Переменные звёзды: классификация и характеристики. Переменные звёзды
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Что такое переменные звезды?
В отличие от Луны с переменностью ее фазы или планет, движущихся на фоне звезд, сами звезды в античное время считались постоянными и неподвижными, в отличие от суетливой жизни на Земле. Время от времени хроники регистрировали появление "звезды-гостьи", которую бы в наше время назвали "Новой" или "Сверхновой", что свидетельствовало, что и в звездном мире не все так постоянно. Однако, современное представление о различных типах переменных звезд было заложено открытием в 1596г. Фабрициусом звезды, названной "Мира" (т.е. "удивительная") Кита, которая показывала периодичекое появление и исчезновение, а также периодических ослаблений блеска у звезды Алголь (бета Персея), открытых первоначально Монтанари, а потом переоткрытых в 1782 году Джоном Гудрайком и интерпретированных им затмениями одной звезды другой.
"Переменной называется звезда, которая показывает изменение своих характеристик за время ее исследований на заданном уровне точности". Это определение показывает не только факт переменности звезды, но и субъективные условия ее наблюдения. Амплитуда изменения блеска для разных звезд находится в диапазоне от тысячных звездной величины до двадцати звездных величин, а характерное время изменения блеска составляет от долей секунды до тысяч лет. Исходя из современных представлений о структуре звезд, все звезды эволюционируют, меняют свои характеристики со временем. Однако, по "презумпции невиновности", "пока не доказана вина"="не подтверждена переменность", звезда переменной не считается и в Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) не заносится. В настоящее время в ОКПЗ занесено около 43 тысячи переменных звезд, еще примерно впятеро больше содержится в других каталогах (VSX и др.). Однако, пока не будет подтверждены факт и тип их переменности, они считаются "заподозренными в переменности" и не имеют собственного названия.
Причин изменений блеска очень много. Основные группы - это физически переменные звезды (характеристики которых меняются, например, эруптивные и пульсирующие) и геометрически переменные - т.е. системы с несимметричной диаграммой направленности излучения, которые поворачиваются к наблюдателю в результате вращения (затменные двойные системы, незатменные системы с асимметричными компонентами). К последним, относят и звезды, периодически затмеваемые экзопланентами. В этом случае неуместно говорить "затменная двойная звезда", но вполне правильно "затменная двойная система".
Различные причины переменности приводят к различным наблюдательным проявлениям, т.е. кривым блеска (зависимость звездной величины от времени, а для периодических звезд - от фазы). Поэтому была разработана официальная система классификации, принятая в ОКПЗ. В настоящее время в ОКПЗ принято 79 типов и подтипов переменности. Классификация и описание приведены в книге: Н.Н.Самусь "Переменные звезды".
Естественно, с обнаружением новых звезд становятся известными все новые и новые объекты, которые со временем могут стать "прототипами" новых типов. Поэтому часто типы называют по имени звезд (напр., "мирида" = звезда типа Миры Кита, "лирида" = звезда типа RR Лиры, "цефеида" = звезда типа дельта Цефея) или двойственно, например, "карликовая новая" = звезда типа U Близнецов, "поляр" = звезда типа AM Геркулеса, "промежуточный поляр" = звезда типа DQ Геркулеса, "рентгеновский пульсар" = звезда типа HZ Геркулеса, "вспыхивающая" = звезда типа UV Кита и т.д.
Систему классификации ОКПЗ можно сравнить со справочником или учебником - изменения в нее вносятся после того, как в отдельных статьях или группах статей обосновывается необходимость введения новых типов. Например, в очереди на рассмотрение "асинхронные поляры" = звезды типа BY Жирафа, "магнитные карликовые новые" = звезды типа DO Дракона, "импакторы" = звезды типа V361 Лиры и др.
Зачем наблюдать переменные звезды?
Вселенная является лабораторией, в которой происходят все возможные процессы, которые разрешены законами Природы. Не имея возможности проводить эксперименты в космических масштабах, ученые наблюдают планеты, звезды и звездные системы. Такие исследования позволяют не только уточнять имеющиеся физические модели, но и обобщать их при экзотически гигантских расстояниях, давлениях, плотностях, температурах. Список астрономических открытий, которые привели к внедрению в навигацию, науку и технику, огромен. Астрономия, математика и физика и ряд других наук находятся на переднем крае естествознания, взаимно дополняя и обобщая друг друга.
Переменные звезды - одни из наиболее интересных классов космических объектов, которые находятся на активных стадиях эволюции, и потому проявляют действие большего числа физических законов в разных комбинациях.
Их необходимо систематически наблюдать на протяжении десятилетий для того, чтобы изучать историю их поведения. Однако, число переменных звезд значительно превышает количество профессиональных астрономов и тем более количество телескопов. Кроме того, трудно представить столетия наблюдений какого-либо объекта одним из астрономов на одном телескопе.
Таким образом, астрономы-любители вносят реальный и весьма полезный вклад в науку своими визуальными, фотографическими, фотоэлектрическими и ПЗС наблюдениями переменных звезд. Эти данные важны для анализа поведения переменных звезд, планирования наблюдений некоторых звезд с наземных и космических обсерваторий, компьютеризированных теоретических моделей.
Исследование переменных звезд очень важно для исследования характеристик звезд и их эволюции. Часть этой информации было бы трудно или невозможно получить другими методами. Во многих случаях характер переменности (часто состоящей из нескольких компонент) позволяет выбрать между моделями.
Переменные звезды продолжают играть важную роль в нашем понимании Вселенной. Вспышки Сверхновых приводят к обогащению тяжелыми элементами межзвездного пространства, что позволяет образовываться планетам с твердыми оболочками. Вряд ли жизнь могла бы образоваться, если бы в протозвездном облаке не было элементов тяжелее водорода и гелия. Но и взрывы очень близких Сверхновых вблизи Солнечной системы могут катастрофически повлиять на жизнь на Земле. Наблюдения Сверхновых привели нас к осознанию того, что расширение Вселенной ускоряется, а не замедляется, как можно было ожидать.
Новые звезды показывают регулярные вспышки с интервалом от десятков до сотен тысяч лет, что объясняется термоядерными взрывами в их атмосферах по мере накопления падающего на них вещества, богатого водородом. Затменные двойные звезды являются наилучшими лабораториями для определения не только температур, но и масс и радиусов. Цефеиды сыграли важную роль в определении расстояний до далеких галактик и определения возраста Вселенной. Переменные звезды типа Миры Кита дают нам возможность заглянуть в будущее развитие нашей собственной звезды, Солнца. Аккреционные диски катаклизмических переменных помогают нам понять поведение дисков на еще больших масштабах, как и процессы внутри ядер активных галактик с сверхмассивными черными дырами. Даже поиск внеземной жизни связан с исследованием переменных звезд. Транзиты внесолнечных планет помогают понять процессы образования планет и самой жизни. А, как мы знаем, тяжелые химические элементы, необходимые для жизни, возникают при термоядерных реакциях в ядрах звезд.
Что и как наблюдать?
В предыдущих выпусках "Одесского Астрономического Календаря" были приведены карты окрестностей ярких переменных звезд, доступных для любительских наблюдений в бинокль или небольшой телескоп. Методы их визуальных и фотографических наблюдений были описаны в классических книгах Владимира Платоновича Цесевича "Что и как наблюдать на небе" и "Переменные звезды и их наблюдение". В последние годы увеличилось количество личных обсерваторий, оснащенных телескопами с диаметром зеркала 15-40 см и ПЗС матрицами, что позволяет наблюдать слабые объекты. Для обработки таких изображений различными авторами разработано несколько программ, которые работают под операционными системами Linux (IRAF, MIDAS и др.) и Windows (бесплатные MuniPack, WinFits, IRIS, популярная коммерческая MaximDL и др.). Методика таких наблюдений описана в книге: А.В.Миронов "Прецизионная фотометрия".
Результаты наблюдений представляют ценность для астрономического сообщества, когда они правильно и тщательно обработаны, и приведены в формате, принятым в том или ином сообществе. По терминологии, астрономы делятся на профессионалов (которые работают в специальных учреждениях и получают за научную работу зарплату) и любителей (которые зарабатывают другими видами деятельности, но занимаются астрономией "по любви" в свободное от работы время). Есть еще одно слово "дилетант", которое свидетельствует о низком уровне подготовки или малом опыте, и оно может относиться и к некоторым любителям, и к некоторым профессионалам. Популяризаторская деятельность ставит своей целью инициировать переход от дилетантов к любителям, а от них и к профессионалам. В данной статье мы рассматриваем возможные направления деятельности любителей, которые могут принести реальный вклад в науку.
Для публикации патрульных визуальных (и реже фотографических или ПЗС) наблюдений используется стандартный формат - время в Юлианских датах (инструкция и таблица приведены в предыдущих выпусках ОАК), звездная величина и трехбуквенный код наблюдателя (напр., VER= Michel Verdenet, Франция). Таблицы таких измерений блеска для каждой из звезд присылают в базы данных ассоциаций наблюдателей переменных звезд. Ассоциации созданы практически во всех развитых странах, однако, с учетом роста международной кооперации, идет тенденция использования международных баз данных, объединяющих результаты наблюдений из многих стран.
Наибольшей в мире является American Association of Variable Stars Observers (AAVSO, Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд), в которой насчитывается в настоящее время более 22 миллионов индивидуальных оценок блеска около 10 тысяч переменных звезд разных типов, и это число увеличивается в последнее время примерно на полмиллиона в год. Отметим, что в 2011 году AAVSO отпраздновали свой 100-летний юбилей, и мы поздравляем коллег с этим знаменательным событием.
Согласно недавнему рейтингу AAVSO, украинские наблюдатели занимали 11-е место по количеству наблюдений, присланных в международную базу данных этой общественной организации. О важности таких наблюдений для профессиональной науки свидетельствует тот факт, что в США данная база данных находится в знаменитом Гарвардском университете. Аналогичные базы данных в других странах также помещаются на университетские интернет-серверы (Страсбург, Франция; Киото, Япония; Брно, Чехия и др.).
Весьма важными являются "новые наблюдения" на основании "старых фотонегативов". Новооткрытую звезду можно исследовать и "в прошлом", используя полученные ранее патрульные наблюдения. Наибольшая по численности в СНГ (и третья в мире) коллекция, насчитывающая более 100 тысяч негативов, хранится в "Стеклотеке" Астрономической обсерватории Одесского национального университета, и используется профессионалами и любителями, в том числе, по проекту "Украинская виртуальная обсерватория". Великолепная коллекция негативов с существенно более слабыми звездами (и соответственно, меньшим полем зрения) получена в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга при Московском государственном университете.
Другое важное направление, которое основано на результатах обработки исходных наблюдений - это моменты минимумов затменных двойных звезд или максимумов пульсирующих. Такое различие связано с тем, что в максимуме блеска звезда ярче, и большее число звезд доступно для наблюдений с одним и тем же инструментом. Кроме того, для большинства звезд, максимумы более узкие, чем минимумы, поэтому требуют меньшую продолжительность наблюдений и определяются с лучшей точностью. Для затменных звойных звезд, наоборот, более узкими и явно выраженными являются именно затмения. Для определения используются несколько методов. Один из них, использующий аппроксимацию кривой блеска полиномом с выбором статистически оптимальной степени, реализован в программе VSCalc (автор В.В.Бреус).
Разные экстремумы используются и для весьма популярных исследований промежуточных поляров - определение максимумов более быстрых колебаний блеска, связанных с вращением магнитного белого карлика, но минимумов орбитальной переменности, которые обычно связаны с полными или частными затмениями. Для определения сглаживающей кривой с использованием мультипериодической мультигармонической аппроксимации с учетом полиномиального тренда, рекомендуем использовать программу MCV (авторы И.Л.Андронов и А.В.Бакланов).
Использование экстремумов позволяет проводить исследования так называемых "O-C" диаграмм - зависимостей от времени или номера цикла отклонений моментов экстремумов от теоретически предсказанных значений (напр., по простейшей формуле T E =T 0 +P . E, где T E - теоретический момент времени, соответствующий номеру цикла E, P- период и T 0 - начальная эпоха). Проводя математическое моделирование этой наблюдательной зависимости, можно уточнять значения периода и начальной эпохи, исследовать возможные "вековые" изменения периода (связанные в двойных системах с перетеканием вещества, магнитным или немагнитным звездным ветром, гравитационным излучением, в пульсирующих с медленным изменением структуры звезды) или периодические, связанные с наличием в системе третьего (и более) компонента. Существует несколько электронных баз данных моментов экстремумов, созданных в различных организациях - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS и др. Наиболее полные результаты исследований в бумажном виде были опубликованы 6-томной монографии (авторы Й.Крейнер (Польша), И.С.Нха, Ч.Х.Ким (Корея)). Однако, в последующее десятилетие основными стали электронные публикации.
Хотя составители стараются использовать всю доступную литературу, некоторые различия все же есть. Если Вы заинтересовались определением моментов экстремумов, то желательно посылать эти данные либо самостоятельно в журнал в соответствии с правилами для авторов (один из последних примеров такой компиляции в журнале "Open European Journal on Variable Stars" N 137), либо в одну или несколько из указанных баз данных, чтобы войти в очередную регулярную статью - отчет.
Как и в случае публикации исходных наблюдений, сравнительно редко можно сделать открытие на основании небольшого числа собственных данных.
Моменты экстремумов вместо оригинальных наблюдений имеют некоторые преимущества - компактность (вместо десятков наблюдений блеска одно значение) и подготовка предварительных значений для последующего анализа. Однако, развитие компьютерных методов математического моделирования с использованием различных алгоритмов позволило бы переобработать наблюдательные данные другим исследователям, поэтому таблица значений блеска была бы желательна.
Таким образом, есть широкая возможность выбора типа наблюдений - патрульные (одна оценка блеска для долгопериодических звезд, напр. мирид, полуправильных, цефеид, когда за всю ночь или за вечер можно сделать оценки блеска нескольких единиц или десятков звезд), или временные ряды (одна или несколько звезд в ночь с продолжительностью ряда от нескольких часов до всей ночи). Последнее стало весьма популярным, поскольку не требует наведения телескопа на разные объекты. Такой тип наблюдений требуют короткопериодические объекты - катаклизмические двойные звезды (классические и промежуточные поляры, карликовые новые, новоподобные) - желательно несколько ночей наблюдений за сезон, затменные звезды, а также мультипериодические пульсирующие переменные звезды типа RR Лиры с эффектом Блажко и типа Дельта Щита.
Конечно, к наблюдениям следует готовиться. Посмотреть, какие из заинтересовавших Вас звезд будут ночью достаточно высоко над горизонтом, чтобы атмосферное поглощение не поглощало значительную часть света. Некоторые исследователи стараются не наблюдать, когда звезда ниже 30 градусов над горизонтом. "Охотникам за экстремумами" следует рассчитать эфемериды - т.е. теоретические значения моментов времени, вблизи которых выбрать интервал времени наблюдений (чтобы охватить восходящую и нисходящую части кривой блеска если не полностью, то хотя бы частично). Кроме того, моменты времени "по эфемериде" приведены на центр Солнца (гелиоцентрические) или центр Солнечной системы (барицентрические), но мы наблюдаем на Земле (время геоцентрическое), поэтому сигнал может наблюдаться раньше или позже из-за того, что свет проходит расстояние, равное радиусу земной орбиты, за 8 минут 18 секунд. Более подробно об этом эффекте "гелиоцентрической поправки" можно прочитать в литературе, а вычислить, например, при помощи программы MCV.
Поскольку предполагается, что возможны изменения периодов, то наблюдаемый момент может быть смещен относительно вычисленного. Поэтому интервал времени наблюдений не должен быть слишком узким. Если объектов несколько, то распределить время на соответствующие интервалы. Для катаклизмических и мультипериодических звезд используется кривая блеска, поэтому желательно наблюдать все доступное время.
Что именно наблюдать в ближайшие ночи, зависит от пристрастий исследователя, времени года, широты места наблюдения и координат звезды, ее блеска, амплитуды и точности измерений. По приведенным ниже интернет-ссылкам можно найти списки и карты окрестностей объектов, предлагаемых различными организациями - затменных двойных, промежуточных поляров, пульсирующих и других переменных звезд.
Среди множества объектов, обнаруженных в мире, выделяется группа новых переменных, которую открыла в Одессе студентка (ныне аспирантка) Наталья Вирнина. За 2 года по ее собственным наблюдениям с использованием ПЗС-матрицы она открыла более 60 новых периодических (затменных и пульсирующих) переменных звезд. 32 из них представлены в статье, приведенной в списке интернет-ссылок. Хотя основные характеристики уже определены, новые наблюдения в различных фильтрах были бы полезны как для уточнения периода и начальной эпохи, так и для определения температур по показателям цвета.
Как оформлять и где публиковать результаты?
Публикации о переменных звездах можно разделить на несколько категорий - аналитические статьи, содержащие разностороннее исследование; сообщения об открытиях, содержащие необходимый минимум информации; сообщения об открытии непериодических интересных событий в известных звездах; таблицы экстремумов блеска; таблицы индивидуальных значений блеска и, возможно, других характеристик. Наиболее сложными являются аналитические статьи, однако, они невозможны без получения исходных наблюдений. Поэтому каждая из этих категорий по-своему важна и привлекает своих авторов.
"Законодателями мод" в наименовании и классификации переменных звезд является группа, занимающаяся по поручению Международного Астрономического Союза разработкой "Общего каталога переменных звезд" (ОКПЗ=GCVS, General Catalogue of Variable Stars). После Победы в Великой отечественной войне, это право было передано в Советский Союз, и авторский коллектив работает в Москве на базе Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (Московский государственный университет) и Астрономического института Российской академии наук. Почти 30 лет работой руководит доктор физико-математических наук Николай Николаевич Самусь.
Кроме того, издаются журналы "Переменные звезды" (ПЗ) и "Переменные звезды. Приложение" (ПЗП), в которых могут быть опубликованы важные научные результаты не только профессионалов, но и любителей.
Естественно, что каждый журнал предлагает "свои правила для авторов", однако, существуют минимальные требования по характеристикам звезды или звезд, которые обязательно должны войти в статью. С учетом колоссального количества объектов, была разработана электронная форма, в которой авторы заполняют необходимые поля, и после этого текст статьи создается автоматически. Для журнала "Переменные звезды. Приложение", это: название заметки,имена и фамилии авторов, страна, город, организация, официальное название переменной звезды по ОКПЗ или по NVS (Каталог звезд, заподозренных в переменности), а также названия по другим каталогам, координаты, тип переменности, пределы изменения блеска (максимум и минимум) и фотометрическая система, для периодических звезд - период и начальная эпоха (минимум блеска затменных и максимум блеска пульсирующих), графические файлы с изображением кривой блеска и окрестностей звезды и соответствующие подписи, файл с таблицей наблюдений, замечания и комментарии в произвольной форме, ссылки на другие публикации. Аналогичные правила и для публикаций статей о переменных звездах в других журналах, однако, эта необходимая информация приводится в структурированном тексте самой статьи, а таблицы наблюдений все чаще публикуются отдельно в виде файлов - приложений, а не тексте статьи.
Последнее "бумажное" издание ОКПЗ вышло в 1985-1987гг., и к нему регулярно публикуются дополнения в журнале "Information Bulletin on Variable Stars" ("Информационный бюллетень по переменным звездам", Будапешт, Венгрия), который является официальным изданием Международного астрономического союза. В последние годы этот бюллетень (обычно объемом до 2 или 4 страниц) принимает результаты исследований переменных звезд, полученных только по высокоточным ПЗС или фотоэлектрическим наблюдениям, однако, не принимаются более статьи на основе фотографических или визуальных оценок блеска. Краткие сообщения об открытиях новых переменных звезд группируются в каждый сотый номер с указанием авторов только внутри сообщения. Несмотря на сжатый научный характер информации, это издание "отпугивает" любителей малодоступностью информации о самих авторах открытий.
Существуют еще множество журналов в разных странах (Journal of the AAVSO (США); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (Великобритания); Bulletin de l"AFOEV (Франция); BAV Rundbrief (Германия); BBSAG (Швейцария); GEOS (Италия)) и др., которые публикуют результаты наблюдений переменных звезд и иногда других астрономических объектов.
Для того, чтобы попытаться объединить любителей и профессионалов, несколько лет назад был организован международный "Open European Journal on Variable Stars" ("Открытый европейский журнал о переменных звездах"), официально зарегистрированный в Чехии. Журнал публикует на английском языке результаты ПЗС, фотоэлектрических и реже фотографических наблюдений переменных звезд. Статьи рецензируются 7 членами редколлегии, и статья публикуется (часто после доработки и учета замечаний рецензентов) при наличии более 70% голосов. В журнале обычно публикуются более подробные исследования звезд, чем в других журналах. Члены редколлегии представляют не только европейские страны (Чехия, Словакия, Швейцария, Италия, Германия, Украина), но и США. А публикуют свои результаты также ученые Кореи, США, Аргентины, Австралии и других неевропейских стран.
Однако, самыми быстрыми по скорости публикаций являются электронные циркуляры, рассылаемые некоторыми обществами. Наиболее используемыми являются циркуляры IAU, AAVSO, CBA (США), а особенно японский "VSNET" ("Сеть переменных звезд"), который подразделяется на более десятка циркуляров по интересом (chat - обсуждение; alert - срочное сообщение; campaign-dn - кампании по карликовым новым, campaign-ip - кампании по промежуточным полярам, obs - таблицы наблюдений и т.д.). Особенностью электронных циркуляров является скорость - они доходят до подписчиков за несколько секунд, со скоростью электронной почты. Однако, лишь некоторые из циркуляров оформлены в виде статей. В основном, они содержат краткие сообщения об открытиях непериодических явлений в уже известных звездах (вспышки, ослабления блеска, возникновение и прекращение временных квазипериодических или периодических изменений), и, существенно реже, открытиях новых переменных звезд. Такие сообщения информируют других потенциальных наблюдателей, которые могут своевременно корректировать программу своих наблюдений и продолжать наблюдения на разных долготах.
Во избежание недоброкачественных рассылок посторонними авторами, письма от авторов посылаются одному из "членов редколлегии", который может отредактировать и послать сообщение от своего имени с указанием автора наблюдений или открытий. Наиболее активным участникам дается право самим посылать свои сообщения для срочности. Это наиболее быстрый способ общения, поскольку информация об открытии (новой переменной звезды, вспышки, изменения характера переменности, появление и исчезновение сверхгорбов) доходит до адресатов практически мгновенно, и каждый наблюдатель может принять для себя решение о том, наблюдать ли ему ранее запланированные звезды или навести свой телескоп на звезду, именно сегодня (и, может быть, в несколько последующих ночей) показывающую интересное поведение.
Следует отметить, что такие сообщения от любителей используют и профессионалы. Есть специальный термин "target of opportunity" ("цель от события") при наблюдениях на больших наземных телескопах или даже космических телескопах. При получении наблюдательного времени, есть только некоторая вероятность, что произойдет в звезде то или иное событие (напр., вспышка). Поэтому заявка подается на несколько потенциально интересных объектов. А вот на какой из них наводить телескоп - зависит от состояния объекта. Поэтому профессионалы направляют информацию в электронные циркуляры, доступные любителям с хорошими телескопами. Обычно ее называют "Call for observations" ("приглашение к наблюдениям"), где описывают, чем та или иная звезда интересна, и приглашают сообщать срочно в случае обнаружения начала вспышки и присылать наблюдения в последующем.
Как уже отмечалось, звезда получает официальное название, как переменная, только после занесения в "Общий каталог переменных звезд". Для более быстрого централизованного обозначения, активно используется "Variable Stars indeX".
Наличие нескольких взаимодополняющих журналов способствует свободе выбора и созданию "индивидуальности" каждого из них. Еще раз отметим, что при публикации следует придерживаться как правил журнала, так и достижения необходимого минимума информации. Например, при открытии следует указывать хотя бы необходимо минимальные параметры, которые вносятся в "Общий каталог переменных звезд" - координаты; пределы изменения блеска с указанием фотометрической системы; тип переменности; для периодических звезд - период и начальную эпоху (максимум для пульсирующих звезд и минимум для затменных), асимметрию M-m для пульсирующих звезд (отношение интервала времени от минимума до ближайшего максимума к периоду в процентах) или ширину минимума D для затменных двойных звезд (отношение продолжительности минимума к периоду в процентах). Именно такой стиль характерен для журнала "Переменные звезды. Приложение" и каждого сотого номера "Information Bulletin on Variable Stars".
Более полезным для других авторов, которые, возможно, захотят использовать опубликованные данные с своими собственными, является стиль добавления карты окрестностей с указанием звезд сравнения, их характеристик (координаты, названия по каталогам, блеск в разных фотометрических системах), а также таблиц исходных наблюдений. В былые времена таблицы значений блеска публиковали в печатном виде в журналах. В последние пару десятилетий большинство журналов переходит на смешанную "бумажно-электронную" форму, полностью публикуя статьи в электронном виде и распечатывая лишь небольшой тираж, а приложения (таблицы наблюдений и их результатов) публикуя лишь в электронном виде. Такой подход позволяет публиковать очень длинные таблицы. Но, если кому-то надо их использовать (например, чтобы применить другой метод математической обработки), то удобнее использовать готовый файл, чем сканировать и распознавать цифры из напечатанного журнала. Такой стиль используется в наиболее престижных журналах "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" и др. а также, в специализированных журналах по переменным звездам IBVS и особенно OEJV.
pochta. ru/ Gamow-2010-175-177- Virnina. pdf - статья с характеристиками 32 новых переменных звезд, которые открыла в Одессе, которые желательно продолжать наблюдать.http:// asd. gsfc. nasa. gov/ Koji. Mukai/ iphome/ - сайт по промежуточным полярам
ftp://ftp.aavso.org/public/calib/ - многоцветные BVRI стандарты звездных полей Arne Henden
Переменные звезды
Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих -- вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию.
Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины Звездная величина -- характеристика видимого блеска звезд. Коэффициент для определения звездных величин светил равен 2,512. Нуль пункт для системы звездных величин был условно определен по группе звезд в области Полярной звезды, называемых северным полярным рядом. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба -- Сириус -- минус 1.5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова “магнитудо” -- величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с яочень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике Галактика. В отличие от других галактик ее название пишется с заглавной буквы. около 40000, а в других галактиках Галактика -- огромная вращающаяся звездная система.-- более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости Светимость -- полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени., не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды -- звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды -- гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.
Второй класс переменных звезд -- взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые Сверхновые звезды -- самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек., новые Новые звезды -- звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в миллионы раз., повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. переменная звезда спутник
Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее -- они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.
Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство.С течением времени эти газы рассеиваются.
В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.
Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.
К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.
Кривая изменения блеска взезды Алголь. По горизонтали указано время в часах
Схема движения спутника Алголя
В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды изменения блеска затменных двойных -- от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд -- магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период -- светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.
Любую звезду можно назвать переменной - с течением времени ее блеск и даже цвет меняются. Но эти изменения происходят настолько медленно, что никакой человеческой жизни не хватит для того, чтобы их обнаружить. Недаром с глубокой древности звездное небо считалось символом неизменности и вечности.
Но и в кажущемся постоянным звездном мире немало исключений. Это большая группа звезд, чей блеск изменяется через сравнительно короткие промежутки времени и эти изменения могут быть зарегистрированы с помощью астрономических инструментов.
Переменными называют «мигающие» звезды , которые хотя бы однажды изменяли свою яркость. Но большинство переменных меняет свой блеск периодически, и это свидетельствует, что в окрестностях такой звезды или в ее недрах происходят необычные физические процессы.
Изменения блеска звезд не следует путать с их мерцанием, которое происходит из-за движения масс воздуха, имеющих различную температуру, в земной атмосфере. При наблюдении из космоса, звезды не мерцают, и если уж зарегистрированы колебания их яркости - перед нами переменная.
Звезда-чудовище
В созвездии Персея есть хорошо известная астрономам яркая звезда второй величины Алголь. Это имя переводится с арабского как «чудовище», а в средневековых изображениях Персея эта звезда играла роль «глаза» отрубленной головы Медузы Горгоны. И недаром - давным-давно было замечено, что Алголь с периодичностью около трех земных суток внезапно резко уменьшает яркость почти на полторы звездных величины - то есть в три с половиной раза!
Лишь в наши дни удалось точно выяснить причину такого «подмигивания». Алголь оказался необыкновенно тесной системой из двух звезд - Алголя A и Алголя B, расстояние между которыми в 16 раз меньше расстояния от Земли до Солнца. Менее массивный Алголь B имеет большие размеры, чем Алголь A, но блеск этого субгиганта гораздо слабее, чем у его партнера Алголя А - тот является звездой главной последовательности. Когда для земного наблюдателя происходит «затмение» более яркой звезды менее яркой, общее количество света, приходящего от системы, становится значительно меньше.
Такие переменные - а их оказалось довольно много среди двойных звезд - называют оптическими, или затменными переменными.
Тайна Дельты Цефея
Другое дело звезды, не являющиеся двойными, однако периодически сильно меняющие свой блеск. Очевидно, что дело тут не в характере движения звезды, а в сложных процессах, происходящих в их недрах. Первой из таких звезд, исследованных астрономами, была Дельта Цефея - она изменяет свой блеск за 5 дней и 9 часов на целую звездную величину. Исследования спектра этой звезды показали, что его линии периодически смещаются то в красную, то в фиолетовую область. В случае с одиночной звездой это означает, что ее поверхность то стремительно удаляется от наблюдателя, то стремительно приближается к нему - звезда пульсирует, увеличиваясь и опадая, а заодно меняя цвет и температуру поверхности. Причем, если в минимуме ее диаметр равен сорока диаметрам нашего Солнца, то в максимуме она увеличивается сразу на четыре солнечных диаметра.
Что же происходит в недрах Дельты Цефея и подобных ей звезд?
Астрофизикам удалось построить теоретическую модель звезд такого типа. В недрах Дельты Цефея существует слой вещества с особыми свойствами, который как бы накапливает энергию, выделяющуюся в ядре звезды. Когда количество энергии в нем достигает максимума, слой мгновенно отдает всю накопленную энергию «наверх». От такого «энергетического удара» внешние слои звезды то разогреваются, то охлаждаются, соответственно сжимаясь или расширяясь. При этом в минимуме блеска Дельта Цефея относится к тому же спектральному классу, что и наше , а в максимуме превращается в белую звезду с температурой поверхности выше 10 тыс. градусов.
Маяки вселеннной
В начале 20 столетия американский астроном Генриетта Ливитт (1868-1921), обнаружившая около 2400 переменных звезд, открыла зависимость между периодом изменения блеска переменных звезд и их светимостью: чем больше период, тем выше светимость. Измерив период, отныне можно было определить светимость, а зная ее - измерить расстояние до звезды.
Так звезды, подобные Дельте Цефея - их назвали цефеидами, - стали для астрономов своего рода маяками, по которым исследователи могут определить расстояния до тех звездных систем, в которых находятся переменные. А поскольку большинство цефеид относятся к классу желтых сверхгигантов и выделяют много энергии, их можно заметить на огромных расстояниях и даже в других галактиках.
Существуют также переменные звезды, изменяющие свой блеск без всяких видимых закономерностей - неправильные переменные, а цефеидами оказываются даже те звезды, которые мы по привычке считаем самыми обычными и устойчивыми. Такой, например, является Полярная звезда, - просто изменения в ее блеске выражаются не так очевидно, как у других цефеид.
В 1922 г. выдающийся американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл обнаружил несколько цефеид в и, используя переменные звезды как эталон светимости, вычислил расстояние до них. Так впервые в истории астрономии было доказано существование космических объектов за пределами нашей звездной системы - Туманность Андромеды оказалась гигантской спиральной галактикой, удаленной от Млечного пути на 2,5 млн световых лет.
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.
- звёзды, у к-рых наблюдаются колебания блеска. Число известных к настоящему времени П. з. очень велико (свыше 28 000). Более 15000 звёзд заподозрены в переменности, но ещё не изучены. Ок. 3000 П. з. открыто в ближайших галактиках - Магеллановых Облаках и ок. 700 (не считая новых звёзд) - в Туманности Андромеды. Более 1000 П. з. обнаружено в шаровых скоплениях нашей Галактики. П. з. имеют спец. обозначения (если они не были уже обозначены буквой греч. алфавита). Первые 334 П. з. каждого созвездия обозначают последовательностью букв латинского алфавита: R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, АА, ..., AZ, QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (напр., RR Lyr, или RR Лиры). Следующие П. з. обозначаются V 335, V 336 и т. д.П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.
Затменные П. з.
Физические П. з.
изменяют свой блеск в результате происходящих на них физ. процессов. Физ. переменные
подразделяют на пульсирующие и эруптивные.
Пульсирующие П. з. характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска (рис.
3); в большинстве случаев можно с уверенностью говорить о том, что они вызваны пульсацией
звёзд. При сжатии звезды размеры её уменьшаются, она нагревается и становится ярче,
при расширении звезды блеск её ослабевает. Периоды изменения блеска заключены в пределах
от долей суток (звёзды типа RR Лиры, Щита и
Большого Пса) до десятков ( , звёзды типа
RV Тельца)
и сотен суток [звёзды типа Миры Кита (спектр, класса М), полуправильные звёзды (SR)].
У нек-рых звёзд периодичность изменения блеска выдерживается с точностью хорошего
часового
механизма (напр., цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же практически отсутствует
(у красных неправильных П. з.). При пульсациях колебания радиальных размеров звёзд
могут
достигать значит, величины, у цефеид, напр., 2-3 радиусов Солнца. Это не должно удивлять,
т. к. цефеиды - звёзды-сверхгиганты [радиус RR Lyr составляет ].
В табл. приведены характеристики нек-рых периодич. пульсирующих П. з.
| Тип звезды | Период, сут | Спектральный класс | Амплитуда (в синих лучах) |
Тип звёздного населения Галактики |
| Цефеиды C | 2-218 | FII-GI | 0,1-2 m | I |
| Цефеиды CW | 1-3, 11-30 | (F-G) | 0,5-1,5 m | II |
| RR Лиры | 0,05-1,2 | A-F | 0,5-2 m | II |
| Щита | 0,03-0,2 | A-FV-III | 0,1-0,5 m | I |
| RV Тельца | 30-140 | F-GI | 2-3 m | I |
| Миры Кита | 80-220 500-1000 | M,C,S | 2,5-10 m | II I |
| Большого Пса | 0,1-0,6 | BO-B3III-IV | 0,1 m | I |
Наряду с традиц. типами П. з. в последнее время выделяют новый тип - вращающиеся звёзды с неоднородной поверхностной яркостью. К этому типу П. з. относят с аномалиями хим. состава, вращающиеся с периодом в неск. сут; звёзды типа BY Дракона (карлики класса М, у к-рых помимо вспышек, аналогичных наблюдаемым у звёзд типа UV Кита, обнаружены небольшие колебания блеска с периодом в неск. сут) и, наконец, звёзды типа HZ Геркулеса, входящие в тесную двойную систему с рентг. источником (излучение источника вызывает на поверхности второго компонента появление горячего пятна). Присутствие горячих или холодных пятен подозревается и у звёзд др. типов, особенно затменных переменных.
Переменность и эволюция звёзд.
Физ. переменность возникает у звёзд на определённых этапах их эволюции, так что на
протяжении своей жизни одна и та же звезда, переходя от одного этапа развития к другому,
бывает как постоянной звездой, так и П. з. разных типов. Поэтому особое значение
для понимания природы переменности имеет изучение П. з. в звёздных скоплениях (для
звезд,
входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюп. стадию), а также сопоставление
положения на диаграмме спектр-светимость постоянных звёзд и П. з. разных типов (см.
).
Начиная своё развитие в виде гравитационно обособленного сгустка газопылевой материи, звезда постепенно сжимается, и гравитац. энергия, освобождающаяся при этом, разогревает её. Перенос энергии из внутр. слоев к поверхности у такой звезды осуществляется вначале , и лишь при подходе к (ГП) в звезде появляется ядро, в к-ром энергия переносится излучением. Чем массивнее звезда, тем быстрее она достигает ГП; источником энергии такой звезды становятся термоядерные реакции горения водорода в её центре. Существуют очень молодые (с возрастом звёзд ~ 10 6 -10 7 лет), в к-рых лишь наиболее массивные звёзды значит. светимости достигли ГП; они занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Ресселла (д. Г.-Р.) скопления и явл. обычными постоянными звёздами. Звёзды скопления, имеющие меньшую светимость и массу, ещё не закончили стадию гравитац. сжатия и не "вышли" на ГП. У таких звёзд ещё сохранилась обширная конвективная зона, и именно среди них во всё возрастающем количестве обнаруживаются быстрые неправильные переменные и вспыхивающие звёзды. По всей видимости, за вспышечную активность звёзд ответственно взаимодействие конвективной зоны с магн. полем, причём важную роль играет и вращение звезды, поскольку высокие скорости вращения типичны для молодых звёзд. В целом переменность таких звёзд представляет собой, по-видимому, многократно усиленный аналог явлений, наблюдаемых в активных областях Солнца.
Ряд типов пульсирующих переменных расположен в пределах полосы нестабильности, пересекающей д. Г.-Р. от красных сверхгигантов спектр. класса К до белых звёзд класса А (рис. 5 и 6). К ним относятся цефеиды (С на рис. 6), звёзды типа RV Тельца, RR Лиры и Щита. Во всех этих звёздах действует, по-видимому, единый механизм, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Согласно общепринятой теории, в наружных областях звёзд, населяющих полосу нестабильности, существует зона критич. ионизации гелия, к-рый попеременно то ионизуется до Не II (при повышении темп-ры),то рекомбинирует и охлаждается. Зона критич. ионизации при сжатии поглощает и не выпускает наружу идущее изнутри излучение, а при расширении, напротив, усиленно излучает его наружу (см. ). Такой механизм раскачки колебаний действует лишь при определённом (> 15% по числу атомов) содержании гелия и определённой глубине залегания зоны критич. ионизации, зависящей от светимости и поверхностной темп-ры звезды. Эти причины и обусловливают существование довольно узкой полосы нестабильности.В пределах ГП звёзды живут дольше всего, поэтому ГП - наиболее населённая область д. Г.-Р. Критич. момент для звезды на ГП наступает, когда масса ядра, в к-ром водород превратился в гелий, достигает 10-12% массы звезды и термоядерная реакция превращения водорода в гелий в центре звезды затухает. С этого момента структура звезды начинает изменяться. Вначале вся звезда сжимается, а затем лишённое на данном этапе источников энергии ядро сжимается и нагревается, а внеш. части звезды расширяются и охлаждаются. Звезда уходит с ГП в область красных гигантов и сверхгигантов (рис. 5).
С этим изменением структуры может быть связана переменность ряда звёзд, находящихся близ верхней границы ГП. Большинство из них отличается от соседних (по д. Г.-Р.) постоянных звёзд также и более медленным вращением. Можно предполагать, что изменение радиуса звезды близ верхней границы ГП может привести к изменению характера вращения и вызвать пульсацию. Вероятно, на стадии ухода с ГП находятся звёзды типа Большого Пса (спектр, класс В), к-рые изменяют блеск с периодом в неск. часов (рис. 6). Попадая в пределы полосы нестабильности после ухода с ГП, звёзды разных масс начинают пульсировать с разными периодами и амплитудами.
Детально рассчитанные эволюц. треки звёзд с массой 3-12 после прихода в область красных гигантов и сверхгигантов (где ядро звезды нагревается уже до такой темп-ры, что включается реакция превращения гелия в углерод) описывают широкие петли, неоднократно пересекающие полосу нестабильности (рис. 5). Каждый раз во время этого пересечения звезда становится цефеидой. При этом, чем больше масса звезды (от 3 до 10-12 ), тем с большим периодом она пульсирует (от 1 до 50-100 сут). Возможность возникновения пульсаций у массивных звёзд на определённом этапе эволюции показана теоретически: рассчитаны модели звёзд, к-рые при определённых поверхностной темп-ре и светимости становятся неустойчивыми и начинают пульсировать. Эти светимости и темп-ры хорошо совпадают с наблюдаемым положением полосы нестабильности.
 |
|
Рис. 6. Положение на диаграмме Герцшпрунга- превышают 2 , C - звезды типа Большого Пса, Ар - магнитные переменные, S - звёзды типа Щита, С - цефеиды плоской составляющей, SRc - переменные красные сверхгиганты. Жирными линиями нанесены также последовательности для скоплений с возрастом, меньшим лет, в которых встречаются звёзды этих типов: скопления h и Персея, NGC 6067, NGC 2362 и Гиады (Г). |
После ухода с ветви гигантов звёзды малых масс попадают на горизонтальную ветвь, типичную для д. Г.-Р. шаровых скоплений, к-рые все имеют большой возраст - ок. 10 10 лет (рис. 7). Участок этой ветви, пересекающий полосу нестабильности, населён исключительно звёздами типа RR Лиры, пульсирующими с периодом в доли суток. В шаровых скоплениях встречаются иногда и цефеиды, а также звёзды типа RV Тельца. Откуда именно они попадают в полосу нестабильности, неизвестно. Цефеиды шаровых скоплений во многих отношениях отличаются от цефеид, встречающихся в рассеянных скоплениях и в плоскости Галактики, массы их, так же как и звёзд типа RR Лиры, близки, по-видимому, к 1 .
 |
|
Рис. 7. Положение на диаграмме Герцшпрунга- Ресселла переменных звёзд, массы которых меньше 2 ; CW - цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), RRs - звёзды типа RR Лиры с периодом P М - звёзды типа Миры Кита, SRb - красные переменные гиганты, RV - переменные сверхгиганты (типа RV Тельца). Жирными линиями указаны последовательности для скоплений, в которых встречаются эти звёзды (шаровое скопление М13 и старые рассеянные скопления NGC 7789 и NGC 188). |
П. з. позволяют изучать не только осн. характеристики звёзд, их строение и эволюцию. Не менее важны они для исследования строения и эволюции звёздных систем. Многие П. з., прежде всего цефеиды, новые звёзды и звёзды типа RR Лиры, служат лучшими объектами для определения расстояний до далёких звёздных систем (см. , ).
Знание расстояний до П. з. позволяет использовать эти данные для изучения строения образуемых ими звёздных галактич. подсистем. Именно исследование пространств. распределения П. з. нашей Галактики позволило прийти к выводу о существовании плоской, промежуточной и сферической составляющих Галактики, образованных подсистемами звёзд разных физ. типов.
Для каждой подсистемы характерны своя д. Г.-Р. и свои типы П. з. Шаровые скопления и звёзды типа RR Лиры, напр., типичны для сферич. составляющей, а рассеянные скопления и цефеиды связаны с плоской составляющей. Изучение П. з. в данной звёздной системе позволяет сразу же сказать, какой тип звёздного населения характерен для неё, и оценить её возраст.
Наряду с детальным исследованием отдельных П. з. большое значение имеет обнаружение новых П. з. и выявление интересных аномальных звёзд, и здесь весьма существенна помощь любителей астрономии. Исследования П. з. вносят большой вклад в наши знания о строении и развитии звёзд и звёздных систем.
Лит.:
Каплан С.А., Физика звёзд, 3 изд., М., 1977; Куликовский Л.Г., Справочник любителя
астрономии, 4 изд., М., 1971; Цесевич В.П., Переменные звёзды и их наблюдение, М.,
1980;
Методы исследования переменных звёзд, М., 1971;
Пульсирующие звёзды, М., 1970; Эруптивные звёзды, М., 1970; Затменные переменные
звёзды, М., 1971; Явления нестационарности и звездная эволюция, М., 1974; Гершберг
Р.Е.,
Вспыхивающие звезды малых масс, М., 1978; Звезды и звездные системы, М., 1981; Кокс
Д.П., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983.
(Ю.Н. Ефремов )
