Змінні зірки – одне з найцікавіших явищ на небі, доступне для спостережень неозброєним оком. Мало того, тут є простір для наукової діяльності простого любителяастрономії, і навіть є можливість зробити відкриття. Змінних зірок сьогодні відомо дуже багато і спостерігати за ними досить цікаво.
Змінні зірки – це зірки, які згодом змінюють свою яскравість, тобто блиск. Звичайно, цей процес займає якийсь час, а не відбувається буквально на очах. Однак якщо періодично спостерігати за такою зіркою, зміни її блиску стануть чітко помітними.
Причинами зміни яскравості можуть бути різні причини, і в залежності від них усі змінні зірки поділені на різні типи, які ми розглянемо нижче.
Завжди вважалося, що яскравість зірок – щось постійне та непорушне. Спалах або просто поява зірки з давніх-давен відносили до чогось надприродного і це явно мало якийсь знак згори. Все це можна легко побачити за текстом тієї ж Біблії.
Однак і багато століть тому люди знали, що деякі зірки таки можуть змінювати свою яскравість. Наприклад, бета Персея недарма названа Ель Гулем (зараз вона називається Алголем), що в перекладі означає не що інше, як «зірка диявола». Названа вона так через своє незвичайної якостізмінювати яскравість із періодом трохи менше 3 діб. Цю зірку як змінну відкрив у 1669 році італійський астроном Монтанарі, а наприкінці XVIII століття вивчав англійський аматор астрономії Джон Гудрайк, і він же 1784 відкрив другу змінну того ж типу – β Ліри.
У 1893 році в обсерваторію Гарварда прийшла працювати Генрієтта Льюїт. Її завданням було вимірювання яскравості та каталогізація зірок на фотопластинках, накопичених у цій обсерваторії. У результаті Генрієтта за 20 років виявила понад тисячу змінних зірок. Особливо добре вона досліджувала пульсуючі змінні зірки – цефеїди, і зробила деякі важливі відкриття. Зокрема вона відкрила залежність періоду цефеїди від її яскравості, що дозволяє точно визначати відстань до зірки.
Генрієтта Льюїтт. Після цього, з бурхливим розвитком астрономії, було відкрито тисячі нових змінних.
Всі змінні зірки змінюють свій блиск по різних причинтому була розроблена класифікація за цією ознакою. Спочатку вона була досить простою, але з накопиченням даних дедалі більше ускладнювалася.
Зараз у класифікації змінних зірок виділено кілька великих груп, кожна з яких містить у собі підгрупи, куди відносяться зірки з однаковими причинами змінності. Таких підгруп дуже багато, тому коротко розглянемо основні групи.
Затменно-змінні, або просто затемнені змінні зірки змінюють свою яскравість з дуже простої причини. Насправді вони є не однією зіркою, а подвійною системою, до того ж досить тісною. Площина їх орбіт розташована таким чином, що спостерігач бачить, як одна зірка закриває собою іншу - відбувається ніби затемнення.
Якби ми були трохи осторонь, то нічого подібного не змогли б побачити. Також, можливо, існує безліч таких зірок, але ми не бачимо їх як змінні, тому що площина їхньої орбіт не збігається з площиною нашого погляду.
Видів затемнених змінних зірок також відомо чимало. Один з найбільш відомих прикладів- Алголь, або Персея. Ця зірка була відкрита італійським математиком Монтанарі в 1669, а досліджував її властивості Джон Гудрайк, англійський аматор астрономії, наприкінці XVIII століття. Зірки, що утворюють цю подвійну систему, не можна побачити окремо – вони розташовані настільки тісно, що період їхнього звернення складає всього 2 доби та 20 годин.
Якщо подивитися на графік зміни блиску Алголя, то можна побачити у середині невеликий провал – вторинний мінімум. Справа в тому, що один із компонентів яскравіший (і менший), а другий – слабший (і більший за розмірами). Коли слабка компонента закриває яскраву, ми бачимо сильне падіння блиску, а коли яскрава закриває слабку, падіння блиску не дуже виражене.
У 1784 році Гудрайк відкрив іншу затемнену змінну - β Ліри. Її період становить 12 діб 21 годину та 56 хвилин. На відміну від Алголя, графік зміни блиску у цієї змінної плавніший. Справа в тому, що тут подвійна система дуже тісна, зірки настільки близько одна до одної, що мають витягнуту, еліптичну форму. Тому ми бачимо не тільки затемнення компонент, а й зміни яскравості при повороті еліптичних зірок широкий або вузький ст.
Графік зміни блиску Ліри. ороною. Через це зміна блиску тут більш плавна.
Ще одна типова затемнена змінна - W Великої Ведмедиці, відкрита в 1903 році. Тут на графіку видно вторинний мінімум майже такої ж глибини, як і основний, а сам графік плавний, як у Ліри. Справа в тому, що тут компоненти практично однакові за розмірами, також витягнуті і настільки тісно розташовані, що їх поверхні майже стикаються.
Бувають інші типи затемнених змінних зірок, але вони зустрічаються рідше. Також сюди відносяться еліпсоїдальні зірки, які при обертанні повертаються до нас то широкою, то вузькою стороною, через що їхній блиск змінюється.
Пульсуючі змінні зірки – великий клас таких об'єктів. Зміна блиску відбувається через зміну об'єму зірки - вона то розширюється, то знову стискується. Відбувається це через нестабільність рівноваги між основними силами – гравітацією та внутрішнього тиску.
При таких пульсаціях відбувається збільшення фотосфери зірки та збільшення площі випромінюючої поверхні. Одночасно змінюється температура поверхні та колір зірки. Блиск, відповідно, також змінюється. У деяких типів пульсуючих змінних блиск змінюється періодично, а в деяких немає стабільності – їх називають неправильними.
Першою пульсуючою зіркою була Міра Кита, відкрита у 1596 році. Коли її блиск досягає максимуму, її можна добре бачити неозброєним оком. У мінімумі ж потрібний хороший бінокль або телескоп. Період блиску Світи складає 331.6 діб, а подібні зірки називають міридами або зірками типу ο Кита – їх відомо кілька тисяч.
Інший широко відомий тип пульсуючих змінних - цефеїди, названих на честь зірки такого типу Цефея. Це гіганти з періодами від 1,5 до 50 діб, іноді більше. Навіть Полярна зірка належить до цефеїдів з періодом майже 4 діб та з коливаннями блиску від 2.50 до 2.64 зв. величини. Цефеїди також поділяються на підкласи, а спостереження їх відіграли чималу роль розвитку астрономії загалом.
Пульсуючі змінні типу RR Ліри відрізняються швидкою зміною блиску – їх періоди становлять менше доби, а коливання в середньому досягають однієї зіркової величини, що дозволяє легко спостерігати їх візуальним методом. Цей тип змінних також розділений на 3 групи, залежно від асиметрії їхнього графіка блиску.
Ще більш короткі періоди у карликових цефеїд – це ще один вид пульсуючих змінних. Наприклад, CY Водолія має період 88 хвилин, а SX Фенікса – 79 хвилин. Графік їхнього блиску схожий на графік звичайних цефеїдів. Вони становлять великий інтерес для спостережень.
Існує ще чимало видів пульсуючих змінних зірок, хоча вони не такі поширені або не дуже зручні для аматорських спостережень. Наприклад, зірки типу RV Тельця мають періоди від 30 до 150 діб, і на графіку блиску є деякі відхилення, через що зірки цього типу відносять до напівправильних.
Неправильні змінні зірки також відносяться до пульсуючих, але це великий клас, що включає безліч об'єктів. Зміни їхнього блиску дуже складні, і найчастіше їх неможливо передбачати заздалегідь.
Однак у деяких неправильних зірок у довгостроковій перспективі вдається виявити періодичність. При спостереженнях протягом кількох років, наприклад, можна побачити, що неправильні коливання складаються у якусь середню криву, яка повторюється. До таких зірок, наприклад, відноситься Бетельгейзе - α Оріона, у якого поверхня покрита світлими і темними плямами, що пояснює коливання блиску.
Неправильні змінні зірки недостатньо вивчені і мають великий інтерес. На цьому полі ще потрібно зробити багато відкриттів.
Щоб помітити зміни блиску зірки, використовуються різні методи. Найдоступніший – візуальний, коли спостерігач порівнює блиск змінної зірки із блиском сусідніх зірок. Потім на основі порівняння обчислюється блиск змінної і в міру накопичення даних будується графік, на якому чітко помітні коливання яскравості. Незважаючи на простоту, визначення яскравості на око можна робити досить точно, і такий досвід набувається досить швидко.
методів візуального визначенняблиску змінної зірки є кілька. Найпоширеніші їх – метод Аргеландера і метод Нейланда-Блажко. Є й інші, але ці досить прості освоєння і дають достатню точність. Детальніше про них розповімо в окремій статті.
Переваги візуального методу:
До недоліків можна віднести все-таки неідеальну точність, через що виникають похибки в окремих спостереженнях.
Інший метод оцінки блиску зірки – із застосуванням апаратури. Зазвичай робиться знімок змінної зірки з околицями, а потім можна точно визначити яскравість змінної.
Чи варто астроному-аматору займатися спостереженнями змінних зірок? Однозначно вартує! Адже це не лише одні з найпростіших та найдоступніших для вивчення об'єктів. Ці спостереження мають і наукову цінність. Професійні астрономи просто не в змозі охопити регулярними спостереженнями таку масу зірок, а для любителя тут навіть відкривається можливість зробити свій внесок у науку, і такі випадки траплялися.
- Це зірки, які формуються або знаходяться на ранній стадії еволюції. До них відносяться зірки типу Т Тельця, які демонструють нерегулярні зміни блиску і часто оповиті хмарами пилу та газу.
потужні зірки великої світності з нерегулярною емісією. До цієї групи входять зірки максимальної світності нашої та сусідніх галактик. Вік таких зірок лише кілька мільйонів років, які маси лежать у діапазоні від 60 до 200 мас Сонця. У нашій Галактиці такими зірками є Р Лебедя та hКіля, що інтенсивно втрачають масу у вигляді зоряного вітру.
періодично розширюються і стискуються, які блиск синхронно посилюється і послаблюється. Серед пульсуючих змінних найбільш відомі цефеїди, названі так за прототипом – зіркою dЦефея. Зміна кольору, світності та швидкості руху поверхневого шару у класичної цефеїди відбувається з певним періодом. Чим більший цей період, тим більша середня світність зірки. Оскільки видимий блиск зірки змінюється обернено пропорційно квадрату відстані до неї, то, вимірявши блиск і визначивши за періодом світність цефеїди, можна обчислити відстань до неї. Класичні цефеїди мають маси близько 5 мас Сонця та вік від кількох мільйонів до 100 млн. років.
Пульсуючі змінні зірки типу bЦефея змінюють, мабуть, не так свій розмір, як форму. Вони значно молодші за Сонце.
Деякі пульсуючі змінні зірки дуже старі: їх вік сягає 15 млрд. років, а маси становлять від 0,6 до 2 мас Сонця. Наприклад, це змінні типу RR Ліри з періодами менше доби та світністю від 50 до 100 сонячних. Сюди ж належать цефеїди старого населення Галактики (змінні типу W Діви), виявлені у кульових скупченнях. Їх періоди можна порівняти з періодами класичних цефеїд, хоча світність помітно слабше і поводяться трохи інакше. Ймовірно, споріднені з цією групою і зірки типу dЩита, які часто називають "карликовими цефеїдами". Див. ЗІРКИ.
Четверта група пульсуючих змінних складається з холодних старих зірок із великими оболонками. До цієї групи входять міриди – напівправильні та довгоперіодичні змінні типу Світи Китаю. Напівправильні зірки є надгігантами з масами від 8 до 40 сонячних мас. На кінцевій стадії еволюції вони спостерігаються нерегулярні пульсації, як і видно з прикладах Бетельгейзе і Антареса. Типові періоди мірид становлять від 200 до 450 діб, а світності досягають 10 000 сонячних; діапазон їх мас від 0,8 до 3 сонячних. Динаміка їх пульсацій ускладнюється розвитком ударних хвиль. Міриди утворюють безперервну послідовність зі змінними ОH/IR, у спектрах яких видно гідроксильні (OH) емісійні лінії, а самі зірки такі холодні, що в основному випромінюють в інфрачервоному діапазоні (IR). Це вмираючі зірки, оточені величезними газопиловими оболонками.
Найбільш відомими системами, що складаються з білого карликата близького до нього супутника, є класичні нові зірки, карликові нові та симбіотичні змінні. Блиск класичних нових може посилитися в мільйон разів, а потім швидко послабшати. Карликові нові посилюють свій блиск від 6 до 200 разів, а послаблення відбувається за час від 10 до сотень днів. Симбіотична зірка – це система, що складається з холодної червоної зірки та її маленького гарячого супутника, причому вся система огорнута хмарою іонізованого газу.
Найбільш чудовими змінними зіркамивважаються наднові, які в момент спалаху стають яскравішими від цілої галактики. У нашій Галактиці порівняно недавно спостерігалися спалахи наднових: спалах 1054 року, що породив Крабовидну Туманність; Наднова Тихо (1572); Наднова Кеплера (1604). Це потужні вибухи, що майже повністю руйнують зірку. Розрізняють два типи наднових. Наднові I типу спостерігаються в зоряних системах, позбавлених молодих зірок (в еліптичних галактиках), і максимум досягають світності 6Ч 10 9 сонячних. Ймовірно, це вибухають білі карлики, на які в подвійних системах відбувається акреція речовини із сусідньої зірки доти, доки маса карлика не перевищить межу Чандрасекара (1,44 маси Сонця). Наднові II типу утворюються під час вибуху молодих масивних зірок (15–30 мас Сонця) і досягають світності 4Ч 10 8 сонячної. Наднові обох типів виробляють у процесі вибуху хімічні елементиважче заліза та викидають їх у міжзоряне простір. Ці вибухи можуть стимулювати народження зірок наступного покоління; можливо, так народилася і сонячна система. МІЖЗІРНА РЕЧОВИНА;
СОНЯЧНА СИСТЕМА. Див. ЗІРКИ.
Це щодо молоді зірки з температурою поверхні 10 000–15 000 К. Їх блиск змінюється слабко, але у процесі обертання зірки у її спектрі спостерігаються сильні зміни, які вказують, що у різних областях її поверхні сконцентровані різні метали. У цих зірок потужне (понад 30 кгс) змінне магнітне поле. Зірки типу UV Кита.Це щодо молоді зірки-карлики (типу Сонця), спалахи яких схожі на сонячні, але потужніші. на невеликих ділянках. Дивїх поверхні існують сильні
. СОНЦЕ.
Зірки типу R Північної Корони. Це старі зірки, багаті на вуглецю. Їхнє рівне світіння іноді переривається несподіваним послабленням блиску в багато разів, а потім відновлюється. Ймовірно, в атмосфері зірки іноді утворюються хмари сажі, що поглинають її світло, які потім розсіюються.Пульсуючі зірки розширюються і стискуються, стаючи більшими і меншими, гарячішими і холоднішими, яскравішими і тьмянішими.
Фізичні властивості
Американський астроном Генрієтта Лівітт виявила, що цефеїд має залежність між періодом зміни блиску і світністю (period-luminosity relation). Цей термін означає, що чим довше період зміни блиску (інтервал між послідовними піками блиску), тим вище середній блиск зірки. Тому, якщо вимірювати видиму зоряну величину змінної зірки-цефеїди в міру її зміни протягом днів і тижнів і потім визначити період зміни блиску, то можна легко обчислити істинний блиск зірки.
Навіщо це потрібно? А потім, що знаючи справжній блиск зірки, можна визначити відстань до неї. Адже чим далі зірка, тим тьмянішою вона виглядає, але це все та ж зірка з тим самим істинним блиском.
Віддалені тьмяні зірки підкоряються закону зворотних квадратів(Inverse square law). Це означає, що якщо зірка в 2 рази далі, то вона виглядає в 4 рази тьмянішою. А якщо зірка в 3 рази далі, то вона виглядає в 9 разів тьмяніша. Якщо ж зірка в 10 разів далі, то вона виглядає у 100 разів тьмянішою.
Нещодавно у ЗМІ з'явилися повідомлення про те, що за допомогою космічного телескопа "Хаббл" вдалося визначити масштаби та вік Всесвіту. Насправді це результат дослідження за допомогою телескопа "Хаббл" змінних зірок-цефеїдів. Ці цефеїди перебувають у далеких галактиках. Але, спостерігаючи за зміною їхнього блиску та використовуючи залежність між періодом зміни блиску та світністю, астрономи визначили відстань до цих галактик.
Зірки типу RR Ліри
Зірки типу RR Ліри подібні до цефеїдів, але вони не такі великі і яскраві. Деякі з них розташовані у кульовому зоряному скупченніу нашій галактиці Чумацький Шлях, і в них також існує залежність між періодом зміни блиску та світністю.
Кульові скупчення - це величезні сферичні утворення, заповнені старими зірками, народженими ще під час формування Чумацького Шляху. Це ділянки космосу шириною лише 60-100 світлових років, у яких "упаковано" від кількох сотень тисяч до мільйона зірок. Спостерігаючи за зміною блиску зірок типу RR Ліри, астрономи можуть оцінити відстань до таких зірок. Якщо ж ці зірки перебувають у кульових скупченнях, можна визначити відстань до цих кульових скупчень.
Чому так важливо знати відстань до зоряного скупчення? А ось чому. Всі зірки, розташовані в одному скупченні, утворилися одночасно із загальної хмари. І всі вони розташовані приблизно на однаковій відстані від Землі, оскільки знаходяться в тому самому скупченні. Тому, коли вчені будують H-R-діаграму для зірок із скупчення, в ній не буде помилок, спричинених різницею відстаней до різних зірок. А якщо ми знаємо відстань до зоряного скупчення, то всі нанесені на діаграму значення зоряних величин можна перетворити на світність, тобто на інтенсивність випромінювання зіркою енергії на секунду. І ці значення можна безпосередньо порівняти з теоретичними даними. Саме цим і займаються астрофізики.
Довгоперіодичні змінні зірки
У той час як астрофізики обробляють інформацію, отриману від цефеїд та змінних зірок типу RR Ліри, астрономи-аматори насолоджуються спостереженням довгоперіодичних змінних зірок, так званих змінних зірок типу Світу Китаю. Миру - це інша назва зірки Омікрон Кі
Змінні зірки типу Світи Кита пульсують, як цефеїди, але у них набагато більші періоди зміни блиску, в середньому 10 місяців і більше, і, крім того, у них більша амплітуда зміни блиску. Коли блиск Світи Кита досягає максимального значення, її можна побачити неозброєним оком, а коли блиск мінімальний, потрібний телескоп. Зміна блиску довгоперіодичних зірок також відбувається набагато нерегулярніше, ніж цефеїд. Максимальна зіркова величина, якої досягає деяка зірка, може дуже змінюватися від одного періоду до іншого. Спостереження таких зірок, проводити які неважко, дозволяють вченим отримати важливу наукову інформацію. І ви теж можете зробити свій внесок у дослідження змінних зірок (докладніше я розповім про це в останньому розділіданої глави).
Змінні зірки - це зірки, що змінюють блиск на очах людей та їхніх поколінь. Еволюційні зміни блиску переважної більшості зірок, як правило, надто незначні і відбуваються надто повільно, щоб бути поміченими за якийсь чотири-тритисячолітній період історичного розвитку людства. Миру) в сузір'ї Кіта, що вразила уяву астрономів кінця епохи Відродження, наднові Тихо Браге і Кеплера вже давно розмаїттям своєї поведінки свідчили про різноманітність причин, що викликають зміни їх блиску І вже давно астрономи займаються класифікацією змінних зірок прагнучи вмістити блиску все різноманіття фізичних характеристик та причин зміни блиску цієї конкретної зірки.
З часом проблеми, пов'язані з класифікацією змінних зірок, стають дедалі складнішими. Поступово з'ясовується взаємозв'язок різних типів змінності блиску. Нерідко виникає необхідність віднесення одного й того самого об'єкта відразу до кількох типів змінності, оскільки вони визначаються різними фізичними причинами.
Підвищення точності спостережень та вдосконалення методів їх аналізу призвели до виявлення безлічі мікрозмінних зірок та з'ясування закономірностей зміни їх фотометричних та спектральних характеристик. Нині зрозуміло, що немає нижньої межі амплітуди змін блиску змінних, підлягають реєстрації; вся справа в надійності реєстрації таких змін у їхній достовірності.
Змінність у далекому ультрафіолетовому та рентгенівському випромінюванні, у далекому інфрачервоному та радіодіапазоні виявляється характерною властивістюзмінних зірок різних типів. Тільки проблеми ототожнення об'єктів, які у цих областях діапазону, з оптичними об'єктами накладають поки обмеження включення в каталоги змінних зірок.
У зв'язку з підготовкою до нового (четвертого) видання Загального каталогу змінних зірок ми зіткнулися з необхідністю суттєвого уточнення класифікації змінних, прийнятої у третьому виданні каталогу (Кукаркін та ін., 1969) та трьох доповненнях до нього. Так, наприклад, виявлення хромосферної активності низки зірок вимагає відображення цього явища класифікації. Своєрідними є прояви оптичної змінності джерел рентгенівського випромінювання. Потребує вдосконалення класифікація затемнено-подвійних систем тощо.
Нижче буде викладено представляється нам найбільш раціональної система класифікації змінних зірок, заснована на розвитку загальноприйнятих принципів класифікації цих об'єктів та на аналізі пропозицій, зроблених рядом фахівців.
Виходячи з основних причин, що визначають спостерігається із Землі змінність блиску тих чи інших об'єктів, прийнято ділити змінні на такі класи: еруптивні, пульсуючі та затемнено-подвійні. В даний час необхідно ввести ще один клас - змінні, що обертаються (Єфремов, 1975; Персі, 1978). При цьому мається на увазі, що поверхня таких зірок може бути покрита плямами-дільницями зі зниженою або підвищеною поверхневою яскравістю, і при розбіжності осі обертання зірки з направленням до спостерігача середня поверхнева яскравість її півсфери, зверненої до Землі , може змінюватися внаслідок обертання зірки,
Видається також доцільним виділити з класу еруптивних змінних окремий класвибухові змінні - наднові та нові зірки.
Кожен із цих класів поєднує об'єкти абсолютно різної природи, які стосуються різних типів змінності блиску. У той самий час одні й самі об'єкти можуть бути і пульсуючими і еруптивними і входити до складу затемнено-подвійних систем, тобто. змінювати блиск майже з усіх можливих причин чи будь-яких комбінацій останніх.
Для того, щоб розібратися в різних типахзмінних зірок, доцільно розглянути їхнє положення на діаграмі M V , B-V,причому окремо залежно від віку (t) самих змінних (див. рис.1). Уривчастою лінією всюди на рис. 1 нанесено становище початкової головної послідовності. Області, що займаються змінними різними типами, обведені суцільними лініями. Вони вказані схематично. Кордони їх слід приймати занадто серйозно. Вони можуть перекриватися і займати набагато більші площі. Не слід також занадто строго приймати вікові показники змінних, зазначені на рис. 1а, 1b та 1с.
| Мал. 1. |
На рис. 1а показано положення наймолодших змінних зірок (0<t<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные Ina, Inb, InT, змінні типів S Dorі FU Ori, що спалахують змінні типу UV Кита, пов'язані з туманностями), так і пульсуючі змінні (неправильні Lc і напівправильні SRc надгіганти пізніх спектральних класів). Всі ці об'єкти спостерігаються в наймолодших і зоряних скупченнях, що виникають, в ОВ- і Т-асоціаціях. Деякі типи ( FU Ori, S Dor) характеризують, мабуть, короткочасні етапи розвитку оріонових змінних. Розглянемо ці типи докладніше. Нижче скорочені позначення типів не слід необачно змінювати, щоб уникнути плутанини надалі, у зв'язку з великою кількістю вже виділених типів.
S Dor- еруптивні зірки високої світності спектральних класів Bpeq-Fpeq, що показують неправильні (іноді циклічні) зміни блиску від 1 до 3 m . Це одні з найяскравіших блакитних зірок галактики, де вони спостерігаються. До змінних цього відносяться Р Cyg і Car.
In- оріонові змінні. Неправильні еруптивні змінні, пов'язані з дифузними туманностями і розташовані на діаграмі M V , B-V в районі головної послідовності та в області субгігантів. На рис. 1а показана область, яку вони займають у мінімумі блиску. В результаті подальшої еволюції ці зірки перетворюються на зірки головної послідовності постійного блиску. Межі зміни блиску можуть досягати кількох величин. Поділяються на підтипи:
Ina- оріонові змінні спектральних класів В-А (Т Ori).
Inb- оріонові змінні спектральних класів F-M чи Fe-Me (АН Ori).
InT- оріонові змінні типу Т-Тельця. Спектральні класи Fe-Me. Специфічна ознака типу - флюоресцентні емісійні лінії Fe I 4046, 4132 (аномально інтенсивні у цих зірок), емісійні лінії та лінія поглинання Li I 6707. Якщо зв'язок з туманністю непомітна, літера nсимвол типу може бути опущена.
У спектрах деяких оріонових змінних (YY Ori) спостерігається "зворотний Р Cyg ефект", - наявність темних компонентів з довгохвильової сторони емісійних ліній, - що свідчить про падіння речовини на поверхню цих зірок. У цьому випадку символ типу може супроводжуватись символом YY.
UVn-пов'язані з дифузними туманностями спалахують еруптивні змінні, подібні до змінних типу UV Кита (див. нижче). Це різновид оріонових змінних підтипу Inb, на неправильні зміни блиску яких накладаються спалахи.
FU- еруптивні новоподібні змінні типу FU Ori спектральних класів Ae-Fpe, пов'язані з дифузними туманностями; показують поступове зростання блиску, що триває кілька місяців, на 6 m , після чого настає майже повна сталість блиску в максимумі, що зберігається протягом десятиліть, і поступовий розвиток емісій у спектрі. Область, яку займають ці змінні на рис. 1а, відповідає максимуму їхнього блиску.
Lc- неправильні повільні пульсуючі змінні надгіганти спектрального класу M (TZ Cas) з амплітудою близько 1 m.
SRc- Напівправильні пульсуючі змінні надгіганти спектрального класу М (Сір). Амплітуди-порядка 1 м, періоди зміни блиску - від 30 до декількох тисяч днів.
У зв'язку з рис. 1а слід розглянути ще дві категорії об'єктів, а саме: наднові та пульсари.
Наднові (SN) - зірки, які в результаті вибуху швидко збільшують свій блиск на 20 і більше величин, а потім повільно слабшають. Спектр при спалаху характеризується наявністю дуже широких емісійних смуг. Внаслідок вибуху структура зірки повністю змінюється. На місці наднової залишається емісійна туманність, що розширюється, і (не завжди спостерігається) швидко обертається нейтронна зірка з сильним магнітним полем, що випромінює в радіо, оптичному і рентгенівському діапазонах довжин хвиль, - пульсар (PSR), період зміни блиску якого (від декількох сотих секунди до декількох секунд) дорівнює періоду його обертання.
На рис. 1b показано положення змінних зірок, вік яких укладено в межах від 107 до 109 років.
У процесі еволюційного відхилення від початкової головної послідовності зірки спектральних класів B - F починають виявляти змінність блиску. В основному, ці явища викликаються радіальною і нерадіальною пульсацією близьких до поверхні шарів зірки, обертанням зірок з плямами, а також процесами утворення та зникнення емісійних екваторіальних кілець або дисків у В-зірок, що швидко обертаються. При радіальних пульсаціях форма зірки залишається сферичною, відбувається періодичне розширення та стиск поверхні зірки. У разі нерадіальних пульсацій форма зірок. е періодично відхиляється від сферичної, причому навіть сусідні ділянки її поверхні можуть перебувати в протилежних фазах коливань.
Нині можна назвати такі типи змінності зірок цих спектральних класів.
Cyg - нерадіально пульсуючий надгіганти спектральних класів Beq-Aeq Ia, зміни блиску яких з амплітудою порядку 0. m 1 нерідко здаються неправильними, бо викликаються накладенням багатьох коливань з близькими періодами. Спостерігаються цикли від не. кількох днів до кількох десятків днів. Можливо, ці змінні є наступною стадією розвитку зірок типу S Dor.
Сер - пульсуючі змінні спектральних класів O8-В6 I-V з періодами зміни блиску та променевих швидкостей, укладеними в межах 0. d 1-0. d 6 і межами зміни блиску від 0. m 01 до 0. m 3. Максимум блиску відповідає мінімальному радіусу зірки. В основному, у цих зірок спостерігаються радіальні пульсації, проте зараз багато дослідників знаходять можливим виділяти серед них змінні, подібні до 53 Per (V469 Per), що характеризуються нерадіальними пульсаціями (див., наприклад, Унно та ін, 1979).
До змінних типу Сір примикає виділена Джакате (1979) група змінних, які можна назвати змінними типу Cen. Це зірки спектральних класів В2-ВЗ IV-V, періоди і амплітуди зміни блиску яких значно менше проти спостерігаються у зірок типу Сір, тобто. укладені не більше 0. d 02-0. d 04 та 0. m 15-0. m 025 відповідно.
Наступним добре відомим типом пульсуючих змінних головної послідовності є тип Sct. Зазвичай до нього відносять зірки спектральних класів A2-F5 III - V з амплітудами зміни блиску від 0. m 003 (в основному 0. m 02) до 0. d 8 та періодами від 0. d 02 до 0. d 4. Форма кривих блиску сильно змінюється. Спостерігаються як радіальні, і нерадіальні пульсації; можуть наступати і короткочасні припинення змін блиску. Крива зміни променевих швидкостей є майже дзеркальним відображенням кривої зміни блиску, причому максимум швидкості наближення до спостерігача практично збігається з максимумом блиску зірки.
На початку п'ятдесятих років Струве (1955) висунув гіпотезу про існування гіпотетичної послідовності Майя, що заповнює прогалину між пульсуючими змінними типами Сер і Sct. Струве проводив цю послідовність між двома зірками – членом скупчення Плеяди Майєю (B7III) та UMi (A3II-III). Досі різні дослідники (див., наприклад, Бердслі, Жижка, 1977; Брегер, 1979) продовжують повертатися до обговорення цього питання.
Змінність блиску Майї ще не доведена. Нам видається, що послідовності Майя взагалі не існує. За словами Брегера (1979), у морі зірок з малоамплітудною нерадіальною пульсацією зірки типів Сер і Sct утворюють два острова змінних з великою амплітудою, що підтримується додатковим збудженням радіальних пульсацій.
У зв'язку з цим доречно зупинитися на питанні про змінність блиску Lyr (AOV), яка донедавна використовувалася як один з основних фотометричних і спектрофотометричних стандартів. Про змінність блиску цієї зірки, відкритої ще Гутником і Прагером (1915) і підтвердженою Фезом (1935), згадали лише нещодавно після появи статті Вишневського та Джонсона (1979). Зірка не включалася до каталогів змінних зірок, тому що багато спостерігачів знаходили її постійною. Однак ще Гутник (1930), зіставивши фотоелектричні спостереження Lyr 1915 зі спостереженнями її променевої швидкості, виконаними в 1929, показав, що виявлені зміни блиску синхронні зі змінами променевої швидкості, що відбуваються з періодом близьким до 0. d 07, причому максимуми блиску зірки збігаються з мінімумами її променевої швидкості. Фез (1935) і Нейбауер (1935) провели одночасні (з точністю до хвилини) спостереження блиску та променевої швидкості Lyr, підтвердивши висновки Гутника (див. рис.2). Щойно Джонсон (1980) повідомив про змінності блиску Lyr виходячи з своїх фотоелектричних спостережень, які з 1950 р. протягом 30 років.
 |
| Мал. 2. |
Фазові співвідношення блиску та променевої швидкості Lyr під час їх змін такі ж, як і у зірок типу Sct, амплітуда та період також укладаються у відповідні межі. На діаграмі з 1 , b-y, відтвореної нами на рис.3 з Кубяка (1979), Lyr розташовується поза основний області, зайнятої змінними типу Cep і Sct (точки). Однак неподалік неї розташована і Ser - змінна цього типу. Таким чином, можна думати, що Lyr (A0V), так само як і UMi (A3II-III) і CrB (A0IV) можна віднести до змінних типу Sct, приймаючи як інтервал спектральних класів, властивих останнім, інтервал А0-F5III-V.
Очевидно, у зірок, що знаходяться на краю смуги нестабільності, зайнятої змінними типу Sct, порушується стабільність пульсацій. У деяких зірок можуть виникати і зникати. Змінність блиску настає спорадично і іноді повністю припиняється.
Наступною за пульсаціями причиною зміни блиску зірок, що знаходяться в районі головної послідовності, є обертання зірок з неоднорідною поверхневою яскравістю. Ця неоднорідність може бути викликана або наявністю плям або взагалі температурною та хімічною неоднорідністю зіркової атмосфери під дією магнітного поля, вісь якого не збігається з віссю обертання зірки.
Обертанням по відношенню до земного спостерігача обумовлена змінність зірок типу CVn - пекулярних зірок головної послідовності спектральних класів В8р-А7р із сильними змінними магнітними полями. У їх спектрах аномально посилені лінії кремнію, марганцю, стронцію, хрому та рідкісноземельних елементів, що змінюють інтенсивність з періодом, рівним періоду зміни магнітного поля та блиску (0. d 5-160 d). Амплітуди зміни блиску зазвичай укладені не більше 0. m 01-0. m 1.
Зірки спектральних класів В0р-В7р із змінною інтенсивністю ліній He I, Si III та деяких ліній металів (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) іноді називають гелієвими змінними. Ми називатимемо їх змінними типу SX Ari. Ці зірки, що мають також і змінні магнітні поля, є високотемпературними аналогами змінних типу CVn. Їх можна було б об'єднати в один тип зі змінними типу (CVn, тому що причина змінності блиску та спектра (обертання зірки) у змінних зірок обох типів однакова.
 |
| Мал. 3. |
У деяких змінних типу CVa (наприклад, UU Com, спектрального класу A3pV) виявлені короткоперіодичні пульсації з періодами 0. d 02-0. d 1 і амплітудою порядку 0. m 01, що свідчать про те, що одночасно ці зірки можуть бути змінними типу Sct.
До змінних, що обертаються, відносяться і змінні типу BY Dra -емісійні зірки - карлики спектральних класів dKe-dMe, що показують квазіперіодичні зміни блиску з періодами від частки дня до 120 і амплітудами від декількох сотих до 0. m 5. Змінність блиску в цьому випадку викликається, -Мабуть, осьовим обертанням зірок із зміною з часом ступенем неоднорідності поверхневої яскравості (плямами) і хромосферної активністю. У деяких з них спостерігаються також спалахи, подібні до спалахів зірок типу UV Кита (див. нижче), і в такому випадку їх можна відносити також до останнього типу, вважаючи одночасно і еруптивними.
Змінні типу UV Cet - еруптивні зірки спектральних класів dKe-dMe, що іноді випробовують спалахи з амплітудою від кількох десятих до 6 m. Максимум блиску досягається через секунди або десятки секунд після початку спалаху, до нормального блиску зірка повертається через кілька хвилин або десятки хвилин.
На рис.1b показана область, що займається цими змінними у мінімумі блиску. Верхня ліва межа області відповідає змінним, що спостерігаються в скупченні Плеяди (t=5 . 10 7 років). З часом ця межа зміщується вправо, до пізніших спектральних класів; у скупченні Гіади (t = 5. 10 8 років) вона проходить вже в районі М V = +10 m, B-V = +1. m 6.
Очевидно, невипадково наше Сонце (гурток з точкою на рис.1b, з) розташовано у спокійній області діаграми (М V , В-V) - поруч із ним у районі головної послідовності немає одиночних фізичних змінних зірок, інакше ми відчували б себе не дуже затишно.
Процес відходу з головної послідовності супроводжується у швидко обертаються В-зірок закінченням речовини в їх екваторіальній зоні і утворенням екваторіальних кілець або дисків, що призводить до перетворення їх на емісійні неправильні змінні типу Cas спектрального класу BeIII-V, що відносяться до класу еруптивних. Амплітуди зміни їхнього блиску можуть досягати 1. m5.
Вийшовши з головної послідовності. В-зірки проходять область нестабільності цефеїд, перетворюючись на радіально пульсуючі змінні типу Сер. Це цефеїди плоскої складової Галактики, що підкоряються певній залежності період-світність. Спектральні класи їх у максимумі блиску F5-F8, у мінімумі G-K, причому
тим паче пізні, що більше періоди зміни блиску, які у межах від 1 d до 135 d . Амплітуди зміни блиску-від (0. m 1 до 2 m . Як і у зірок типу Sct, максимум блиску збігається з максимумом швидкості наближення поверхневих шарів зірки до спостерігача.
З цими зірками можуть бути пов'язані напівправильні змінні гіганти та надгіганти спектральних класів F-K, іноді емісійні, які прийнято позначати символом SRd (SX Her, SV UMa). Амплітуди зміни їх блиску укладені в межах від 0. m 01 до 4 m, періоди-від 30 d до 1100 d.
У процесі подальшої еволюції змінні високої світності потрапляють у область червоних надгігантів, перетворюючись на вже описані змінні типів Lc і SRc, а змінні меншої світності (але яскравіше М V =+1 m) перетворюються на неправильні (Lb) і напівправильні (SRab) змінні пізніх спектральних класів з амплітудами близько 1 m.
Lb- неправильні змінні спектральних класів К, М, С, S, що повільно змінюються, як правило, гіганти (СО Cyg).
SRa- Напівправильні гіганти пізніх спектральних класів (М, С, S) з добре вираженою періодичністю і, як правило, невеликими (менше 2. m 5) амплітудами зміни блиску. Періоди укладені в межах від 35 до 1200 d. Амплітуди та форми кривих зміни блиску зазвичай змінюються.
SRb- напівправильні гіганти пізніх спектральних класів (М, С, SV з погано вираженою періодичністю (середній цикл від 20 d до 2300 d) або зі зміною періодичних змін повільними неправильними коливаннями або навіть інтервалами сталості блиску.
На рис. 1с показано положення змінних зірок, вік яких перевищує 109 років. Суцільними кривими намічені основні послідовності старих скупчень-розсіяного (NGC 188) з нормальним вмістом важких елементів та кульового (М15) зі зниженим вмістом важких елементів.
На цій стадії еволюції всі зірки, розташовані на діаграмі M V , B-V в області з M V яскравіше +3 m є мало масивними об'єктами з масою меншою 1.3 маси Сонця. Особливості змінності блиску багатьох їх пов'язані з розширенням зовнішніх верств і скиданням оболонок, тобто. із втратою маси. В цьому випадку в кінцях гілок червоних гігантів старих розсіяних і кульових скупчень, мабуть, з'являються змінні типів SRab, Lb і Світи Кита (М), характерні як для старої дискової складової, так і для сферичної складової Галактики.
М- змінні типу Світи Кита, що радіально пульсують довгоперіодичні змінні з характерними емісійними спектрами пізніх класів (Me, Ce, Se), з амплітудами зміни блиску, що перевищують 2. m 5 (до 5-6 m), з добре вираженою періодичністю та періодами, укладеними в межах від 80 до 1000 d. На рис. 1с показана область, зайнята змінними типу Світи Кита спектральних класів Me в максимумі їхнього блиску.
У мало масивних старих розсіяних скупченнях змінні цього практично не спостерігаються, мабуть, у зв'язку з короткочасністю стадії такої змінності і оскільки ці скупчення встигають розпастися, як їх члени починають ставати зірками типу Світи Кита. Тому змінні типу Світи Кита, в основному, зустрічаються лише в галактичному полі та в масивних старих кульових скупченнях.
Зірки дуже старих кульових скупчень, що потрапляють після гелієвого спалаху в прогалину Шварцшильда на горизонтальній гілці, стають змінними типу RR Ліри.
RR - змінні типу RR Ліри, що радіально пульсують гіганти спектральних класів A-F з періодами, укладеними в межах від 0. d 2 до 1. d 2, та амплітудами зміни блиску, що не перевищують 2 m . За формою кривої блиску та величиною періоду їх прийнято ділити на підтипи RRab та RRc.
RRab- змінні з різко асиметричною кривою блиску (крутою висхідною гілкою) та періодами від 0. d 4 до 1. d 2 (RR Lyr).
RRc- змінні з майже симетричними, часто синусоїдальними, кривими блиску та середнім періодом близько 0. d 3 (TVBoo).
У ході подальшої еволюції зірок горизонтальної гілки у напрямку до асимптотичної гілки та вздовж неї виникають радіально пульсуючі змінні типів BL Her, W Vir та RV Tau.
BLH- змінні типу BL Her, що пульсують змінні сферичної або старої складової диска з періодами від 1 до 8 . Характеризуються наявністю горба на низхідній гілці кривої блиску.
CW- змінні типу W Vir, що пульсують змінні сферичної складової або старої складової диска з періодами від 12 до 35 d. Характеризуються залежністю період-світність, що відрізняється від аналогічної залежності для змінних типу Сер. Криві блиску також відрізняються від кривих блиску змінних типу Сірка відповідних періодів наявністю горбів на низхідній гілки.
За традицією змінні типів Сер, W Vir і BL Her нерідко називають цефеїдами (а змінні типу RR Ліри - короткоперіодичними цефеїдами), тому що часто на вигляд кривої блиску неможливо відрізнити змінні цих типів один від одного, хоча в принципі це абсолютно різні об'єкти, що знаходяться на різних етапах еволюції.
RV- змінні типу RV Таї, надгіганти спектральних класів F-G у максимумі блиску; криві блиску характеризуються наявністю подвійних хвиль з головними і вторинними мінімумами, що чергуються, глибина яких може змінюватися так, що головні мінімуми можуть перетворюватися на вторинні і навпаки; загальна амплітуда зміни блиску може досягати 3-4 m; періоди між двома сусідніми головними мінімумами, які називаються формальними, укладені в межах від 30 до 150 d . Поділяються на підтипи RVa та RVb.
RVa- Змінні типу RV Таї, середня величина яких не змінюється (AC Her).
RVb- змінні типу RV Tau, у яких спостерігається періодична зміна середньої величини з періодом від 600 до 1500 d (DF Cyg).
У тому районі діаграми M V , B-V на рис. 1с розташовані змінні типу R СгВ - бідні воднем, босаті вуглецем і гелієм зірки високої світності спектральних класів Bpe-R, що одночасно є еруптивними і пульсуючими. Характеризуються повільними неперіодичними ослабленнями блиску з амплітудою від 1 до 9 m, що продовжуються від кількох десятків до сотень днів. На ці зміни накладаються циклічні пульсації з амплітудою в кілька десятих зоряної величини та періодами від 30 до 100 d (Фіст, 1975; Жиляєв та ін., 1978).
До змінних типу R СгВ примикають (можливо, пов'язані з ними
еволюційно) змінні типу PV Tel - гелієві надгіганти спектральних класів Вр, що характеризуються слабкими лініями водню, посиленими лініями гелію та вуглецю, що пульсують з періодами від 0. d 1 до 1 або змінюють блиск протягом інтервалів часу порядку року. Амплітуда зміни їх блиску-порядку 0. m 1.
Такою ж високою світністю та ще більш високою температурою поверхні характеризуються зірки, які можна назвати еруптивними змінними типу WR. Це чи одиночні зірки типу Воль. фа-Райє (якщо такі існують) або, у всякому разі, не є затемненими подвійні системи, до складу яких входять компоненти типу Вольфа-Райє, що характеризуються неправильними змінами блиску порядку 0. m 1, викликаними, мабуть, фізичними причинами, зокрема, нестаціонарністю витікання речовини з поверхні цих зірок.
Тут же розташовані ядра планетарних туманностей (PN), що показують (подібно до V605 Aql) величезні монотонні зміни блиску до 10 m, які ми поки що не виділяємо в особливий тип змінності, воліючи відносити до унікальних об'єктів.
На рис. 1с представлені ще два типи пульсуючих змінних: SX Phe та ZZ Cet.
Змінні типу SX Phe - подібні до змінних типу Sct пульсуючі субкарлики сферичної складової або старої складової диска спектральних класів A2-F5; у цих об'єктів одночасно спостерігається кілька періодів коливань від 0. d04 до 0. d06 (нерадіальні пульсації) зі змінною амплітудою змін блиску, яка може досягати 0. m7.
ZZ- змінні типу ZZ Cet, пульсуючі білі карлики, що змінюють блиск з періодами від 30 секунд до 25 хвилин і амплітудами від 0. m 001 до 0. d 2. Іноді спостерігаються спалахи на 0 m , що можуть, щоправда, пояснюватися наявністю тісного компонента типу Cet. Пульсації нерадіальні, у зірки зазвичай спостерігається кілька близьких періодів.
Досі ми розглядали, в основному, поодинокі змінні зірки, що еволюціонують нормально внаслідок дії власних джерел енергії та зміни внутрішньої структури та хімічного складу, хоча, безсумнівно, деякі з них можуть бути компонентами подвійних систем.
Перейдемо тепер до типів змінності, асоційованих з тісними подвійними системами, тобто. системами, компоненти яких мають сильний взаємний вплив на еволюцію один одного. І тут у першу чергу необхідно зупинитися на класифікації затемнено-подвійних систем.
Загальноприйнята класифікація затемнено-подвійних систем формою кривих зміни їх блиску добре відома. За цією класифікацією затемнено-подвійні зі сферичними або злегка еліпсоїдальними компонентами, що володіють кривими блиску, що дозволяють фіксувати моменти початку і кінця затемнень, відносяться до змінних типу Алголю (ЕА). Затьмарно-подвійні з еліпсоїдальними компонентами та кривими блиску, що не дозволяють фіксувати моменти початку і кінця затемнень через безперервну зміну сумарного блиску системи між затемненнями, відносять до типів Lyr або W UMa. При цьому зазвичай змінними типу Lyr (ЕВ) називають змінні з періодами більше 1 d і добре вираженим вторинним мінімумом, глибина якого суттєво менша за глибину головного мінімуму. Змінні з періодами менше 1 d і дуже незначною відмінністю або рівністю глибин головного та вторинного мінімумів блиску прийнято називати змінними типу W UMa (EW).
На жаль, ця класифікація не дозволяє надійно судити про фізичні та вікові характеристики компонентів цих систем. Тим часом, вже зараз розвинені системи класифікації тісних подвійних систем, що дозволяють вирішувати ці питання.
Нормальна еволюція одиночної зірки головної послідовності означає, що, збільшуючи свої розміри, вона переходить з головної послідовності в область гігантів або надгігантів. Якщо ж зірка виявляється компонентом тісної подвійної системи, нормальний перебіг її еволюції порушується.
Гравітаційне поле тісної подвійної системи, що обертається, визначає положення так званої внутрішньої критичної еквіпотенційної поверхні Роша, переріз якої площиною, що проходить через центри мас обох компонентів (А, В) і перпендикулярної до їх орбітальної площини, зображено на рис. 4. Форма перерізу та положення точки L 1 , називаної першою лібраційною точкою Лагранжа, залежать від відношення мас компонентів; L 1 розташована ближче до менш масивного компонента В. Розміри внутрішньої критичної поверхні Роша визначають можливі верхні межі розмірів динамічно стійких компонентів подвійної системи.
 |
| Мал. 4. |
Якщо масивніший компонент А, еволюціонуючи швидше, заповнить свою внутрішню критичну поверхню (система з розділеної перетвориться на напіврозділену), то створяться сприятливі умови для переходу речовини цього компонента через точку L 1 до менш масивного компонента В. Почнеться обмін мас між компонентами, в результаті якого може відбутися, як то кажуть, зміна ролей компонентів: менш потужний компонент стане більш потужним і навпаки.
Газовий потік, що тече з точки L 1 до менш масивного компонента може також утворити навколо нього в площині орбіти диск, що поглинає речовина, що падає на нього, і званий акреційним диском.
В основу прийнятої нами класифікації затемнено-подвійних систем покладено класифікацію Свічникова (1969), що спирається на класифікації Копала (1959) і Крата (1962) і викладена Свічниковим і Сніжком (1974). Вона заснована на положенні компонентів подвійних систем на діаграмі (MV, B-V) та ступеня заповнення ними своїх внутрішніх критичних поверхонь Роша.
Розглянемо основні типи затемнених подвійних систем із прийнятими нами символами їх скорочених позначень (рис. 1d). Слід наголосити, що на рис. 1d, на відміну рис. 1а, b, с, не вказано орієнтовний вік систем. Він може бути будь-яким. Особливо це стосується систем типу WR.
DM- розділені системи головної послідовності (detached main sequence), обидва компоненти яких є членами головної послідовності та не досягають своїх внутрішніх критичних поверхонь Роша.
DS- розділені системи із субгігантом, у яких субгігант також ще не досягає своєї внутрішньої критичної поверхні.
AR- розділені системи типу AR Lac, обидва компоненти яких - субгіганти, що не досягають своїх внутрішніх критичних поверхонь.
SD- напіврозділені (semi-detached) системи, в яких поверхня менш масивного компонента-субгіганта близька до його внутрішньої критичної поверхні.
КЕ- контактні системи ранніх (О-A3) спектральних класів, обидва компоненти яких близькі за розмірами до своїх внутрішніх критичних поверхонь.
KW- контактні системи типу W UMa, з еліпсоїдальними компонентами спектральних класів А5-К, головні з яких є членами головної послідовності, а супутники розташовуються ліворуч і нижче за неї на діаграмі M V , B-V .
DW- Системи, подібні за своїми фізичними характеристиками з контактними системами типу W UMa, але не є контактними.
GS- системи, у яких один або обидва компоненти є гігантами або надгігантами; у першому випадку один із компонентів може бути членом головної послідовності.
Для масової класифікації затемнено-подвійних систем описаних вище типів Свічників і Істомін (1979) запропонували користуватися розробленими ними простими критеріями, показавши, що в 90% випадків знання глибини головного мінімуму А 1 різниці глибин головного і вторинного мінімумів А і періоду зміни блиску системи дозволяє досить впевнено віднести змінну до одного із зазначених вище типів.
Крім того, необхідно ввести ще кілька типів затемнених систем, а саме:
WR- Системи, серед компонентів яких містяться зірки типу Вольфа-Райє (V444 Cyg).
PN- Системи, компонентами яких є ядра планетарних туманностей (UU Sge),
WD- системи, серед компонентів яких містяться білі карлики,
RS- Системи типу RS CVn (Плавець, Сметанова, 1959; Холл, 1972). Істотною особливістю цих систем є наявність у спектрі сильних емісійних ліній Н та К Ca II, а також невеликих неправильних змін блиску поза затемненнями, що пояснюються підвищеною хромосферною активністю сонячного типу. Багато систем типу RS CVn є водночас системами типів DS і AR.
Багато хто вважає за доцільне зберегти і колишню класифікацію затемнених подвійних, засновану на формі кривих блиску. Вона проста, звична та зручна для спостерігачів. Тип EW практично однозначно визначає приналежність системи до типу KW, проте типи ЕА та ЄВ вже не дозволяють судити про фізичні характеристики компонентів, а сама Lyr взагалі є пекулярною системою, в якій, на думку Крущевського (1967), ще йде процес перетікання маси від більш масивного компонента менш масивного.
Тому ми вважаємо за можливе поєднання обох систем класифікації затемнено-подвійних і використання, наприклад, наступної символіки для позначення їх типів, в якій перша група символів характеризує форму кривої блиску, а наступні -фізичні особливості компонентів: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN тощо.
Розглядаючи тісні подвійні системи, які є затемненими, проте показують змінність блиску, необхідно виділити два типи змінності: вже відомий тип обертових еліпсоїдальних змінних (Ell), тобто. подвійних систем з еліпсоїдальними компонентами, видимий сумарний блиск яких змінюється з періодом, що дорівнює періоду орбітального звернення, внаслідок зміни площі випромінюючої поверхні, зверненої до спостерігача, і новий тип еруптивних змінних RS CVn (RS), що є аналогом типу E/RS затемнених систем. До типу RS CVn можна відносити подвійні системи, що не показують затемнень, з емісією Н і К Са II в спектрі, компоненти яких мають підвищену хромосферну активність, що викликає змінність їх блиску (UX Ari).
Наступний характерний різновид змінних, що є тісні подвійні системи, це Нові зірки (N) - тісні подвійні з періодами орбітального руху від 0. d 05 (WZ Sge) до 230 d (T CrB), одним з компонентів яких є карликова гаряча зірка. Нові зірки раптово збільшують свій блиск на 6-16 м, а потім поступово протягом декількох років або десятків років повертаються до початкового стану. Приблизне положення гарячих компонентів Нових, що спалахують, показано на рис. Id Холодні компоненти, залежно від світності гарячих, є гігантами, субгігантами або карликами спектральних класів К-М.
Спектри Нових поблизу максимуму блиску спочатку схожі на спектри поглинання A-F зірок високої світності. Потім у них з'являються широкі емісійні лінії водню, гелію та інших елементів про абсорбційні компоненти, що свідчать про наявність оболонки, що швидко розширюється. У міру ослаблення блиску у спектрі з'являються заборонені емісійні лінії, характерні для спектрів газових туманностей, що збуджуються гарячою зіркою. У мінімумі блиску спектри Нових, як правило, безперервні або подібні до спектрів зірок типу Вольфа-Райє. Ознаки холодних компонентів виявляються у спектрах лише найпотужніших систем.
У деяких Нових після спалаху виявляються пульсації гарячих компонентів з періодами близько 100 секунд та амплітудами близько 0. m 05. Деякі Нові, природно, виявляються також затемненими системами.
За характером зміни блиску Нові діляться на швидкі (Na), повільні (Nb), дуже повільні (Nc) та повторні (Nr).
Na- швидкі Нові, що характеризуються швидким підйомом блиску і зменшують блиск після досягнення максимуму на 3 m за 100 або менше днів (GK Per).
Mb- Повільні Нові, що зменшують блиск після досягнення максимуму на 3 m за 150 і більше днів (RR Pic).
Nc- Нові з дуже повільним розвитком, що понад десять років залишаються в максимумі блиску і слабшають дуже повільно. Єдиний представник-RT Ser. Не виключено, що насправді повинні належати до іншого типу змінності.
Nr- повторні Нові Відрізняються від типових Нових тим, що у них зареєстровано не один, а два або кілька спалахів, розділених інтервалами від 10 до 80 років (T CrB).
Недостатньо вивчені об'єкти, подібні до Нових за характером змін блиску або за спектральними особливостями, прийнято називати новоподібними (N1). Спектри колишніх Нових, а невеликі зміни блиску нагадують ті, які властиві колишнім Новим у мінімумі блиску. Нерідко після належного дослідження окремих представників цієї досить різнорідної групи об'єктів вдається віднести до того чи іншого типу змінних зірок.
Так само різнорідною групою є змінні типу ZAnd (симбіотичні змінні) - тісні подвійні, що складаються з гарячої зірки та зірки пізнього спектрального класу, сумарний блиск яких зазнає неправильних змін з амплітудою до 4 m.
Новим різновидом змінних зірок, безсумнівно, заслуговує на виділення її в окремий тип, є змінні типу RR Tel. Це новонодобні симбіотичні еруптивні змінні, блиск яких після зростання на 4-6 м показує значні зміни, але досі не повернувся до початкового рівня; до спалаху ці об'єкти можуть показувати довгоперіодичні зміни блиску з амплітудою в одну-дві величини; характерна особливість цих змінних - емісійний спектр високого збудження, подібний до спектрів планетарних туманностей, зірок типу Вольфа-Райє і симбіотичних змінних. Деякі дослідники вважають, що ці об'єкти, можливо, є планетарними туманностями, що виникають.
Ще один добре виражений різновид еруптивних змінних, що є тісними подвійними системами,-змінні типу U Gem (UG), нерідко звані карликовими Новими (див., наприклад, Робінсон, Назер, 1979). Вони складаються із зірки-карлика або субгіганта спектрального класу К-М, що заповнює обсяг своєї внутрішньої критичної поверхні Роша, та білого карлика, оточеного акреційним диском. Орбітальні періоди укладені в межах від 0. d 05 до 0. d 5. Спектр системи в мінімумі безперервного блиску з широкими емісійними лініями водню і гелію. У максимумі блиску ці лінії майже зникають чи перетворюються на неглибокі лінії поглинання. На рис. 1d показано область, зайнята гарячими компонентами змінних типу U Gem.
Досі немає повної ясності у вирішенні питання про те, який із компонентів зірок цього типу відчуває спалах. Деякі з цих систем є затемненими, причому можна вважати, що причиною зменшення блиску при затемненні є затемнення гарячої плями, утвореної в акреційному диску газовим потоком, що падає на нього, що виходить від зірки класу К-М.
За характером зміни блиску змінні типу U Gem можна розділити на три підтипи: SS Cyg, Z Cam та SU UMa. Другий із них досі вважався самостійним типом. На пропозицію Н. Н. Самуся, проте, доцільно об'єднати ці підтипи в один тип - U Gem, щоб уникнути необхідності застосування до них терміну "карликові Нові". Сама U Gem при цьому ставитиметься до підтипу SS Cyg, а символіка типів може бути наступною: UG(SS), UG(Z), UG(SU).
Змінні типу UG(SS) збільшують свій блиск за 1-2 d на 2-6 d і кілька днів повертаються до початкового блиску. Проміжки між сусідніми спалахами змінюються, але кожної зірки характерний свій середній цикл, відповідний середній амплітуді зміни її блиску. Чим більший цикл, тим більше амплітуда. Значення циклів укладено у межах від 10 до кількох тисяч днів.
Змінні типу UG(Z) також показують циклічні спалахи, але на відміну від змінних типу UG(SS) іноді після спалаху не повертаються до початкового блиску, а протягом кількох циклів зберігають величину, проміжну між максимальною та мінімальною. Значення циклів укладені в межах від 10 до 40 d, амплітуди зміни блиску - від 2 до 5 m.
Змінні типу UG(SU), вперше виділеного Бреном та Пті (1952), характеризуються наявністю двох видів спалахів - нормальних надмаксимумів. Нормальні, короткі спалахи нагадують спалахи зірок типу UG(SS). Надмаксимуми яскравіші за нормальні на 2 m , більш ніж у п'ять разів триваліше (ширше) і наступають більш ніж у три рази рідше за нормальні (Фогт, 1980). Під час надмаксимумів - на кривій блиску спостерігаються періодичні коливання (superhamps), що накладаються на неї, з періодом, близьким до орбітального, і амплітудами близько 0. m 2-0. m 3. Орбітальні періоди менше 0. d 1, спектральний клас супутників – dM.
У випадку, якщо гарячим компонентом у тісній подвійній системі є нейтронна зірка з магнітним полем, то речовина, що витікає від супутника, направляється цим полем в область магнітних полюсів нейтронної зірки, що обертається. У цих полюсах утворюються гарячі плями та виникає сильне спрямоване рентгенівське випромінювання. Якщо воно при обертанні нейтронної зірки перетинає положення спостерігача, система сприймається ним як рентгенівський пульсар, який може бути оптичним. У свою чергу рентгенівське випромінювання, що нагріває атмосферу холоднішого супутника нейтронної зірки, перевипромінюється у вигляді оптичного високотемпературного випромінювання (ефект відображення), роблячи більш раннім і спектральний клас відповідної ділянки поверхні супутника. Це призводить до досить своєрідної картини оптичної змінності тісних подвійних, що є джерелами сильного рентгенівського випромінювання (слабке рентгенівське випромінювання, мабуть, є у всіх зірок, включаючи Сонце).
У зв'язку з цим доцільно ввести кілька нових типів змінності блиску, пов'язаних з наявністю сильного рентгенівського випромінювання. Символічні позначення типів частково запропоновані О.О. Карицькій. У обговоренні принципів виділення цих типів брали участь також Н.Н.Самусь та Н.Є. Курочкін.
ХВ- рентгенівські (X), що спалахують (bursters). Тісні подвійні системи, що показують рентгенівські та оптичні спалахи тривалістю від декількох секунд до десяти хвилин з амплітудою близько 0. m 1V (V801 Ara, V926 Sco).
XN1a- рентгенівські новоподібні (XNI), головний компонент яких є надгігантом раннього спектрального класу, а супутник – гарячим компактним об'єктом (білим карликом чи нейтронною зіркою). При спалаху головного компонента викинута ним маса падає на компактний об'єкт, спричинюючи значне запізнення появу рентгенівського випромінювання. Амплітуда-порядку 1-2 m V (V725 Таї).
XN1b- рентгенівські новоподібні (XN1), що містять поряд із гарячим компактним об'єктом карлик або субгігант спектрального класу К-М. Системи, що швидко збільшують свій блиск на 4-9 m V одночасно в оптичному та рентгенівському діапазонах довжин хвиль без викиду оболонки. Тривалість спалаху – до кількох місяців (V616 Mon).
Звичайні Нові не показують помітного рентгенівського випромінювання при спалаху (наприклад, V1500 Cyg). Але спалахи змінних типу U Gem можуть супроводжуватися таким випромінюванням (воно вже виявлено при спалахах U Gem та SS Cyg). У зв'язку з цим можуть виникнути труднощі при віднесенні зірки до типу XN1b або UG, які поки не видаються нам непереборними.
XFL- рентгенівські флуктуючі (F) системи; головний компонент - еліпсоїдальний (L) надгігант раннього спектрального класу. Поряд із зміною блиску з амплітудою порядку 0. m 1 , зумовленим обертанням еліпсоїдального компонента з періодом у кілька днів (орбітальним), спостерігаються флуктуації рентгенівського та оптичного випромінювання з періодом десятків мілісекунд (Cyg X-l = V1357).
XPL- Рентгенівські системи з пульсаром (Р); головний компонент - еліпсоїдальний (L) надгігант раннього спектрального класу. Ефект відбиття дуже малий, і змінність блиску в основному обумовлена обертанням головного еліпсоїдного компонента. Періоди зміни блиску укладені в межах від 1 d до 10 d, період пульсара в системі - від 1 секунди до 100 хвилин.
XPRE- рентгенівські подвійні з пульсаром (Р), що характеризуються наявністю ефекту відбиття (R) та затемненнями (Е). Складаються з спектрального компонента класу dB-dF і гарячого компактного компонента. Коли головний компонент системи піддається рентгенівському опроміненню, середній блиск системи максимальний, у періоди малої активності джерела рентгенівського - мінімальний. Повна амплітуда змін блиску може досягати 2-3 m. Вторинний мінімум на кривій зміни блиску, що має затемнений характер, може зникати і знову з'являтися (HZ Her).
ХМ- рентгенівські подвійні, що складаються з карлика спектрального класу dK-dM та гарячого компактного об'єкта із сильним магнітним полем (М). Акреція речовини на магнітні полюси компактного об'єкта супроводжується появою кругової поляризації випромінювання; тому ці системи часто називають полярами. Зазвичай амплітуда зміни блиску близько 1 m, але середній блиск при опроміненні головного компонента рентгенівським випромінюванням може зростати на 3 m. Повна амплітуда зміни блиску може досягати 4-5 m. Карликовий різновид систем типу XPRE (AM Her, AN UMa).
XI- рентгенівські неправильні (І). Тісні подвійні системи, що складаються з гарячого компактного об'єкта та карлика спектрального класу dG-dM; характеризуються неправильними змінами блиску з характерним часом порядку хвилин та годин та амплітудою порядку 1 m (V818 Sco).
Розглянута система класифікації охоплює далеко ще не всі відомі нам різновиду змінних зірок. Багато зірок і надалі вважатимуться унікальними.
Унікальні об'єкти – це, мабуть, короткочасні перехідні стадії від одних типів змінності до інших або початкові та кінцеві стадії цих типів. На наших очах FG Sge – центральна зірка планетарної туманності – перетнула смугу нестабільності цефеїд, почавши пульсувати зі зростаючим періодом; RU Cam – вуглецева змінна типу W Vir катастрофічно зменшила амплітуду змін блиску з 1. m 2 до 0. m 1; дивовижна змінна V725 Sgr збільшила період з 16 d до 21 d а потім майже перестала пульсувати.
Всі ці та інші подібні їм об'єкти заслуговують на безперервне стеження за ними. На жаль, про це забувають.
На кожні кілька змінних, які вдається об'єднати в новий тип, повіривши в те, що вони мають спільність якихось ознак, поки з'являється така кількість нових змінних, не схожих на жодну іншу, що кількість унікальних об'єктів у каталозі не зменшується.
Бердслі, Жижка, 1977 - Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. Astrof. 3 , 109.
Брегер, 1979 - Breger М., PASP 91, 5. Брен, Пті, 1952-Brun A., Petit М., BAF 12, 1.
Вишневський, Джонсон, 1979 - Wisniewski W.Z., Johnson H.L., Sky and Telescope 57, No. 1, 4.
Гутник, 1930 – Guthnick P., Sitzungsberichten der Preuss. Akad. Der Wissenschaften, Phys.-math. Klasse 1930.
Гутник, Прагер, 1915 - Guthnick P., Prager R., AN 201, 443.
Джакате, 1979 - Jakate Sh.M., AJ 84, No. 7, 1042.
Джонсон, 1980 – Johnson H.L., Revista Mexicana Astron. Astrof. 5, 25.
Єфремов Ю.Н., 1975 - "Змінні зірки", М., Знання, стор.9-10.
Жиляєв та ін., 1978 - Жиляєв Б.Є., Орлов М,Я., Пугач А.Ф., Родрігес М.Г., Тоточава А.Г., "Зірки типу R Північної Корони", Київ, Наукова думка, 128 с.
Копал, 1959-Kopal Zd ., Close binarysystems , ed . Chapman and Hall , London.
Крат В.А. 1962 – у кн. "Курс астрофізики та зоряної астрономії", М., Фізматгіз, т.2, гол. V, с.129-134.
Крушевський, 1967 - Kruszewski A., Acta Astronomica 17, 297.
Кубяк, 1979 - Kubiak М., Acta Astronomica 29 , 220.
Кукаркін та ін., 1969 - Кукаркін Б.В., Холопов П,Н., Єфремов Ю.М., Кукаркіна Н.П., Курочкін Н.Є., Медведєва Г.І., Перова Н.Б., Федорович В.П., Фролов М.С., Загальний каталог змінних зірок, т. 1, третє видання, М.М.
Нейбауер, 1935 - Neubauer FJ, Lick Obs. Bull. 17 , 109.
Персі, 1978 - Регсу JR, JRAS Can. 72 , 162.
Плавець, Сметанова, 1959 – Plavec М., Smetanova М., ВАС 10, 192.
Робінсон, Назер, 1979 - Robinson E.L., Nather R.E., ApJ Suppl.Ser. 38 , 461.
Свічников М.А., 1969 - Каталог орбітальних елементів, мас та світимостей тісних подвійних зірок. Уч. УрДУ, сірий. астроном., вип. 5.
Свічніков М.А., Істомін Л.Ф., 1979, АЦ №1083.
Свічников М.А., Сніжко Л.І., 1974-в кн. "Явлення нестаціонарності та зоряна еволюція", М., Наука, гол. 5, с. 181-260.
Струве, 1955 - Struve О., Sky and Telescope 14, 461.
Унно та ін., 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; H., Nonradial oscillations of stars, Univ. of Tokyo Press.
Фіст, 1975 - Feast MW, The R Coronae Borealis типу variables, IAU Symp. No. 67, Variable stars and stellar evolution, D.Reidel Publ. Corp., Dordrecht - Holland/Boston - UA, p. 129-141.
Фогт. 1980 - Vogt N., AsAp 88, 66.
Фез, 1935 – Fath E.A., Lick Obs. Bull. 17, 115.
Хол, 1972 - Hall DS, PASP 84, 323.
> Змінні зірки
Розгляньте змінні зірки: опис зоряного класу, чому вміють змінювати яскравість, тривалість зміни величини, коливання Сонця, типи змінних.
Змінноюназивають зіркуякщо вона здатна змінювати яскравість. Тобто її видима величина з якоїсь причини періодично змінюється для земного спостерігача. Подібні зміни можуть займати роки, а часом секунди і межують між 1/1000-ї величини і 20-й.
Серед представників змінних зірок у каталоги потрапило понад 100 000 небесних тіл і ще тисячі виступають підозрілими змінними. також є змінною, чия світність коливається на 1/1000 величину, а період охоплює 11 років.
Історія вивчення змінних зірок починається з Омікрона Кіта (Світу). Девід Фабрицій описав її як нову в 1596 році. У 1638 Йоханнес Хогвальдс помітив її пульсацію протягом 11 місяців. Це стало цінним відкриттям, оскільки підказувало, що зірки не є чимось вічним (як стверджував Аристотель). Наднові та змінні допомогли переступити в нову еру астрономії.
Після цього лише за одне століття вдалося знайти 4 змінні типу Миру. Виявилося, що про них знали до появи записів західного світу. Наприклад, троє значилося у документах Стародавнього Китаю та Кореї.
У 1669 знайшли мінливу затьмарюючу зірку Алголь, хоча її мінливість зумів пояснити тільки Джон Гудрик в 1784 році. Третя – Хі Лебедя, знайдена у 1686 та 1704 роках. За наступні 80 років виявили ще 7.
З 1850 починається бум на пошуки змінних, тому що активно розвивається фотографія. Щоб ви розуміли, з 2008 року лише налічували більше 46000 змінних.
Мінливість має причини. Це стосується зміни світності або маси, а також деяких перешкод, що заважають світла надходити до . Тому виділяють типи змінних зірок. Пульсуючі змінні зірки роздмухуються і стискуються. Подвійні затемнені втрачають яскравість, коли одна з них перекриває другу. Деякі змінні представляють дві близько розташовані зірки, що обмінюються масою.
Можна виділити два основних типи змінних зірок. Є внутрішні змінні – їхня яскравість змінюється через пульсацію, зміну розміру або виверження. А є зовнішні – причина криється у затемненні, що виникає через взаємне обертання.
Цефеїди- Неймовірно яскраві зірки, що перевищують сонячну світність у 500-300000 разів. Періодичність – 1-100 днів. Це пульсуючий тип, здатний різко розширюватись і скорочуватися за короткий термін. Це цінні об'єкти, тому що з їх допомогою відміряють дистанції до інших небесних тіл та формувань.
Серед інших пульсуючих змінних можна згадати RR Ліри, у якої період набагато коротший, і вона старша. Є RV тільця - надгіганти з помітним ваганням. Якщо ми дивимося на зірки з довгим періодом, то це об'єкти типу Світу – холодні червоні надгіганти. Напіврегулярні – червоні гіганти або надгіганти, періодичність яких займає 30-1000 днів. Одна з найпопулярніших – .
Не забувайте про змінну цефеїди V1, яка відзначилася в історії вивчення Всесвіту. Саме з її допомогою Едвін Хаббл зрозумів, що туманність, в якій вона була, це галактика. Отже, простір не обмежується Чумацьким Шляхом.
Катаклізматичні змінні («вибухові») світяться через різкі або дуже потужні спалахи, створювані термоядерними процесами. Серед них присутні нові, наднові та карликові нові.
Наднові- Вирізняються динамічністю. Кількість енергії, що вивергається, часом перевищує можливості цілої галактики. Можуть розростатися до величини 20, стаючи у 100 мільйонів разів яскравішими. Найчастіше утворюються в момент смерті масивної зірки, хоча після цього може залишитися ядро (нейтронна зірка) або сформуватися планетарна туманність.
Наприклад, V1280 Скорпіона досягла максимальної яскравості у 2007 році. За останні 70 років найяскравішою була Нова Лебедя. Вразила всіх також V603 Орла, що вибухнула 1901 року. Протягом 1918 року вона не поступалася яскравістю.
Карликові нові – подвійні білі зірки, що переносять масу, через що виробляють регулярні спалахи. Є симбіотичні змінні – близькі подвійні системи, у яких фігурує червоний гігант та гаряча блакитна зірка.
Виверження помітні на еруптивних змінних, здатних взаємодіяти з іншими речовинами. Тут дуже багато підтипів: спалахують, надгіганти, протозірки, змінні Оріона. Деякі їх виступають бінарними системами.
До затемненимвідносяться зірки, які періодично перекривають світло один одного у спостереженні. У кожній з них можуть бути свої планети, що повторюють механізм затемнення, що відбувається в . Таким об'єктом є Алголь. Апарату Кеплер НАСА вдалося знайти понад 2600 затемнених подвійних зірок під час місії.
Обертові- це змінні, що демонструють невеликі коливання у світлі, що створюються поверхневими плямами. Найчастіше це подвійні системи, сформовані як еліпсів, що викликає зміни яскравості під час руху.
Пульсари– нейтронні зірки, що обертаються, виробляють електромагнітне випромінювання, яке можна помітити тільки у випадку, якщо воно спрямоване на нас. Світлові інтервали можна виміряти та відстежити, тому що вони точні. Найчастіше їх називають космічними маяками. Якщо пульсар обертається дуже швидко, то втрачає безліч маси за секунду. Їх називають мілісекундними пульсарами. Найбільш швидкий представник здатний за хвилину здійснити 43 000 оборотів. Їхня швидкість пояснюється гравітаційним зв'язком зі звичайними зірками. Під час такого контакту газ від звичайної переходить до пульсара, прискорюючи обертання.
Важливо розуміти, що ці небесні тіла надзвичайно корисні астрономам, оскільки дозволяють розібратися в радіусах, масі, температурі та видимості інших зірок. Крім того, вони допомагають проникнути до складу та вивчити еволюційний шлях. Але їх вивчення – кропіткий та тривалий процес, для якого використовують не лише спеціальні прилади, а й аматорські телескопи.
