по-видимому, тем, что области, отличающиеся по температуре и химическому составу, располагаются на поверхности звезды симметрично относительно магнитной оси, наклонной к оси вращения (гипотеза «наклонного ротатора»).

Сверхновые звёзды не наблюдались в нашей Галактике со времён Тихо Браге и Кеплера, но в других галактиках их открывают ежегодно до 20; всего же их известно к 1975 свыше 400. Вспышка сверхновой - наиболее грандиозное явление в мире звёзд; в максимуме блеска сверхновая звезда, вспыхнувшая в той или иной галактике, иногда достигает совокупной яркости всех остальных звёзд этой галактики. Вспышки сверхновых звёзд связывают с началом коллапса звезды после истощения источников ядерной энергии (см. Коллапс гравитационный). После вспышки сверхновая звезда превращается в пульсар - нейтронную звезду, вращающуюся с периодом в немногие секунды и доли секунды; узконаправленное электромагнитное излучение, выходящее из магнитных полюсов пульсара, не совпадающих с полюсами оси вращения, обусловливает наблюдаемое импульсное излучение пульсара. Пока известен лишь один пульсар, отождествленный с наблюдаемым в видимых лучах небесным объектом,- СМ Тельца. Это - результат вспышки сверхновой звезды 1054 г., приведший также к образованию Крабовидной туманности.

III. Теоретические исследования переменных звёзд

Причины изменений блеска физических П. з. и место, занимаемое этими звёздами в звёздной эволюции, составляют тесно связанный круг проблем. По-видимому, переменность характерна для звёзд на определённых этапах их эволюции. Особое значение для понимания природы переменности имеет изучение П. з. в звёздных скоплениях (для звёзд, входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюционную стадию), а также анализ положения П. з. разных типов на диаграмме «спектр - светимость» (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма).

Скопления, содержащие быстрые неправильные П. з., очень молоды (их возраст 10 6 -10 7 лет). В этих скоплениях лишь наиболее массивные звёзды, обладающие значительной светимостью, достигли главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, занимают её верхнюю часть и являются обычными стационарными звёздами. У звёзд меньшей светимости и массы ещё не закончилось гравитационное сжатие, сохранилась обширная конвективная зона, в которой происходят неправильные бурные движения газа, с этим, по-видимому, и связана переменность блеска и спектра молодых звёзд.

Ряд типов пульсирующих П. з. расположен на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла в пределах полосы нестабильности, пересекающей диаграмму от красных сверхгигантов спектрального класса К до белых звёзд-карликов класса А. К их числу принадлежат цефеиды, звёзды типа RV Тельца, RR Лиры и δ Щита. Во всех этих звёздах действует, по-видимому, единый механизм переменности, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Звёзды, соседствующие на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, обладают схожими характеристиками переменности (например, цефеиды плоской и сферической составляющей), но их эволюционная история, массы, внутреннее строение резко отличаются.

Изучение пространственно-кинематических характеристик П. з. было одним из главных факторов, приведших в 40-х гг. 20 в. к разработке концепции составляющих Галактики и звёздных населений (см. Галактика).

Лит.: Общий каталог переменных звезд, 3 изд., т. 1-3, М., 1969-71; Пульсирующие звезды, М., 1970; Эруптивные звезды, М., 1970; Затменные переменные звезды, М., 1971; Методы исследования переменных звезд, М., 1971.

Ю. Н. Ефремов.

II Переме́нные звёзды («Переме́нные звёзды»,)

сборники статей, издаваемые Астрономическим советом АН СССР. Основан в 1928 Нижегородским кружком любителей физики и астрономии. С 1946 издаются в Москве (до 1971 как Бюллетень). В сборниках публикуются результаты исследований переменных звёзд, квазаров, рентгеновских источников и др. космических объектов, показывающих явления нестационарности, а также связанные с этими объектами методические и теоретические работы. К началу 1975 вышли 141 номер и 6 приложений к ним.

Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия . 1969-1978 .

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды с заметно изменяющимися характеристиками излучения (светимостью, наблюдаемым потоком излучения, спектром и т.п.). Основные типы переменных звезд: затменные, пульсирующие, взрывные (новые звезды тесные двойные звезды, за… … Современная энциклопедия

Переменная звезда звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Переменной называется звезда, изменения… … Википедия

I Переменные звёзды П. з. звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звездами; переменность блеска таких звезд связана с изменением их температуры и радиуса, истечением вещества,… … Большая советская энциклопедия

Характеризуются переменным блеском. Различают затменные двойные звёзды и пульсирующие переменные звёзды (цефеиды) с периодическим изменением блеска, эруптивные звёзды, пульсары и тесные двойные звёзды (с перетеканием вещества от одного компонента … Энциклопедический словарь

Характеризуются переменным блеском. Различают затменныс двойные звёзды и пульсирующие П. з. (цефеиды) с периодич. изменением блеска, эруптивные звёзды, пульсары и тесные двойные звёзды (с перетеканием в ва от одного компонента к другому) … Естествознание. Энциклопедический словарь

переменные звёзды - астрон. Звёзды, видимый блеск которых подвержен колебаниям … Словарь многих выражений, Вордерман Кэрол, Стили Крэйг, Квигли Клэр. О книге Книга знакомит с популярным языком программирования Python, предлагая читателю постигать его на практике. Чтобы делать это было интереснее, авторы приводят примеры интересных…


Переменные звёзды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых меняется. Звезды бывают затменно-переменными и физически переменными. В первом случае сама звезда свой блеск не меняет, просто одна звезда при движении закрывает другую и наблюдатель видит изменение блеска звезды. К этим звездам относится Алголь (созвездие Персея).

Физическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных, а также пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому). Сейчас известно десятки тысяч физически переменных звезд.

Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальные обозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg)

А теперь рассмотрим все известные классы физически переменных звёзд.

Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). К цефеидам принадлежит Полярная звезда. Уже давно открыли, что она меняет свой блеск в довольно незначительных пределах.

Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики.

Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьма различны (от суток до нескольких десятков суток).

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500°.

В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическое изменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторону происходит в минимуме, а в синюю - в максимуме блеска. Таким образом, периодически меняется и радиус звезды.

Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественно вблизи основной плоскости пашей звездной системы - Галактики. Цефеиды, встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующие звезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы.

Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.

Период механических колебаний звезды типа Солнца оказывается около трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации с периодами меньше 2- 3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания.

В настоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних слоев.

Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, в котором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементы практически полностью ионизованы). Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия. слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из- за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.

Для осуществления этого механизма необходимо, чтобы на определенной глубине под поверхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигалась температура, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только у звезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. В итоге пульсации возможны только у определённых звезд.

Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массой и светимостью, то в силу соотношения следует ожидать существования и зависимости между периодом и светимостью.

Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к нам звездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что все изученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид.

Основной трудностью определения нуль- пункта этой зависимости является то, что расстояния ни до одной из известных цефеид не удается определить тригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежными косвенными методами.

Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной у цефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяют расстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иные методы.

Кроме цефеид, существует еще несколько типов пульсирующих переменных звезд. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры , прежде называвшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик с обычными цефеидами. Звезды типа RR Лиры - гиганты спектрального класса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чем в сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины.

Интересным типом пульсирующих переменных является небольшая группа звезд типа b Цефея (или типа b Большого Пса), принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В (в среднем класс В2-3). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела они расположены справа от верхней части главной последовательности. По характеру переменности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры, отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины, не более 0,2m. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и у цефеид, наблюдается зависимость периода от светимости. Кривые изменения лучевых скоростей часто оказываются меняющимися по фазе, форме и амплитуде.

Помимо пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует ряд типов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них выделяются звезды типа RV Тельца , у которых изменения светимости характеризуются чередованием глубоких и мелких минимумов, происходящим с периодом от 30 до 150 дней и с амплитудой от 0,8 до 3,5 звездных величин. Звезды типа RV Тельца принадлежат к спектральным классам F, G или К. У многих из них вблизи эпохи максимума в спектре появляются яркие эмиссионные линии, а около минимума - полосы поглощения титана. Это говорит о том, что спектр звезд типа RV Тельца сочетает признаки как ранних спектральных классов горячих звезд, так и поздних холодных. Звезды типа RV Тельца - промежуточное звено между цефеидами и другими типами пульсирующих переменных.

Звезды типа m Цефея принадлежат к спектральному классу М и называются красными полуправильными переменными. Они отличаются иногда очень сильными неправильностями изменения светимости, происходящими за время от нескольких десятков до нескольких сотен суток.

Рядом с полуправильными переменными на диаграмме спектр-светимость располагаются звезды класса М , в которых не удается обнаружить повторяемости изменения светимости (неправильные переменные). Ниже их находятся звезды с эмиссионными линиями в спектре плавно меняющие свою светимость за очень большие промежутки времени (от 70 до 1300 дней) и в очень больших пределах (до 10m). Замечательной представительницей звезд этого типа является "омикрон" (o) Кита, или, как ее иначе называют, Мира (Дивная). Её открыл немецкий астроном Д. Фабрициус. В 1596 г. она была видна на небе, затем исчезла и появилась только в 1609 г.

По звезде Мира весь этот класс звезд называют долгопериодическими переменными типа Миры Кита или миридами. Мириды - пульсирующие звезды, яркость которых меняется из- за колебаний размеров. В спектрах этих звезд всегда присутствуют эмиссионные линии водорода (в максимуме) или металлов (перед минимумом). Длина периода у долгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения в пределах от 10% в обе стороны.

Рассмотренные группы пульсирующих переменных образуют единую последовательность звезд с увеличивающейся продолжительностью периода (или цикла) пульсации. Особенно наглядно эта последовательность выступает, если учесть количество звезд различных типов с данным значением периода, содержащихся в определенном объеме пространства. Большинство пульсирующих переменных имеет периоды, близкие к значениям 0d,2 (тип RR Лиры), 0d,5 и 5d (цефеиды), 15d (разновидность цефеид - звезды типа W Девы), l00d (полуправильные) и 300d (долгопериодические переменные). Все эти звезды
относятся к гигантам, т.е. согласно современным представлениям об эволюции звезд, к объектам, прошедшим стадию пребывания на главной последовательности.

Дальнейший путь эволюции соответствует перемещению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо. При этом все звезды верхней части главной последовательности должны пересечь полосу нестабильности, упоминавшуюся выше, а массивные звезды пересекают ее дважды и задерживаются на ней дольше.

Помимо неустойчивости, характерной для цефеид, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, возможно, существуют и другие области неустойчивости, соответствующие остальным пульсирующим переменным. Таким образом, пульсации, скорее всего, закономерное явление, отличающее некоторые этапы эволюции звезд.

Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными .

Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь.

Наиболее молодыми звездами, по- видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F- G, с эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы. Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона.

Очень похожи на них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам от В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно, что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжении часа.

Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по- видимому, является причиной хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самые молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более молодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака.

Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса- час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами. Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.

Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В, преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам. Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на 0,1m-0,2m, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны, по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Be-звезд порядка 10M¤. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.

Звезды типа Вольфа-Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группу звезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем их абсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не превышает 200. Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации (Н, 1 Не, 2 He, 3 С, 3 N, 3 О и т.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Её источником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000 К! Световое давление столь горячего излучения, по- видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренного движения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодые объекты, часто двойные системы.

Наряду с процессами сжатия или расширения блеск звезды может меняться из- за того, что на поверхности образуются темные и светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к наблюдателю то светлой, то темной стороной. На некоторых звездах темные пятна занимают большие площади, поэтому переменность становится заметной. На Солнце количество темных пятен тоже периодически возрастает. Установлено, что при прохождении темных пятен на видимом диске Солнца на Землю поступает меньше света. Так что Солнце можно считать пятнистой переменной звездой.

Новые звезды. Термин «новая» звезда вовсе не означает появления вновь возникшей звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд. Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7- 8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимая звездная величина уменьшается на 10m- 13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает 8,5m. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А- F.

Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звезд.

Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая новая называется повторной. У повторных новых звезд, как правило, возрастание светимости несколько меньше, чем у типичных новых.

После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность.

Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления на несколько этапов. Начальный подъем блеска происходит очень быстро (2- 3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъем). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездные величины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три звездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падение светимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению. Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звезда приобретает ту же светимость, что и до вспышки.

Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей в звезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких- либо внешних факторов.

Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентами тесных двойных систем, к которым принадлежат все такие звезды. В паре одна звезда, как правило, звезда главной последовательности, вторая - белый карлик. Нормальная звезда сильно деформируется воздействием белого карлика. Плазма из нее начинает перетекать на белый карлик, образуя вокруг него светящийся диск. По мере падения вещества на белый карлик возникает слой газа с высокой температурой и плотностью, столкновения протонов вызывают термоядерную реакцию. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки. Свечение оболочки наблюдатель видит как вспышку новой звезды. Общее количество энергии, выделяющейся при вспышке новой, превышает 10 45 -10 46 эрг. Солнце излучает столько энергии за десятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядерной энергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает только поверхностные слои.

Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой 10 -4 -10 -5 M¤. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от нескольких сотен до 1500-2000 км/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех наиболее близких к нам новых звезд.

На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочки возрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоев звезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F. Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастает вследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтому незадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта.

На этом этапе спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А или F (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важной особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг линий поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающего вещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду. В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этой стадии.

В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главный спектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующую скорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана с тем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно, прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутся гораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, очень широкие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образом водороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектра от соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главного спектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочка становится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающие всевозможными скоростями.

Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляется диффузно- искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водорода и ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровой спектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. В дальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный для горячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионова спектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой с увеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячих слоев.

К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионов достигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, на фоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосами поглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые в спектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Это свидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.

Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже -21m. Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионов раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 10 48 -10 49 эрг, что в тысячи раз более, чем для новых.

Сверхновые звезды образуются в результате взрыва звезды, когда большая часть ее массы разлетается со скоростью до 10 000 км/сек, а остаток сжимается в сверхплотную нейтронную звезду.

Фотографически зарегистрировано около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Сверхновые звезды являются финалом жизни звезд, которые по массе в 8-10 раз больше Солнца, они рождают нейтронные звезды и обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами.

По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалось установить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболее интересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г., вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскими астрономами в виде внезапно появившейся "звезды- гостьи", которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем.

Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнее датским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звезды в созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая свою светимость, стала казаться ярче Венеры.

Вскоре её излучение начало постепенно ослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности и небольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженным глазом.

В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездии Змееносца. Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своим масштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром.

По характеру спектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.

Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Через полгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить со спектром нейтрального кислорода.

У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения, отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.

Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые в нескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд I типа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Форма эмиссионных линий этой туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Современные размеры туманности таковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад, т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени и местоположению Крабовидной туманности со "звездой- гостьей", описанной в китайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездии Тельца является результатом вспышки сверхновой.

Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей:

1) более 80% видимого излучения приходится на непрерывный спектр;

2) в белом свете она имеет аморфный вид;

3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиями ионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельными волокнами;

4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманности почти полностью;

5) Крабовидная туманность является одним из самых мощных источников радиоизлучения в нашей Галактике.

Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовидной туманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. начали возникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромными кинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся со скоростями, близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаются и в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так и в радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такое излучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.

Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены также в местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики.

До последнего времени оставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовидной туманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то, что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал проясняться только после того как были открыты совершенно новые объекты.

Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом четких импульсов. Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 с, в то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 с. В настоящее время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто возрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловую природу. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся в пределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике.

Наиболее замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, в точности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности. Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды также меняется с тем же периодом. В импульсе звезда достигает 13m, а между импульсами она не видна. Такие же пульсации у этого источника испытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышает мощность оптического излучения.

Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, как Крабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз теми объектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласно современным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделением огромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, после того как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.

Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной звезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этом случае при массе порядка 2M¤ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной (до 10 6 т/см 3), а вращение звезды в силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду. На поверхности нейтронной звезды нейтроны распадаются на протоны и электроны. Сильное поле разгоняет электроны до скорости, близкой к скорости света, и они вылетают в космическое пространство. Электроны покидают звезду только в районах магнитных полюсов, где магнитные силовые линии выходят наружу. Если магнитная ось звезды не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Так что название пульсар не совсем правильно: звезды не пульсируют, а вращаются.

У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за 10 3 -10 7 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля, связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит в излучение. Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающие резкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере её остывания.

Кроме радио- пульсаров открыты т.н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звёздные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или чёрную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.

Очень интересными переменными звёздами являются похожие на пульсары источники рентгеновского излучения. Некоторые из них на самом деле являются пульсарами, другие - остатками вспышек сверхновых звезд. В этом случае причиной свечения является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.

Но основная часть галактических источников рентгеновского излучения принадлежит к особому классу объектов звездной природы, которые часто называют рентгеновскими звездами. Наиболее замечательным типичным их представителем является упоминавшийся источник Скорпион Х-1. Из постоянно излучающих он оказался самым ярким: в диапазоне 1-10 Aring; поток излучения от него в среднем составляет 3 10 -7 эрг/см 2 , т.е. столько же, сколько в оптической области дает звезда 7m. Рентгеновская светимость его достигает 10 37 эрг/с, что в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца.

Важной особенностью рентгеновских звезд является переменность их излучения. У источника Скорпион Х-1, отождествленного с переменной звездой 12-13m, вариации потока рентгеновского и оптического излучений никак не связаны друг с другом. В течение нескольких дней оба могут испытывать флуктуации в пределах 20%, после чего наступает активная фаза - вспышки, длящиеся по нескольку часов, во время которых потоки меняются в 2-3 раза. При этом существенное изменение уровня излучения порой наблюдается за промежуток времени порядка 10 -3 сек, так что размеры источника не могут превосходить 0,001 световой секунды (определяемой по аналогии со световым годом), т.е. 300 км. Это говорит о том, что источниками рентгеновского излучения должны быть необычайно компактные объекты, возможно, типа нейтронных звезд, как в случае пульсаров, с которыми отождествляются некоторые рентгеновские звезды.

У ряда рентгеновских звезд, например, у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3, обнаружена строгая периодичность вариаций потока рентгеновского излучения, доказывающая, что источник является компонентом двойной системы. Свыше десятка источников отождествлены со звездами, переменность которых указывает на их принадлежность к тесным двойным системам. Следовательно, рентгеновские звезды, - скорее всего, тесные двойные системы, в которых один из компонентов - оптическая звезда, а другой - компактный объект, находящийся в завершающей стадии своей эволюции. Чаще всего предполагают, что это нейтронная звезда, хотя в некоторых случаях не исключена возможность белого карлика или даже черной дыры.

Причиной возникновения мощного рентгеновского излучения должно быть падение на компактный объект (например, нейтронную звезду) облаков и струй газов, перетекающих из оптического компонента тесной двойной системы. В случае чрезвычайной компактности нейтронной звезды скорость падения газов в этом процессе, называемом аккрецией, может достигать 100 000 км./с, т.е. трети скорости света! При падении на нейтронную звезду кинетическая энергия газов будет превращаться в рентгеновское излучение. Важную роль при этом играют сильные магнитные поля нейтронной звезды.

Помимо постоянно наблюдаемых источников рентгеновского излучения ежегодно обнаруживается до десятка вспыхивающих объектов, по характеру явления напоминающих новые звезды. Светимость таких новоподобных источников рентгеновского излучения быстро возрастает за несколько дней. В течение 1-2 месяцев они могут оказаться самыми яркими участками на "рентгеновском" небе, порой в несколько раз превосходящими по потоку излучения ярчайший постоянный источник Скорпион Х-1. Некоторые из них во время вспышек оказываются рентгеновскими пульсарами, отличающимися очень длинными периодами (до 7 минут). Природа этих объектов, а также возможная их связь с новыми звездами пока не известны.

В далекие древние времена люди часто обращали свой взор к звездам. Изучали этот загадочный мир философы и звездочеты, жрецы и мудрецы. Как вы думаете, откуда мы знаем так много созвездий? Еще в древности люди заметили, что звездное небо практически неизменно, а сами звезды не меняют своего блеска. Так и начали наши предки считать, что небесный мир неизменен, а наш, земной постоянно изменяется. Наверно поэтому все боги всех религий и мировоззрений обитали либо на небе либо в созвездиях. В созвездиях увековечивали могучих животных, мифических героев, царей. Но иногда появлялись «нарушители», это очень яркие звезды, которые внезапно вспыхивали, а потом, после некоторого промежутка времени исчезали. Это были новые звезды. И явление это было не столь частым. А ученые того времени называли их не настоящими. То, что в старину называли новыми звёздами, сейчас относят к одной из двух важных разновидностей переменных: новым либо сверхновым. Вплоть до XVI в. никаких других переменных звёзд ученые не знали. Существует, правда, легенда, что название звезды Персея - Алголь (араб. – «звезда дьявола») - появилось из-за якобы замеченной древними арабами (и хорошо известной сегодня) её переменности.

В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус открыл новую звезду 2-й звёздной величины в созвездии Кита. Он некоторое время следил за ней, и, как обычно, новая бесследно исчезла. Но неожиданно в 1609 г. Фабрициус опять нашёл её на небе! Так впервые была обнаружена переменная звезда, которая очень сильно меняла свой блеск: иногда становилась невидимой для невооружённого глаза, иногда вспыхивала вновь, но не пропадала навсегда. Интересно, что в промежутке между двумя открытиями Фабрициуса, в 1603 г., эту звезду наблюдал другой немецкий астроном Иоганн Байер, автор первого полного звёздного атласа неба. Он не заметил переменности, зато нанёс звезду на карту своего атласа под именем Омикрон Кита. Другое её название Мира Кита, или просто Мира (лат. «удивительная»).


Итак, переменные звезды – это звёзды, блеск которых меняется До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. Поэтому в каталоги переменных звезд включают все звезды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд (примечательно, что около 10 тыс. из них открыл один человек – немецкий астроном Куно Хофмейстер), и это число очень быстро растёт благодаря современным точным методам наблюдений. Количество переменных звёзд, обнаруженных в других галактиках, достигает десятков тысяч.
Основные типы переменных звезд

Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них - пульсирующие звёзды , яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат звёзды типа Миры , или мириды , - красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет. Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды , названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдает ее. Звезда периодически сжимается, разогреваясь и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звездным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цeфеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Физику пульсаций цефеид впервые успешно объяснил в 50-е гг. советский ученый С. А. Жевакин.

Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период-светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются. Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период-возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики.

Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать. Навсегда ли – покажет будущее.

Кроме цефеид и мирид есть немало других типов пульсирующих звёзд. Некоторые из них в противоположность цефеидам принадлежат к самым старым представителям звёздного населения. Так, пульсирующие переменные типа RR Лиры во множестве встречаются в шаровых звёздных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.

Пульсирующая звезда в определённом смысле подобна колеблющемуся пружинному маятнику: аналогом жёсткости пружины при этом является средняя плотность вещества звезды. Звёзды эволюционируют: меняются их размеры, а, следовательно, и средняя плотность. Всё это отражается на частоте колебаний «звёздной пружины». Систематически измеряя блеск пульсирующей звезды, нетрудно с высокой точностью определить период колебаний. По изменению периода можно понять, какой этап переживает звезда.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые взрывные (или катаклизмические ) звёзды - пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превосходит их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоев менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ – белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды. В видимой области спектра блеск при этом возрастает не менее чем на 6 звёздных величин, а иногда и гораздо сильнее (вспыхнувшая в 1975 г. новая V 1500 Лебедя увеличила свой блеск примерно на 19 звёздных величин!). Полная продолжительность вспышки новой - порядка года и больше.

Но и без столь бурных процессов тесная двойная система может быть интересной переменной звездой. Перетекающее вещество не сразу падает на поверхность белого карлика. Если он не обладает сильным магнитным полем, газ образует вокруг белого карлика диск. Этот диск нестабилен, вследствие чего у звезды могут отмечаться вспышки, только менее масштабные, чем у новых, и гораздо меньшей продолжительности (обычно несколько суток от возгорания до затухания). Такие переменные называют карликовыми новыми или переменными типа U близнецов . Если же у белого карлика сильное магнитное поле, вещество падает на звезду в области полюсов и характер переменности становится ещё сложнее.

При внешнем сходстве со вспышкой новой явление сверхновой звезды имеет совсем иную природу: вероятно, это один из последних этапов жизни звезды, когда она катастрофически сжимается, лишившись основных источников термоядерной энергии.

Если в двойной системе, подобной новым или карликовым новым звёздам, вместо белого карлика находится нейтронная звезда пли чёрная дыра, система тоже может наблюдаться как переменная звезда, и при этом она окажется сильным источником рентгеновского излучения. Открыв новый рентгеновский источник, астрономы нередко находят в той же области неба переменную звезду в оптическом диапазоне, а затем им удастся доказать, что именно она испускает рентгеновские лучи. Изучая белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры в системах переменных звёзд, астрофизики исследуют вещество в состояниях, которые невозможно воспроизвести в физической лаборатории.

Особая группа переменных - самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Такие звёзды впервые обнаружил в XIX в. русский астроном Отто Васильевич Струве в огромном комплексе вокруг туманности Ориона, поэтому их стали называть орионовыми переменными . Нередко они именуются и переменными типа Т Тельца , по одной из известных молодых переменных звёзд. Орионовы переменные часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Мы знаем всего два-три десятка звёзд, принадлежащих к интересному типу R Северной Короны , характерный признак которого, образно говоря «вспышки наоборот». Звезда, давшая название этой разновидности переменных, иногда неожиданно падает в блеске на несколько (до восьми) звёздных величин, а потом медленно, в течение недель или даже месяцев, восстанавливает яркость. Атмосферы таких звёзд имеют необычный химический состав: в них практически отсутствует самый распространённый во Вселенной элемент - водород, зато много гелия и углерода. Предполагается, что углерод конденсируется в потоках вещества, истекающего с поверхности звезды, образуя сажу, которая и поглощает излучение. У некоторых звёзд типа R Северной Короны зарегистрированы также пульсации с периодами в десятки суток.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды (разумеется, здесь рассмотрены далеко не все их разновидности). Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая затменная переменная звезда – Алголь. В этой системе компоненты не слишком близки между собой, поэтому их форма мало искажена взаимодействием - они почти шарообразны. Переменные, подобные Алголю, практически не меняют блеска, пока не наступит затмение. Обнаружить такую переменность непросто, ведь продолжительность затмения обычно невелика по сравнению с интервалом времени, когда блеск звезды постоянен. Но встречаются и другие затменные переменные. Их компоненты имеют форму вытянутых эллипсоидов - столь сильно притяжение каждого из них влияет на соседа. При орбитальном вращении таких тел блеск меняется непрерывно, и довольно трудно определить, в какой момент начинается затмение.

Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной. На некоторых холодных карликовых звёздах пятна подобны солнечным, но, поскольку они занимают большую часть диска, переменность при осевом вращении становится вполне заметной.

У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна. Ещё труднее обнаружить её с Земли - Солнце слишком яркое. Однако для человека Солнце - самая важная звезда, от которой зависит жизнь на нашей планете, поэтому и внимание к нему особое. Специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне может считаться слабой пятнистой переменной звездой. Небольшая переменность Солнца наблюдается и с периодом, равным одиннадцатилетнему циклу солнечной активности.

Очень часто геометрическая переменность сочетается с физической. Так, многие красные карлики - пятнистые переменные и в то же время принадлежат к одному из самых распространённых типов физически переменных - вспыхивающим звёздам. Вспышки таких звёзд похожи на некоторые виды солнечных вспышек, только гораздо мощнее. Иногда во время вспышки, длящейся считанные минуты, блеск звезды возрастает на несколько звёздных величин. (Напомним, что разница в одну звёздную величину означает отличие освещённости примерно в 2,5 раза.) Представьте себе, что было бы, если бы при солнечных вспышках на Землю приходило вдвое больше света, чем обычно!

Переменными не считаются звёзды, блеск которых меняется вследствие микролинзирования или затмения малыми планетами Солнечной системы, т. е. явлений, не связанных с процессами в самой звезде.

Любительские наблюдения переменных звезд

Современные методы научных исследований очень сложны, чтобы правильно их использовать, нужна многолетняя специальная подготовка. Без неё невозможно создать новую физическую теорию или грамотно поставить эксперимент. Наука стала почти на сто процентов профессиональной. Однако в области изучения переменных звёзд и сейчас, в XXI в., существует обширное поле деятельности для любителей астрономии. Держать в поле зрения каждую из десятков тысяч переменных звёзд профессиональные астрономы пока не в состоянии. Такая возможность появится, вероятно, только после организации автоматического слежения за всем звёздным небом с оперативной обработкой информации на мощных компьютерах. Пока же астрономы-любители (многие из которых объединены в ассоциации) наблюдают множество переменных звёзд, преимущественно ярких, и сообщают астрономическим научным учреждениям ценные сведения об изменениях их блеска.

Ассоциация эффективно взаимодействует с профессиональными астрономическими учреждениями. Например, астрономы поручали её членам проследить, когда у определённой карликовой новой произойдёт вспышка, чтобы, получив сообщение об этом, немедленно начать наблюдения на больших телескопах. Неоценим вклад любителей астрономии в наблюдения переменных типа Миры Кита, которые ведутся ими на протяжении десятилетий. Результаты публикуются в изданиях Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд и других подобных объединений.

Нередко астрономам-любителям удаётся первыми заметить вспышки новых звёзд. Здесь наибольший успех в последнее время выпадает на долю японских наблюдателей, тоже объединённых в ассоциацию. Пользуясь электронной почтой, они поддерживают постоянную связь, помогают друг другу проверить возможные открытия, оперативно извещают профессионалов. А протестантский священник Р. Эванс из Австралии сумел запомнить облик окрестностей большого числа близких галактик, чтобы, наводя на них телескоп, проверять (даже без помощи звёздной карты), не вспыхнули ли в этих галактиках сверхновые звёзды. Так ему удалось открыть десятки сверхновых.

Любительские наблюдения переменных звёзд проводятся и в России и в Украине, где имеются свои объединения любителей (некоторые наши соотечественники участвуют и в работе Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд). О наиболее интересных результатах они сообщают институтам, занимающимся этими вопросами.


Затменно-переменные звезды иногда называют геометрическими , подразумевая при этом, что их переменность является следствием геометрического расположения компонентов двойной системы звезд относительно наблюдателя, но никак не зависит от физических процессов, происходящих в самих х. Не вполне разделяя такую точку зрения, отметим все же, что этот класс объектов весьма многочисленен – к настоящему времени обнаружено более 4000 затменно- .

Переменные звезды обозначаются латинскими прописными буквами в каждом созвездии в порядке их обнаружения за исключением звезд, обозначенных греческими буквами или имеющими собственные имена, например, Алголь, δ Цефея и т.п. Первая переменная в каком-либо созвездии обозначается буквой R, вторая - буквой S, затем T, и т.д. до буквы Z . Затем переменные обозначаются комбинациями всех этих букв от RR до ZZ . Следующие переменные обозначаются комбинациями букв от A до Q (AA→ QZ ). Буква J из обозначений исключается, чтобы не было путаницы с буквой I. Когда все 334 буквенные комбинации оказываются исчерпанными, используется сквозная цифровая нумерация звезд (начинается с числа 335), перед которой ставится указание переменности V (variable - переменный).

Самую многочисленную группу составляют так называемые физические переменные звезды. К настоящему времени их обнаружено более 50000, однако практически каждая на определенной становится физически нестационарным объектом.

Физические переменные или – звезды, изменяющие видимую (и действительную) яркость в результате происходящих в их недрах физических процессов. Кроме изменения яркости, у таких наблюдаются вариации размеров, температуры поверхности, химического состава атмосферы и других параметров.

По виду кривой блеска и по физическим процессам, приводящим к вариациям видимой яркости, физические переменные звезды подразделяются на два класса: пульсирующие переменные звезды, новоподобные, новые и звезды.

Пульсирующими называются звезды, у которых изменения блеска вызван пульсациями, то есть периодическими (квазипериодическими) изменениями радиуса R физической ; эти изменения поддерживаются внутренними источниками энергии звезды и возбуждаются тепловым потоком, идущим из внутренних областей звезды к наружным. Автоколебания сопровождаются изменениями температуры T поверхности звезды и, следовательно, общего потока излучения Ф, видимой m и абсолютной M звездными величинами, цвета и спектра.

По виду кривой блеска и продолжительности пульсаций пульсирующие переменные звезды подразделяются на несколько типов. Рассмотрим некоторые из них.

Правильная - пульсирующая , изменения блеска которой носят строго периодический характер, а может быть представлена сравнительно простой функцией m(t), где m - видимая звездная величина звезды на момент наблюдения t. К правильным переменным относят звезды типа δ Цефея, W Девы, RR Лиры, o Кита и др.

Переменная типа RR Лиры (лирида, RR ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 0,05 d ÷ 1,2 d ; гигант A - F; средняя (медианная) M ср ≈ 0 m ÷ -1 m , L ~ 10 2 .

Медианная M определяется как среднее из абсолютной величины правильной переменной в минимуме M min и максимуме M max блеска:

M ср = (M min + M max )/2. (33)

Лириды занимают узкий участок на диаграмме Г-Р в области гигантов, чем обусловлены сравнительно небольшие различия звезд этого класса. Массы звезд этой группы переменных M ~ 2÷ 3 × М ⊙ , радиусы R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Средняя плотность лирид r ≈ 10 -2 г/см 3 (сравни: r ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).


Рисунок 7.

Лириды (рис. 7а) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А ≈ 1 m ,0÷ 2 m Δ R ≈ 5%), поверхностная температура (Δ T ~ 1000К), спектр (от A до F ) звезды.

Переменные этого типа получили название от RR созвездия Лира (RR Лиры), которую можно наблюдать как звезду с m v = +7 m ,5, меняющую свой блеск с m vmax = + 7 m ,06 до m vmin = +8 m ,12 с периодом P = 13 h 36 m 14 s ,9. Во время пульсации RR Лиры меняет от A 2 в максимуме блеска до F 1 в минимуме блеска. Наблюдаются более 6700 лирид, причем все они относятся к сферической составляющей Галактики и в значительном числе обнаруживаются в шаровых звездных скоплениях. Эти переменные звезды называют иногда короткопериодическими цефеидами.

Типа δ Цефея (цефеида DCEP , C δ ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант или сверхгигант F или G; средняя (медианная) M ср ≈ -2 m ÷ -6 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 3 ÷ 16 × М ⊙ , радиусы R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Средняя плотность цефеид ρ ≈ 10 -5 г/см 3 (ср.: ρ ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).

Так же как и у лирид, цефеиды (рис. 7 b ) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А = 0 m ,1 ÷ 2 m ,0. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000К), спектр (от F до K ) звезды.

Типичный представителем этого класса является четвертая по яркости созвездия Цефей - δ Цефея, переменность которой была обнаружена в 1784 г Дж. Гудрайком. Эта сверхгигантская относится к классу светимости Ib , меняет блеск с периодом P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 и амплитудой A = 0 m ,9 от m v = +3 m ,5 до m v = +4 m ,4. Во время пульсаций изменяется спектр от G 2 до F 5 и температура звезды от T ≈ 5500К до T ≈ 7000К. Радиус δ Цефея R ≈ 50 × R ⊙ меняется в пределах ± 7 × 10 5 км. Этот сверхгигант находится от нас на расстоянии r ≈ 330 (около 1000 св.г.), имеет абсолютную звездную величину M v = –4 m и входит в состав кратной (тройной) системы звезд.

Пожалуй, наиболее близкой к Солнцу цефеидой является Полярная (a Малой Медведицы), сверхгигант F 7, от которого свет идет около 470 лет (r ≈ 140 ). В начале ХХ в . сотрудница Гарвардской обсерватории (США) Г. Ливитт приступила к изучению в Малом Магеллановом Облаке и к 1912 г . обнаружила почти прямолинейную зависимость между видимыми звездными величинами m в максимуме (и минимуме) блеска и логарифмом периода изменения блеска lgP для 23 правильных переменных звезд типа δ Цефея и RR Лиры. Так как исследованные Ливитт звезды находятся от нас практически на одном расстоянии, то открытие Ливитт означало, что светимости L правильных связаны почти линейной зависимостью с периодами изменения их блеска. В двадцатых годах трудами Э.Герцшпрунга, Г.Рессела и Х.Шепли удалось оценить нуль-пункт этой зависимости, то есть определить значение средней светимости L (или средней абсолютной звездной величины M ср) для правильных конкретного периода. В настоящее время для определения средней абсолютной звездной величины M ср по наблюденному значению периода P изменения блеска правильной (звезды типа δ Цефея) используется соотношение:

М v ср = - 1,01 - 2,88 × lgP d . (34).

Типа W Девы (цефеида CW ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант F или G; средняя M ср ≈ 0 m ÷ -3 m . Звезды этого типа отличаются от классических цефеид не только тем, что их абсолютные звездные величины на 1 m ,5 ÷ 2 m ,0 больше абсолютных звездных величин C δ , но и своим распределением в Галактике. Если цефеиды C δ сосредоточены главным образом вблизи плоскости Галактики (цефеиды плоской составляющей Галактики), то цефеиды CW встречаются в равной мере во всем объеме Галактики (цефеиды сферической составляющей Галактики). Для переменных CW, как и для всех правильных , характерна строгая связь между периодом изменения блеска P и средним значением абсолютной звездной величины M ср ( ю L ) звезды.

Переменные звезды типа δ Цефея и W Девы называют также долгопериодическими цефеидами. Обнаружено более 850 долгопериодических цефеид – членов Галактики.

Лириды и цефеиды, будучи гигантскими и сверхгигантскими ми, видны с огромных расстояний. С помощью крупных телескопов эти звезды можно обнаружить в других галактиках, отстоящих от нашей на 3-5 М . Первые определения расстояний до ближайших галактик, в частности, до галактики Андромеды (М31) были сделаны с помощью диаграммы “период- ” (рис. 8).



Рисунок 8.

Диаграмма, представляющая зависимость между периодом P изменения блеска правильных типа δ Цефея, W Девы (цефеиды) и типа RR Лиры (лириды) и медианным значением абсолютной звездной величины M ср (ил L) для этих звезд, называется диаграммой “период- ”.

По оси абсцисс диаграммы откладываются значения lgP правильной переменной, по оси ординат - медианное значение абсолютной звездной величины M этой звезды. Для определения расстояний эта диаграмма используется вместе с соотношениями типа (34), полученными из наблюдений для звезд различного типа переменности.

Если где-либо наблюдается правильная , то по кривой блеска устанавливается тип переменности и определяется период переменности P . Пусть, например, это будет типа δ Цефея с периодом P = 30 d . Входя по этому значению периода в диаграмму “период- ” или используя соотношение (34), определяем среднюю абсолютную звездную величину звезды: M ср = -5 m ,35. Так как переменная наблюдаема, то из наблюдений определяется ее средняя видимая звездная величина m ср : например, m ср = + 18 m , 37. Воспользуемся соотношением (18) для модуля расстояний и определим расстояние до звезды в ах. Это расстояние оказывается равным r ≈ 5,5 × 10 5 или π = 1,6 × 10 -6 . π , определенный таким образом, называется цефеидным параллаксом.

Долгопериодическая типа o Кита (мира, мирида, М) - пульсирующая с периодом изменения блеска P ≈ 70 d ÷ 700 d ; гигант M , C или S ; средняя M ср ≈ -3,5 m ÷ 0 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 5 ÷ 10 × М ⊙ , радиусы R > 40 × R ⊙ . Средняя плотность мирид ρ ≈ 10 -5 ¸ 10 -9 г/см 3 .

Мириды представлена на рис. 7с. Кривая имеет несимметричную форму с амплитудой изменения видимой звездной величины А = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, то есть блеск мириды во время пульсации может измениться почти в 10000 раз! Амплитуда и период изменения блеска мириды может меняться на 10% и более. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ~ 15%), поверхностная температура (Δ T ~ 500К) и спектр (от М0 к более позднему подклассу) звезды. Особенностью спектров мирид является наличие , в частности, ярких линий излучения водорода и некоторых других химических элементов, что свидетельствует о бурных процессах, происходящих в холодных атмосферах этих звезд.

Этот класс получил название от звезды o Кита (o - омикрон). Астроном Д. Фабрициус в 1596 г обратил внимание на то, что эта в течение некоторого времени увеличивала свою яркость. Затем блеск звезды уменьшался до тех пор, пока она не перестала быть наблюдаемой. Фабрициус дал звезде имя Мира (удивительная, дивная). И действительно, эта удивительная является гигантом M 7 eIII (e – эмиссионная), которая с периодом 332 d ,3 меняет свой видимый блеск почти в 1600 раз от m v = +2 m ,0 до m v = +10 m ,1, время от времени становясь недоступной для наблюдений невооруженным глазом. Мира находится от нас на расстоянии r ≈ 140 , имеет абсолютную звездную величину M ≈ -2 m ,7, а в максимуме блеска сияет как 1000 Солнц. Мира в десять раз массивнее (М ≈ 10 × М ⊙ ) и в 400 раз больше (R ≈ R ⊙ ) Солнца, так что средняя плотность звезды ничтожно мала: ρ ≈ 10 -8 г/см 3 . Если бы Мира находилась на месте Солнца, то орбита Марса располагалась бы внутри ее фотосферы. Мира является одной из компонент четырехкратной системы звезд. Со времен Фабрициуса обнаружено более 6500 мирид, большинство которых недоступно для наблюдений невооруженным глазом. Судя по вариациям периода и амплитуды мирид, эти звезды располагаются в классификации между правильными и полуправильными пульсирующими ми.

Полуправильная (SR ) - пульсирующая , изменения блеска которой не имеют строго периодического характера, а отличается существенными изменениями видимой звездной величины m и амплитуды A за относительно длительные промежутки времени – от нескольких десятков до нескольких сотен суток.

Эти гиганты и сверхгиганты поздних M 0 ÷ M 8 с абсолютными звездными величинами M ≈ -4 m ÷ +1 m имеют амплитуду изменения блеска A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 с несколькими периодами, накладывающимися один на другой. Примером таких звезд может служить красная полуправильная m Цефея, которой приведена на рис. 7 d . Сверхгигантская M 2 Ia проявляет циклические, то есть непостоянные по периоду, изменения блеска. Как показывают исследования, здесь накладываются друг на друга три колебания с периодами около 90, 600 и 4300 суток. Пунктиром отмечена долгопериодическая составляющая колебания блеска. К настоящему времени обнаружено более 4300 полуправильных переменных как типа µ Цефея, так и других типов.

Неправильная (L ) - пульсирующая , по кривой блеска которой невозможно установить какой-либо закономерности в пульсациях.

Причина неправильных пульсаций пока достоверно не установлена, однако число обнаруженных звезд такого типа довольно велико – около 3600 звезд. Примером может служить SV Тельца, которой приведена на рис. 7 e . долгое время может сохранять неизменным максимальный блеск, затем ее блеск за относительно короткий промежуток времени ослабевает в несколько тысяч раз, после чего возвращается в нормальное состояние. свидетельствует об отсутствии равновесия между процессами, ответственными за пульсации верхних слоев атмосферы звезды.

К особому типу относят пульсары.

Пульсар – правильная , период изменения яркости (блеска) которой во всех диапазонах электромагнитного излучения (от гамма излучения до радиоволн) постоянен с очень большой точностью, причем наблюдаемое изменение энергии излучения происходит импульсами с частотой от одного импульса до нескольких десятков и даже сотен импульсов в секунду – отсюда и название объекта «пульсар». Исследования показали, что пульсар является нейтронной звездой, быстро вращающейся вокруг своей оси и обладающей мощным магнитным полем (~ 10 12 Э); при соответствующей ориентации оси вращения относительно наземного наблюдателя проявляет себя как пульсар, причем период пульсаций является периодом вращения вокруг оси.

– с неправильными, непредсказуемыми изменениями блеска (видимой яркости) в пределах 0 m ,5 ÷ 6 m , причиной которых могут быть нестационарные взрывоподобные процессы умеренной силы (эрупции), протекающие в верхних слоях фотосферы звезды. с неправильными, непредсказуемыми быстрыми изменениями блеска в пределах нескольких звездных величин: - 2 m выше звезд главной последовательности соответствующих . в течение длительного промежутка времени может находиться в почти стационарном состоянии, после чего наблюдаются быстрые изменения блеска с амплитудами до 3 и более. Вокруг звезд наблюдаются яркие туманности, обширные оболочки, движение вещества в которых, по-видимому, и являются причиной переменности блеска. Возможно, это самые молодые образования среди звездного населения Галактики. Интересно, что наблюдаются группами, находящимися внутри обширных газопылевых туманностей. Эти группы получили название Т-ассоциации.

Типа FU Ориона (фуор) – , которая за несколько лет может увеличить блеск в сотни раз. Обладает сильным инфракрасным излучением. В спектре наблюдаются линии лития (Li ) – возможно, в недрах этих звезд еще не начался термоядерный синтез. Так FU Ориона при наблюдении в 1936 г изменила свою видимую звездную величину с +16 m до +10 m , через два года ее видимая звездная величина стала равной +11 m и в настоящее время незначительно меняется в ту или иную сторону.

Эруптивные звезды в значительном количестве наблюдаются в туманности Ориона, поэтому их часто называют Орионовыми .



Рисунок 9.

Особый класс нестационарных звезд составляют (рис. 9). Эти сверхмассивные объекты с массой M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ и температурой на поверхности Т ≈ 5 × 10 4 К находятся, по-видимому, на промежуточной между стационарными ми O и нестационарными красными сверхгигантами. Сами явно нестационарны: в спектрах наблюдаются широкие эмис­сионные линии гелия (Не I и He II ), углерода (у WC-звезд), азота (у WN-звезд). Это свидетельствует о том, что из внешних областей звезды происходит выброс значительной массы вещества (до 10 -4 × M ⊙ в год), которое со скоростями до 1500 км/с “растекается” по межзвездному пространству. Изображенная на фотографии находится внутри своих газовых выбросов - эти выбросы образуют бело-голубой “пузырь”. Звездный ветер, дующий от звезды со скоростью ~ 3000 км/с, при сто новении с межзвездным газом образует ударную волну, энергия которой вызывает свечение газа. На рисунке хорошо видна неправильная волокнистая структура облаков межзвездного газа. Учитывая массу и скорость сбрасываемого звездой вещества, можно оценить время существования объекта в подобной стадии - оно не может превышать 10 4 ÷ 10 5 лет. Естественно, очень редки: на одну звезду этого типа приходится до 150 млн. звезд других классов. отнесены к спектральному классу W.

Сброс вещества, по-видимому, является обычным явлением на определенной стадии эволюции некоторых звезд. Наблюдаются объекты, за свой внешний вид получившие название планетарные туманности.

Планетарная туманность – система, состоящая из звезды (ядро туманности) и окружающей ее светящейся газовой оболочки (собственно туманность).

Ядро планетарной туманности – горячая голубая , спектр которой похож на спектр (W) или звезды O; температура поверхности ядра T ~ 10 5 К, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; дальнейшее остывание и сжатие этой звезды приводит к появлению белого карлика. Оболочка генетически связана с ядром; электронная температура оболочки T е ≈ 1,3 × 10 4 К, то есть газ оболочки полностью ионизирован. Типичная масса оболочки M ≈ 0,1 × M ⊙ , диаметр d ~ 0,1 ÷ 1 . Вся система возникает, возможно, на катастрофической красных гигантов и субгигантов.

На фотографии планетарной туманности M27 “Гантель” (рис. 10) хорошо видна внутренняя структура туманности, особенности которой позволяют сделать вывод о несимметричном сбросе вещества звездой. Туманность светится за счет двух механизмов: рассеяние излучения ядра и переизлучение жесткого ультрафиолетового излучения ядра атомами H и He, входящими в состав вещества туманности. Температура туманности