Виды, типы и общая классификация переменных звезд. Переменные звёзды: классификация и характеристики

– 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.

На изображении показана красная переменная звезда под названием V838 Monocerotis.

Переменная звезда - , блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.

Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

Top-10 созвездий по числу переменных звёзд согласно каталогу ОКПЗ-4

Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана как новая астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 г. и 1604 г., доказало, что звездное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.

Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 г. Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.

В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей , а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX - начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам - Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ) и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с 1985 по 1995 гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).

Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae - первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae - вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ

SS ST SU SV SW SX SY SZ

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.

За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. Впоследствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы - звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr.

Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (фр. Jean-Charles Houzeau de Lehaie) в XIX в.:

Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
Звёзды с периодическим изменением блеска.
Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus
Новые звёзды.

В ОКПЗ-3 все переменные звёзды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы - на подтипы.

К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды - температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
Медленные неправильные переменные (L)
Звёзды типа Миры Кита (M)
Полуправильные переменные (SR)
Переменные типа RR Лиры (RR)
Переменные типа RV Тельца (RV)
Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
Переменные типа δ Щита (δ Sct)
Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звёзды. К данному классу относятся звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.

Переменные типа UV Кита (UV) - звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
Звёзды типа UVn - подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O-A, индекс b обозначает спектральный класс F-M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s - быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.

Новые звёзды (N)
Быстрые новые (Na)
Медленные новые (Nb)
Очень медленные новые (Nc)
Повторные новые (Nr)
Новоподобные звёзды (Nl)
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
Переменные типа R Северной короны (RCB)
Переменные типа U Близнецов (UG)
Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
Сверхновые звезды (SN)
Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
Переменные типа γ Кассиопеи (γC)

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов, а не с физической переменностью.

Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

Затменные переменные типа β Лиры (EB) - Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.

Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) - контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8m.

Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ, увеличилось не только количество наблюдательного материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.

Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой. Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах. Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Переменные с другими символами
Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Класс 1 и 5 пересекаются - звёзды с типами переменности RS и WR принадлежат обоим этим классам.

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4

Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.

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»).

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.

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.

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.

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

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.

- 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.

представляют собой систему из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, причём плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой. Это приводит к ослаблению суммарного блеска системы. В нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса. У одних, типа Алголя ( Персея), блеск вне затмения практически постоянен (рис. 1,а), у других же, типа ( Лиры, периоды постоянства блеска отсутствуют, что даёт основание считать компоненты таких систем эллипсоидальными, вытянутыми взаимным притяжением. Изменения блеска вне затмения у таких систем объясняются непрерывным изменением обращённой к наблюдателю площади светящейся поверхности зdёзд (рис. 1,6). Периоды изменения блеска затменных звёзд (совпадающие, естественно, с их орбитальными периодами) очень разнообразны: от десятков минут до десятков лет. Затменные П. з. предоставляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд. По продолжительности затмения можно определить диаметры звёзд в долях большой полуоси их относит. орбиты, а затем и в километрах. По светимости L и размерам звёзд можно определить Т э их поверхности. Наблюдая изменения в спектре в ходе затмения, можно изучить строение атмосферы затмевающей звезды (сквозь к-рую просвечивает второй компонент системы) на разных глубинах. Особенно интересные результаты даёт исследование систем типа Возничего, у к-рых наблюдаются затмения горячей звезды (спектр, класса В) красным сверхгигантом (класса К) с обширной атмосферой. Изменения интенсивности линий поглощения в ходе затмения позволили определить содержание хим. элементов в атмосфере сверхгиганта на разных высотах, по сдвигу линий удалось измерить скорость вращения звезды вокруг оси (см. ). Затменные П. з. явл. главным источником сведений о самой важной характеристике звёзд - их массе, для определения к-рой применяют 3-й закон Кеплера, связывающий орбитальный период, большую полуось орбиты и массы компонентов системы (см. ). У нек-рых затменных звёзд наблюдается вращение большой оси эллиптич. орбиты (линии апсид), вызванное взаимной приливной деформацией компонентов (рис. 2); на кривой блеска это отражается в виде медленного смещения положения вторичного (меньшего) минимума. Скорость этого вращения определяется степенью концентрации вещества к центру звезды, и наблюдения таких звёзд дают чуть ли не единственную возможность проверки выводов теорий внутр. строения звёзд.

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

Эруптивные П. з. характеризуются неправильными, часто быстрыми и сильными изменениями блеска, вызванными, по-видимому, бурными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер (рис. 4). Эти звёзды делят на две группы: 1) группу молодых, недавно сформировавшихся звёзд, к к-рым относят быстрые неправильные переменные (типа Т Тельца или RW Возничего), (типа UV Кита) и родственные им объекты, многочисленные в молодых звёздных скоплениях и связанные с туманностями; 2) группу звёзд, у к-рых время от времени отмечаются быстрые и большие увеличения яркости (т.н. катаклизмические П. з.). Это новые звёзды, повторные новые, звёзды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотич. П. з. (для последних характерно присутствие в спектре линий, типичных как для горячих, так и для холодных звёзд). В большинстве случаев катаклизмич. звёзды оказываются двойными системами. Часто одним из компонентов явл. белый карлик. Известно более 1600 эруптивных звёзд.

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).

У звёзд с массой этап эволюции, связанный с термоядерным превращением гелия в углерод, начинается после значит. увеличения светимости и продвижения таких звёзд к концу ветви красных гигантов на д. Г.-Р. (рис. 5 и 7). Это вызвано более медленным сжатием и нагревом их вырожденного ядра. Долгопериодич. переменные (звёзды типа Миры Кита, изменяющие блеск с амплитудой в 3-7 m и периодом в сотни суток) и красные неправильные и полуправильные гиганты находятся именно у концов ветви гигантов шаровых и старых рассеянных скоплений. Отсутствие в таких скоплениях более красных звёзд показывает, что здесь начинается перестройка структуры звезды, в результате к-рой она уходит с ветви гигантов. Эта перестройка, вероятно, и вызывает переменность красных гигантов и звёзд типа Миры Кита. Прямые определения масс таких звёзд говорят о том, что они близки к 1 .

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).

Относительно новых звёзд, повторных новых, звёзд типа U Близнецов, новоподобных и симбиотических переменных всё шире распространяется убеждение, что они явл. , находящимися на поздней стадии эволюции. Звёзды типа U Близнецов и повторные новые объединяет зависимость цикл-амплитуда: первые вспыхивают на 2-4 звёздные величины через интервал в десятки суток, вторые же на 5-6 величин через десятки лет. Есть все основания ожидать, что и типичные новые звёзды с амплитудами 8-12 m продолжают эту зависимость и вспыхивают через сотни или тысячи лет. Двойственность многих звёзд этих типов доказана спектр. и фотометрич. наблюдениями. из-за взаимодействия компонентов может существенно отличаться от эволюции одиночных звёзд. Возможной причиной вспышек может быть перетекание на поверхность горячей, лишённой водорода звезды (типа белого карлика) богатого водородом вещества др. звезды, что может привести к бурным термоядерным реакциям. Обнаружение двойственности и затмений у новых звёзд позволило оценить их массу: она составляет лишь доли . Среди повторных новых находится система WZ Стрелы с периодом 82 мин - одним из самых коротких среди систем двойных звёзд.

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 )