Виды, типы и общая классификация переменных звезд. Переменная звезда

26.09.2019

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.

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.

Продолжаю серию статей «астрономический справочник». И сегодня рассмотрю ещё одну важную тему, которая пригодится вам при чтении статей из раздела - переменные звёзды . По прошествии времени звёзды могут менять свою яркость (блеск), такие звёзды называются переменными. Переменные звёзды меняют свой блеск из-за физических изменений состояния самой звезды, а также из-за затмений, если речь идёт о двойных (кратных) системах - это затменно-переменные звёзды.

Бывают следующие типы физических переменных звёзд:

пульсирующие - характеризуются непрерывными и плавными изменениями блеска: цефеиды, мириды, типа RR Лиры, неправильные, полуправильные;
эруптивные - характеризуются неправильными, быстрыми и сильными изменениями блеска, вызванными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер: новые звёзды, сверхновые.

Переменные звёзды имеют специальные обозначения. Эти звёзды в каждом созвездии обозначают последовательностью букв латинского алфавита: R, S, Т, …, Z, RR, RS, …, RZ, SS, ST, …. ZZ, АА, …, AZ, QQ, …, QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (RR Lyr). Таким образом можно обозначить 334 переменных звезды в каждом созвездии. Если количество превышает 334, то следующие обозначаются V 335, V 336 и т. д.

Затменно-переменные звёзды

Затменно-переменные звёзды - тесные пары звёзд, которые нельзя разделить даже в самые мощные телескопы, видимая звёздная величина меняется из-за периодически наступающих для наблюдателя с Земли затмений одного компонента системы другим. Звезда с большей светимостью - главная, с меньшей - спутник. Самыми популярными примерами являются: β Персея (Алголь) и β Лиры.

Из-за перекрытия одной звезды другой суммарная звёздная величина изменяется периодически.

Кривая блеска - график, который изображает изменение потока излучения звезды в зависимости от времени. Когда звезда имеет максимальную яркость, то это эпоха максимума , минимальную (или наибольшую ) - эпохой минимума . Разность между максимумом и минимумом звёздных величин называется амплитуда , а временной интервал между двумя максимумами (минимумами) - периодом переменности .

График изменения потока излучения звезды от времени

Исходя из данных графика можно определить относительные размеры компонентов, получить общее представление об их форме. Минимальные значение (впадины) на графике могут отличаться по значению звёздной величины в зависимости от того, какая из звёзд перекрыла своего компонента: главная спутника или спутник главную.

На сегодня известно около 4000 затменных звёзд разных типов. Минимальный известный астрономами период обращения звёзд - чуть меньше часа, максимальный - 57 лет.

Физические переменные звёзды

Цефеиды

Цефеиды - пульсирующие гиганты F и G, которые получили своё название в честь звезды δ (дельта) Цефея. Период пульсации колеблется в диапазоне от 1,5 до 50 суток. Амплитуда (разница между максимумом и минимумом) блеска цефеид может достигать 1,5 m . Типичным представителем цефеид является Полярная звезда.

При изменении блеска изменяются температура фотосферы, показатели цвета, радиус фотосферы. Пульсация звезды происходит когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает некоторую часть излучения внутренних слоёв. Это связано с веществом гелий, который вначале ионизируется, а затем охлаждается и рекомбинируется.

График изменения блеска η Aql (эта Орла) и δ Cep (дельта Цефея)

В нашей галактике Млечный Путь на сегодня насчитывается больше 700 цефеид.

В свою очередь цефеиды делятся ещё на 3 группы:

Дельта цефеиды (Cδ) - классические цефеиды.
Цефеиды типа W Девы (CW) - расположены не в плоскости галактики. Как правило встречаются в . Интересно то, что максимальной температуры они достигают в промежутках между максимумом и минимумом светимости.
Дзета цефеиды (Cζ) - малоамплитудные цефеиды. Обладают симметричными кривыми блеска.

Звёзды типа RR Лиры

В отдельный тип относятся звёзды типа RR Лиры . Это гиганты спектрального класса A. Период переменности для этих звёзд 0,2 - 1,2 суток. Они очень быстро меняют блеск, при этом амплитуда достигает одной звёздной величины. С изменением блеска изменяется показатель цвета, что связано с изменением температуры фотосферы. При максимуме звезда светлеет (белеет), т.е. становится горячее. Также изменяется радиус звезды (лучевые скорости).

Подавляющее большинство звёзд этого типа сосредоточено в шаровых звёздных скоплениях. Ниже на (спектр-светимость) показано примерное расположение цефеид и звёзд типа RR Лиры:

Изображение взято с сайта Википедия

Мириды

Мириды по-другому называют долгопериодическими переменными звёздами . Это звёзды типа ω (омега) Кита. Амплитуда изменения блеска достигает 10-й (!) звёздной величины. Период переменности сильно разнится и лежит в интервале 90 - 730 суток.

К миридам относятся спектрального класса M (и дополнительных S и N - ещё более холодных).

Переменность блеска возникает из-за колебаний температуры. К миридам относятся звёзды, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.

Неправильные переменные

Это звёзды, у которых происходит непредсказуемое изменение блеска. Их сложно наблюдать и приходится затрачивать больше времени на определение их характеристик. Представителем это типа звёзд является μ (мю) Цефея.

Амплитуда изменения блеска не превышает одну звёздную величину. Моменты максимумов или минимумов нельзя определить по формулам, или посчитать их периодичность. Кривая изменения блеска может иметь период до 4500 суток. В книге по астрономии нашел график звезды μ Цефея, яркость которого вычислялась с 1916 по 1928 года:

Если получается определить среднее значение цикла и наблюдается некоторая периодичность, их называют полуправильными , в ином случае - неправильными .

Эруптивные переменные

Переменная карликовая звезда, которая проявляет свою переменность в виде повторяющихся вспышек, объясняющихся различного рода выбросами вещества (эрупций) называется эруптивной переменной. Эруптивные звёзды могут быть как молодыми, так и старыми.

Молодые звёзды

Звёзды, которые не завершили процесс гравитационного сжатия называются молодыми . Например, T Тельца. К молодым звёздам относятся карлики спектральных классов F и G с эмиссионными линиями в спектре. Много молодых звёзд можно обнаружить в туманности Ориона (в созвездии Ориона), где идёт процесс активного звёздообразования. Установить закономерность изменения таких звёзд невозможно. Амплитуда изменения блеска может достигать 3 m .

Хаотическую переменность объясняют тем, что вокруг молодых звёзд наблюдаются небольшие яркие туманности, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.

Отдельно выделяют вспыхивающие звёзды типа UV Кита . Это карлики спектральных классов K и M. Они отличаются очень быстрым возрастанием светимости во время вспышек. Менее чем за одну минуту поток излучения может увеличиться в несколько раз. Однако, есть большая группа вспыхивающих звёзд, у которых вспышки длятся продолжительное время, превышающее несколько минут. В скоплении Плеяды все звёзды относятся к таким звёздам.

На сегодня обнаружено всего около 80 вспыхивающих звёзд, имеющих небольшую светимость и их можно наблюдать на небольшом удалении от Солнца.

В общем-то и всё, что вам необходимо знать и понимать о переменных звёздах . И теперь, встречая непонятные названия или обозначения типа переменной звезды, вы всегда сможете обратиться к этой статье, чтобы узнать что есть что.

Спасибо что уделили своё время на чтение этой важной темы. Если есть вопросы, не стесняйтесь, пишите в комментариях, будем вместе разбираться.

– это звезды, которые формируются или находятся на ранней стадии эволюции. К ним относятся звезды типа Т Тельца, демонстрирующие нерегулярные изменения блеска и часто окутанные облаками пыли и газа.

Переменные Хаббла – Сэндиджа,

массивные звезды большой светимости с нерегулярной эмиссией. В эту группу входят звезды максимальной светимости нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд всего несколько миллионов лет, а их массы лежат в диапазоне от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звездами являются Р Лебедя и h Киля, интенсивно теряющие массу в виде звездного ветра.

Пульсирующие переменные

периодически расширяются и сжимаются, а их блеск синхронно усиливается и ослабляется. Среди пульсирующих переменных наиболее известны цефеиды, названные так по прототипу – звезде d Цефея. Изменение цвета, светимости и скорости движения поверхностного слоя у классической цефеиды происходит с определенным периодом. Чем больше этот период, тем больше средняя светимость звезды. Поскольку видимый блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее, то, измерив блеск и определив по периоду светимость цефеиды, можно вычислить расстояние до нее. Классические цефеиды имеют массы порядка 5 масс Солнца и возраст от нескольких миллионов до 100 млн. лет.

Пульсирующие переменные звезды типа b Цефея изменяют, вероятно, не столько свой размер, сколько форму. Они значительно моложе Солнца.

Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например, это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя немного иначе. Вероятно, родственны этой группе и звезды типа d Щита, которые часто называют «карликовыми цефеидами». См . ЗВЕЗДЫ.

Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды – полуправильные и долгопериодические переменные типа Миры Кита. Полуправильные звезды являются сверхгигантами с массами от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками.

Затменные переменные.

Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть. Карликовые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда – это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа.

Сверхновые.

Самыми замечательными переменными звездами считаются сверхновые, которые в момент вспышки становятся ярче целой галактики. В нашей Галактике сравнительно недавно наблюдались вспышки сверхновых: породившая Крабовидную Туманность вспышка 1054 года; Сверхновая Тихо (1572); Сверхновая Кеплера (1604). Это мощные взрывы, почти полностью разрушающие звезду. Различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа наблюдаются в звездных системах, лишенных молодых звезд (в эллиптических галактиках), и в максимуме достигают светимости 6Ч 10 9 солнечных. Вероятно, это взрываются белые карлики, на которые в двойных системах происходит аккреция вещества с соседней звезды до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые II типа образуются при взрыве молодых массивных звезд (15–30 масс Солнца) и достигают светимости 4Ч 10 8 солнечной. Сверхновые обоих типов производят в процессе взрыва химические элементы тяжелее железа и выбрасывают их в межзвездное пространство. Эти взрывы могут стимулировать рождение звезд следующего поколения; возможно, так родилась и Солнечная система. МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

Спектральные переменные.

Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000–15 000 К. Их блеск меняется слабо, но в процессе вращения звезды в ее спектре наблюдаются сильные изменения, указывающие, что в разных областях ее поверхности сконцентрированы различные металлы. У этих звезд мощное (более 30 кГс) переменное магнитное поле. См . ЗВЕЗДЫ.

Звезды типа UV Кита.

Это относительно молодые звезды-карлики (типа Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности существуют сильные магнитные поля. См . СОЛНЦЕ.

Звезды типа R Северной Короны.

Это старые звезды, богатые углеродом. Их ровное свечение иногда прерывается неожиданным ослаблением блеска во много раз, а затем восстанавливается. Вероятно, в атмосфере звезды время от времени образуются облака сажи, поглощающие ее свет, которые затем рассеиваются.

Переменные звезды – одно из наиболее любопытных явлений на небе, доступное для наблюдений невооруженным глазом. Мало того, здесь есть простор для научной деятельности простого любителя астрономии, и есть даже возможность совершить открытие. Переменных звезд сегодня известно очень много, и наблюдать за ними довольно интересно.

Переменные звезды – это звезды, со временем меняющие свою яркость, то есть блеск. Конечно, этот процесс занимает какое-то время, а не происходит буквально на глазах. Однако если периодически наблюдать за такой звездой, изменения её блеска станут отчетливо заметны.

Причинами изменения яркости могут быть разные причины, и в зависимости от них все переменные звезды поделены на разные типы, которые рассмотрим ниже.

Как открыли переменные звезды

Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.

Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.

В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.

Генриетта Льюитт.

После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.

Классификация переменных звёзд

Все переменные звёзды меняют свой блеск по разным причинам, поэтому была разработана классификация по этому признаку. Сначала она была довольно простой, но по мере накопления данных все более усложнялась.

Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит в себе подгруппы, куда относятся звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп очень много, поэтому коротко рассмотрим основные группы.

Затменно-переменные звёзды

Затменно-переменные, или просто затменные переменные звезды меняют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не одну звезду, а двойную систему, притом довольно тесную. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда закрывает собой другую – происходит как-бы затмение.

Если бы мы находились немного в стороне, то ничего подобного не смогли бы увидеть. Также, возможно, существует множество таких звезд, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.

Видов затменных переменных звезд также известно немало. Один из самых известных примеров – Алголь, или β Персея. Эта звездабыла открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а исследовал её свойства Джон Гудрайк, английский любитель астрономии, в конце XVIII века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности – они расположены настолько тесно, что период обращения их составляет всего 2 суток и 20 часов.

Если посмотреть на график изменения блеска Алголя, то можно увидеть в середине небольшой провал – вторичный минимум. Дело в том, что одна из компонент ярче (и меньше), а вторая – более слабая (и больше по размерам). Когда слабая компонента закрывает яркую, мы видим сильное падение блеска, а когда яркая закрывает слабую, падение блеска не очень выражено.

В 1784 году Гудрайк открыл другую затменную переменную – β Лиры. Её период составляет 12 суток 21 час и 56 минут. В отличие от Алголя, график изменения блеска у этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близко друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому мы видим не только затмения компонент, но и изменения яркости при повороте эллиптических звезд широкий или узкой ст

График изменения блеска β Лиры.

ороной. Из-за этого изменение блеска здесь более плавное.

Еще одна типичная затменная переменная – W Большой Медведицы, открытая в 1903 году. Здесь на графике виден вторичный минимум почти такой же глубины, как и основной, а сам график плавный, как у β Лиры. Дело в том, что здесь компоненты практически одинаковы по размерам, также вытянуты, и настолько тесно расположены, что их поверхности почти соприкасаются.

Бывают и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. Также сюда относятся эллипсоидальные звезды, которые при вращении поворачиваются к нам то широкой, то узкой стороной, из-за чего их блеск меняется.

Пульсирующие переменные звёзды

Пульсирующие переменные звезды – большой класс объектов такого рода. Изменения блеска происходит из-за изменения объема звезды – она то расширяется, то снова сжимается. Происходит это из-за нестабильности равновесия между основными силами – гравитацией и внутреннего давления.

При таких пульсациях происходит увеличение фотосферы звезды и увеличение площади излучающей поверхности. Одновременно изменяется температура поверхности и цвет звезды. Блеск, соответственно, также меняется. У некоторых типов пульсирующих переменных блеск меняется периодически, а у некоторых нет никакой стабильности – их называют неправильными.

Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда её блеск достигает максимума, её можно хорошо видеть невооруженным глазом. В минимуме же требуется хороший бинокль или телескоп. Период блеска Миры составляет 331.6 суток, а подобные звезды называют миридами или звездами типа ο Кита – их известно несколько тысяч.

Другой широко известный тип пульсирующих переменных – цефеиды, названных в честь звезды такого типа Ϭ Цефея. Это гиганты с периодами от 1.5 до 50 суток, иногда больше. Даже Полярная звезда принадлежит к цефеидам с периодом почти 4 суток и с колебаниями блеска от 2.50 до 2.64 зв. величины. Цефеиды также делятся на подклассы, а наблюдения их сыграли немалую роль в развитии астрономии в целом.

Пульсирующие переменные типа RR Лиры отличаются быстрым изменением блеска – их периоды составляют менее суток, а колебания в среднем достигают одной звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также разделен на 3 группы, в зависимости от асимметрии их графика блеска.

Еще более короткие периоды у карликовых цефеид – это еще один вид пульсирующих переменных. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса – 79 минут. График их блеска похож на график обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдений.

Существует еще немало видов пульсирующих переменных звёзд, хотя они не так распространены или не очень удобны для любительских наблюдений. Например, звезды типа RV Тельца имеют периоды от 30 до 150 суток, и на графике блеска имеются некоторые отклонения, отчего звезды этого типа относят к полуправильным.

Неправильные переменные звёзды

Неправильные переменные звезды также относятся к пульсирующим, но это большой класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложные, и зачастую их невозможно предвидеть заранее.

Однако у некоторых неправильных звезд в долговременной перспективе удается выявить периодичность. При наблюдениях в течении нескольких лет, например, можно заметить, что неправильные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относится Бетельгейзе – α Ориона, у которого поверхность покрыта светлыми и темными пятнами, что и объясняет колебания блеска.

Неправильные переменные звезды недостаточно изучены и представляют большой интерес. На этом поле еще предстоит сделать много открытий.

Как наблюдать переменные звёзды

Чтобы заметить изменения блеска звезды, используются разные методы. Самый доступный – визуальный, когда наблюдатель сравнивает блеск переменной звезды с блеском соседних звезд. Затем на основе сравнения вычисляется блеск переменной и по мере накопления этих данных строится график, на котором отчетливо заметны колебания яркости. Несмотря на кажущуюся простоту, определение яркости на глаз можно производить достаточно точно, и такой опыт приобретается довольно быстро.

Методов визуального определения блеска переменной звезды существует несколько. Самые распространенные из них – метод Аргеландера и метод Нейланда-Блажко. Есть и другие, но эти довольно просты для освоения и дают достаточную точность. Более подробно про них расскажем в отдельной статье.

Достоинства визуального метода:

Не требуется никакого оборудования. Для наблюдения слабых звезд может понадобиться бинокль или телескоп. Звезды с блеском в минимуме до 5-6 зв. величины можно наблюдать невооруженным глазом, их тоже довольно много.
В процессе наблюдения происходит реальное «общение» со звездным небом. Это дает приятное ощущение единства с природой. Кроме того, это вполне научная работа, которая приносит удовлетворение.

К недостаткам можно отнести все-таки неидеальную точность, из-за чего возникают погрешности в отдельных наблюдениях.

Другой метод оценки блеска звезды – с применением аппаратуры. Обычно делается снимок переменной звезды с окрестностями, а затем по снимку можно точно определить яркость переменной.

Стоит ли астроному-любителю заниматься наблюдениями переменных звезд? Однозначно стоит! Ведь это не только одни из самых простых и доступных для изучения объектов. Эти наблюдения имеют и научную ценность. Профессиональные астрономы просто не в состоянии охватить регулярными наблюдениями такую массу звезд, а для любителя здесь даже открывается возможность внести свой вклад в науку, и такие случаи бывали.