Переменные звезды

Переменные звезды. (далее П)

П/b>— звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П/b> 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.

. Общие сведения

П/b> являются наиболее ценными источниками сведений о физических характеристиках звезд. Кроме того, свойства П/b> 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/b> 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/b> увеличивается в среднем на 500—1000. Около 5000 П/b> 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 перед ними.

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

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

В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П/b> 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 П. В СССР исследования П/b> активно ведутся в астрономических учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П/b> ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардские астрономические обсерватории в США.

. Классификация переменных звезд

П/b> делятся на два больших класса: затменные П/b> и физические П/b>

1. Затменные переменные звезды.

Затменные П/b> представляют собой систему из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, причем 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 звезд этого класса. У одних из них (звезды типа b Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа b Лиры и 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 звезд; в некоторых случаях затмение вообще отсутствует. Периоды изменения блеска затменных звезд (совпадающие с их орбитальными периодами) очень разнообразны; у звезд типа Большой Медведицы с почти соприкасающимися компонентами (звездами-карликами) они меньше суток; у звезд типа b Персея периоды достигают сотен дней, а у некоторых систем, в состав которых входят сверхгиганты ( Цефея, e Возничего и др.),— десятков лет.

Затменные П/b> представляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звезд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звезд (см. Двойные звезды). Интерес к затменным двойным звездам 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, причем по доплеровскому изменению периода импульсов рентгеновского излучения оказывается возможным определить элементы орбиты компонентов. Как и в случае импульсов радиоизлучения у пульсаров, эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды), 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 звезды (особенно Лебедь Х-1 или 1357 Лебедя), по-видимому, следует рассматривать как "черные дыры". Причиной рентгеновского излучения тесных двойных систем является, по всей видимости, аккреция компактным компонентом звездного ветра или газовых струй, идущих от видимого компонента.

2. Физические переменные звезды.

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

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

Долгопериодические цефеиды — переменные звезды-сверхгиганты с периодами от 1 до 50—200 сут, с амплитудами изменения блеска от 0,1 до 2 звездных 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, ее минимум — с максимумом блеска. Спектральные классы в максимуме блеска ₅ — ₈, в минимуме ₇ — ₀, причем тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растет и светимость цефеид.

Звезды типа Миры Кита — долгопериодические переменные звезды-гиганты с амплитудами более 2,5 звездной величины (до 5—7 звездных величин и больше), с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключенными в пределах приблизительно от 80 до 1000 сут, имеющие характерные эмиссионные спектры поздних спектральных классов (Me, , ).

Полуправильные П/b>— звезды поздних классов (, G, К, М, С, ), субгиганты, гиганты или сверхгиганты, обладающие заметной периодичностью, сопровождаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных П/b> 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 звездных величин.

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

П/b> типа d Щита — субгиганты спектральных классов А и , пульсирующие с периодом в немногие часы и амплитудой в несколько сотых или десятых долей звездной величины.

П/b> типа RV Тельца — звезды-сверхгиганты со сравнительно стойкой периодичностью изменений блеска, с общей амплитудой до 3 звездных 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 характерные для спектров класса М).

П/b> типа b Цефея, или, как их часто называют, звезды типа b Большого Пса,— однородная группа пульсирующих звезд-гигантов, блеск которых меняется в пределах около 0,1 звездной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы ₀ — ₃. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды.

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

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

П/b> типа Т Тельца — неправильные П/b>, в спектре которых имеются следующие спектральные признаки: спектральные классы заключены в пределах — М; спектр наиболее типичных звезд напоминает спектр солнечной наблюдаются аномально интенсивные флюоресцентные эмиссионные линии с длинами волн 4046 Å, 4132 Å. Эти П/b> наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.

П/b> типа Кита — звезды, иногда испытывающие вспышки с амплитудой от 1 до 6 звездных 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 звездных скоплениях, так и в окрестностях Солнца.

Новые звезды — это горячие карлики, за несколько дней увеличивающие блеск на 7—15 звездных 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 звезд вспышки повторяются через несколько десятков лет; возможно, что через сотни или тысячи лет повторяются и вспышки типичных новых звезд, амплитуды изменения блеска которых обычно гораздо больше.

П/b> типа Близнецов — звезды, у которых обычно наблюдаются небольшие быстрые флуктуации блеска. При среднем цикле в несколько десятков или сотен дней у звезд этого типа наблюдаются увеличения блеска на 2—6 звездных величин, причем тем большие, чем реже вспышки происходят. Подобно новым звездам, звезды 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 звезды, переменность блеска которых обусловлена неоднородной поверхностной яркостью, вследствие чего при вращении блеск их изменяется. К этой группе относятся прежде всего звезды типа Дракона, которые, подобно П/b> типа Кита, обнаруживают молниеносные вспышки, но обладают также и небольшими периодическими изменениями блеска. По-видимому, к этой же группе П/b> относятся и магнитные звезды или П/b> типа a² Гончих Псов. Это звезды спектрального класса А, в спектре которых наблюдаются аномально усиленные линии и редкоземельных элементов, изменяющие интенсивность с тем же периодом, что и блеск и поле, всегда наблюдающееся у звезд этого типа. Амплитуда обычно не превышает 0,1 звездной величины, а периоды заключены в интервале 1—25 сут. Переменность объясняется, по-видимому, тем, что области, отличающиеся по температуре и составу, располагаются на поверхности звезды симметрично относительно оси, наклонной к оси вращения (гипотеза "наклонного ротатора").

Сверхновые звезды не наблюдались в нашей Галактике со времен 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 звезд; в максимуме блеска сверхновая звезда, вспыхнувшая в той или иной галактике, иногда достигает совокупной яркости всех остальных звезд этой галактики. Вспышки сверхновых звезд 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 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.

. Теоретические исследования переменных звезд

Причины изменений блеска физических П/b> и место, занимаемое этими звездами в звездной эволюции, составляют тесно связанный круг проблем. По-видимому, переменность характерна для звезд на определенных этапах их эволюции. Особое значение для понимания природы переменности имеет изучение П/b> в звездных скоплениях (для звезд, входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюционную стадию), а также анализ положения П/b> разных типов на диаграмме "спектр — светимость" (см. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма).

Скопления, содержащие быстрые неправильные П/b>, очень молоды (их возраст 10⁶—10⁷ лет). В этих скоплениях лишь наиболее массивные звезды, обладающие значительной светимостью, достигли главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла, занимают ее верхнюю часть и являются обычными стационарными звездами. У звезд меньшей светимости и массы еще 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 звезд.

Ряд типов пульсирующих П/b> расположен на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла в пределах полосы нестабильности, пересекающей диаграмму от красных сверхгигантов спектрального класса К до белых звезд-карликов класса А. К их числу принадлежат цефеиды, звезды типа RV Тельца, RR Лиры и d Щита. Во всех этих звездах действует, по-видимому, единый механизм переменности, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Звезды, 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/b> было одним из главных факторов, приведших в 40-х гг. 20 в. к разработке концепции составляющих Галактики и звездных 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.

	Copyright © 1999-2023 Oval.ru, All Rights Reserved.