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.
Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.
Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.
В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.
Генриетта Льюитт.
После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.
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, или просто затменные переменные звезды меняют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не одну звезду, а двойную систему, притом довольно тесную. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда закрывает собой другую – происходит как-бы затмение.
Если бы мы находились немного в стороне, то ничего подобного не смогли бы увидеть. Также, возможно, существует множество таких звезд, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.
Видов затменных переменных звезд также известно немало. Один из самых известных примеров – Алголь, или β Персея. Эта звездабыла открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а исследовал её свойства Джон Гудрайк, английский любитель астрономии, в конце XVIII века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности – они расположены настолько тесно, что период обращения их составляет всего 2 суток и 20 часов.
Если посмотреть на график изменения блеска Алголя, то можно увидеть в середине небольшой провал – вторичный минимум. Дело в том, что одна из компонент ярче (и меньше), а вторая – более слабая (и больше по размерам). Когда слабая компонента закрывает яркую, мы видим сильное падение блеска, а когда яркая закрывает слабую, падение блеска не очень выражено.
В 1784 году Гудрайк открыл другую затменную переменную – β Лиры. Её период составляет 12 суток 21 час и 56 минут. В отличие от Алголя, график изменения блеска у этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близко друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому мы видим не только затмения компонент, но и изменения яркости при повороте эллиптических звезд широкий или узкой ст
График изменения блеска β Лиры.
ороной. Из-за этого изменение блеска здесь более плавное.
Еще одна типичная затменная переменная – W Большой Медведицы, открытая в 1903 году. Здесь на графике виден вторичный минимум почти такой же глубины, как и основной, а сам график плавный, как у β Лиры. Дело в том, что здесь компоненты практически одинаковы по размерам, также вытянуты, и настолько тесно расположены, что их поверхности почти соприкасаются.
Бывают и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. Также сюда относятся эллипсоидальные звезды, которые при вращении поворачиваются к нам то широкой, то узкой стороной, из-за чего их блеск меняется.
Пульсирующие переменные 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 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.
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:
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.
– 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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
Пульсирующие звезды расширяются и сжимаются, становясь больше и меньше, горячее и холоднее, ярче и тусклее. Физические свойства этих звезд таковы, что они просто переходят из одного состояния в другое и обратно, как будто совершают некие колебания или пульсируют, совсем как бьющиеся в небе сердца.
Переменные звезды-цефеиды
Американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила, что у цефеид существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью (period-luminosity relation). Этот термин означает, что, чем дольше период изменения блеска (интервал между последовательными пиками блеска), тем выше средний истинный блеск звезды. Поэтому, если измерять видимую звездную величину переменной звезды-цефеиды по мере ее изменения с течением дней и недель и затем определить период изменения блеска, то можно легко вычислить истинный блеск звезды.
Зачем это нужно? А затем, что, зная истинный блеск звезды, можно определить расстояние до нее. Ведь чем дальше звезда, тем более тусклой она выглядит, но это все та же звезда с тем же истинным блеском.
Удаленные тусклые звезды подчиняются закону обратных квадратов (inverse square law). Это значит, что если звезда в 2 раза дальше, то она выглядит в 4 раза более тусклой. А если звезда в 3 раза дальше, то она выглядит в 9 раз тусклее. Если же звезда в 10 раз дальше, то она выглядит в 100 раз более тусклой.
Недавно в СМИ появились сообщениях о том, что с помощью космического телескопа "Хаббл" удалось определить масштабы и возраст Вселенной. На самом деле это результат исследования с помощью телескопа "Хаббл" переменных звезд-цефеид. Эти цефеиды находятся в далеких галактиках. Но, наблюдая за изменением их блеска и используя зависимость между периодом изменения блеска и светимостью, астрономы определили расстояние до этих галактик.
Звезды типа RR Лиры
Звезды типа RR Лиры подобны цефеидам, но они не такие большие и яркие. Некоторые из них расположены в шаровом звездном скоплении в нашей галактике Млечный Путь, и у них тоже существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью.
Шаровые скопления - это огромные сферические образования, заполненные старыми звездами, рожденными еще в период формирования Млечного Пути. Это участки космоса шириной всего лишь 60-100 световых лет, в которых "упаковано" от нескольких сотен тысяч до миллиона звезд. Наблюдая за изменением блеска звезд типа RR Лиры, астрономы могут оценить расстояние до таких звезд. А если эти звезды находятся в шаровых скоплениях, то можно определить расстояние до этих шаровых скоплений.
Почему так важно знать расстояние до звездного скопления? А вот почему. Все звезды, расположенные в одном скоплении, образовались одновременно из общего облака. И все они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Земли, поскольку находятся в одном и том же скоплении. Поэтому, когда ученые строят H-R-диаграмму для звезд из скопления, в ней не будет ошибок, вызванных разницей расстояний до различных звезд. А если мы знаем расстояние до звездного скопления, то все нанесенные на диаграмму значения звездных величин можно преобразовать в светимость, т. е. в интенсивность излучения звездой энергии в секунду. И эти значения можно непосредственно сравнить с теоретическими данными. Именно этим и занимаются астрофизики.
Долгопериодические переменные звезды
В то время как астрофизики обрабатывают информацию, полученную от цефеид и переменных звезд типа RR Лиры, астрономы-любители наслаждаются наблюдением долгопериодических переменных звезд, так называемых переменных звезд типа Мира Кита. Мира - это другое название звезды Омикрон Ки
Переменные звезды типа Миры Кита пульсируют, как цефеиды, но у них намного большие периоды изменения блеска, в среднем 10 месяцев и больше, и, кроме того, у них больше амплитуда изменения блеска. Когда блеск Миры Кита достигает максимального значения, ее можно увидеть невооруженным глазом, а когда блеск минимален, необходим телескоп. Изменение блеска долгопериодических звезд также происходит гораздо нерегулярнее, чем у цефеид. Максимальная звездная величина, которой достигает некоторая звезда, может очень сильно меняться от одного периода к другому. Наблюдения таких звезд, проводить которые совсем нетрудно, позволяют ученым получить важную научную информацию. И вы тоже можете внести свой вклад в исследование переменных звезд (более подробно я расскажу об этом в последнем разделе данной главы).
Переменные звезды - это звезды, меняющие блеск на глазах людей и их поколений. Эволюционные изменения блеска подавляющего большинства звезд, как правило, слишком незначительны и происходят слишком медленно, чтобы быть замеченными за какой-нибудь четырех-трехтысячелетний период исторического развития человечества Однако "звезды-гостьи" древних китайцев, звезда дьявола (Алголь) древних арабов, Удивительная (Мира) в созвездии Кита, поразившая воображение астрономов конца эпохи Возрождения, сверхновые Тихо Браге и Кеплера уже давно разнообразием своего поведения свидетельствовали о разнообразии причин, вызывающих изменения их блеска И уже давно астрономы занимаются классификацией переменных звезд стремясь вместить в краткий символ того или иного типа переменности блеска все многообразие физических характеристик и причин изменения блеска данной конкретной звезды.
С течением времени проблемы, связанные с классификацией переменных звезд, становятся все сложнее. Постепенно выясняется взаимосвязь различных типов переменности блеска. Нередко возникает необходимость отнесения одного и того же объекта сразу к нескольким типам переменности, поскольку они определяются разными физическими причинами.
Повышение точности наблюдений и совершенствование методов их анализа привели к обнаружению множества микропеременных звезд и выяснению закономерностей изменения их фотометрических и спектральных характеристик. В настоящее время ясно, что не существует нижнего предела амплитуды изменений блеска переменных, подлежащих регистрации; все дело в надежности регистрации таких изменений в их достоверности.
Переменность в далеком ультрафиолетовом и рентгеновском излучении, в далеком инфракрасном и радиодиапазоне оказывается характерным свойством переменных звезд разных типов. Лишь трудности отождествления объектов, наблюдаемых в этих областях спектра, с оптическими объектами накладывают пока ограничения на включение их в каталоги переменных звезд.
В связи с подготовкой к новому (четвертому) изданию Общего каталога переменных звезд мы столкнулись с необходимостью существенного уточнения классификации переменных, принятой в третьем издании каталога (Кукаркин и др., 1969) и трех дополнениях к нему. Так, например, обнаружение хромосферной активности ряда звезд требует отражения этого явления в классификации. Своеобразны проявления оптической переменности источников рентгеновского излучения. Нуждается в совершенствовании классификация затменно-двойных систем и т. п.
Ниже будет изложена представляющаяся нам наиболее рациональной система классификации переменных звезд, основанная на развитии общепринятых принципов классификации этих объектов и на анализе предложений, сделанных рядом специалистов.
Исходя из основных причин, определяющих наблюдаемую с Земли переменность блеска тех или иных объектов, принято делить переменные на следующие классы: эруптивные, пульсирующие и затменно-двойные. В настоящее время необходимо ввести еще один класс - вращающиеся переменные (Ефремов, 1975; Перси, 1978). При этом подразумевается, что поверхность таких звезд может быть покрыта пятнами-участками с пониженной или повышенной поверхностной яркостью, и при несовпадении оси вращения звезды с направлением к наблюдателю средняя поверхностная яркость ее полусферы, обращенной к Земле, может меняться вследствие вращения звезды,
Представляется также целесообразным выделить из класса эруптивных переменных в отдельный класс взрывные переменные -сверхновые и Новые звезды.
Каждый из этих классов объединяет объекты совершенно различной природы, относящиеся к разным типам переменности блеска. В то же время одни и те же объекты одновременно могут быть и пульсирующими и эруптивными и входить в состав затменно-двойных систем, т.е. менять блеск почти по всем возможным причинам или любым комбинациям последних.
Для того чтобы разобраться в различных типах переменных звезд, целесообразно рассмотреть их положение на диаграмме M V , B-V, причем раздельно в зависимости от возраста (t) самих переменных (см., рис.1). Прерывистой линией всюду на рис. 1 нанесено положение начальной главной последовательности. Области, занимаемые переменными разных типов, обведены сплошными линиями. Они указаны схематически. Границы их не следует принимать слишком серьезно. Они могут перекрываться и занимать гораздо большие площади. Не следует также слишком строго воспринимать возрастные характеристики переменных, отмеченные на рис. 1а, 1b и 1с.
| Рис. 1. |
На рис. 1а показано положение самых молодых переменных звезд (0<t <10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные Ina , Inb , InT , переменные типов S Dor и FU Ori , вспыхивающие переменные типа UV Кита , связанные с туманностями), так и пульсирующие переменные (неправильные Lc и полуправильные SRc сверхгиганты поздних спектральных классов). Все эти объекты наблюдаются в самых молодых и возникающих звездных скоплениях, в ОВ- и Т-ассоциациях. Некоторые типы (FU Ori , S Dor ) характеризуют, по-видимому, кратковременные этапы развития орионовых переменных. Рассмотрим эти типы более подробно. Приводимые ниже сокращенные обозначения типов не следует неосмотрительно менять, во избежание путаницы в дальнейшем, в связи с большим числом уже выделенных типов.
S Dor - эруптивные звезды высокой светимости спектральных классов Bpeq-Fpeq, показывающие неправильные (иногда циклические) изменения блеска в пределах от 1 до 3 m . Это одни из самых ярких голубых звезд галактики, в которой они наблюдаются. К переменным этого типа относятся Р Cyg и Car.
In - орионовы переменные. Неправильные эруптивные переменные, связанные с диффузными туманностями и расположенные на диаграмме M V , B-V в районе главной последовательности и в области субгигантов. На рис. 1а показана область, занимаемая ими в минимуме блеска. В результате дальнейшей эволюции эти звезды превращаются в звезды главной последовательности постоянного блеска. Пределы изменения блеска могут достигать нескольких величин. Делятся на подтипы:
Ina - орионовы переменные спектральных классов В-А (Т Ori).
Inb - орионовы переменные спектральных классов F-M или Fe-Me (АН Ori).
InT - орионовы переменные типа Т Тельца. Спектральные классы Fe-Me. Специфический признак типа - флюоресцентные эмиссионные линии Fe I 4046, 4132 (аномально интенсивные у этих звезд), эмиссионные линии , и линия поглощения Li I 6707. Если связь с туманностью незаметна, буква n в символе типа может быть опущена.
В спектрах некоторых орионовых переменных (YY Ori) наблюдается "обратный Р Cyg эффект", - наличие темных компонент с длинноволновой стороны эмиссионных линий, - свидетельствующий о падении вещества на поверхность этих звезд. В этом случае символ типа может сопровождаться символом YY.
UVn -связанные с диффузными туманностями вспыхивающие эруптивные переменные, подобные переменным типа UV Кита (см, ниже). Это разновидность орионовых переменных подтипа Inb , на неправильные изменения блеска которых накладываются вспышки.
FU - эруптивные новоподобные переменные типа FU Ori спектральных классов Ae-Fpe, связанные с диффузными туманностями; показывают длящееся несколько месяцев постепенное возрастание блеска на 6 m , после чего наступает почти полное постоянство блеска в максимуме, сохраняющееся на протяжении десятилетий, и постепенное развитие эмиссий в спектре. Область, занимаемая этими переменными на рис. 1а, соответствует максимуму их блеска.
Lc - неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M (TZ Cas) с амплитудой порядка 1 m .
SRc - полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М ( Сер). Амплитуды-порядка 1 m , периоды изменения блеска - от 30 до нескольких тысяч дней.
В связи с рис. 1а следует рассмотреть еще две категории объектов, а именно: сверхновые и пульсары.
Сверхновые (SN) - звезды, в результате взрыва быстро увеличивающие свой блеск на 20 и более величин, а затем медленно ослабевающие. Спектр при вспышке характеризуется наличием очень широких эмиссионных полос. В результате взрыва структура звезды полностью меняется. На месте сверхновой остается расширяющаяся эмиссионная туманность и (не всегда наблюдаемая) быстро вращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем, излучающая в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн, - пульсар (PSR), период изменения блеска которого (от нескольких сотых секунды до нескольких секунд) равен периоду его вращения.
На рис. 1b показано положение переменных звезд, возраст которых заключен в пределах от 10 7 до 10 9 лет.
В процессе эволюционного отклонения от начальной главной последовательности звезды спектральных классов B- F начинают проявлять переменность блеска. В основном, эти явления вызываются радиальной и нерадиальной пульсацией близких к поверхности слоев звезды, вращением звезд с пятнами, а также процессами образования и исчезновения эмиссионных экваториальных колец или дисков у быстро вращающихся В-звезд. При радиальных пульсациях форма звезды остается сферической, происходит периодическое расширение и сжатие поверхности звезды. В случае нерадиальных пульсаций форма звез. ды периодически отклоняется от сферической, причем даже соседние участки ее поверхности могут находиться в противоположных фазах колебаний.
В настоящее время можно выделить следующие типы переменности звезд этих спектральных классов.
Cyg - нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Beq-Aeq Ia, изменения блеска которых с амплитудой порядка 0. m 1 нередко кажутся неправильными, ибо вызываются наложением многих колебаний с близкими периодами. Наблюдаются циклы от не. скольких дней до нескольких десятков дней. Возможно, эти переменные являются последующей стадией развития звезд типа S Dor.
Сер - пульсирующие переменные спектральных классов O8-В6 I-V с периодами изменения блеска и лучевых скоростей, заключенными в пределах 0. d 1-0. d 6, и пределами изменения блеска от 0. m 01 до 0. m 3. Максимум блеска соответствует минимальному радиусу звезды. В основном, у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, однако сейчас многие исследователи находят возможным выделять среди них переменные, подобные 53 Per (V469 Per), характеризующиеся нерадиальными пульсациями (см., например, Унно и др., 1979).
К переменным типа Сер примыкает выделенная Джакате (1979) группа переменных, которые можно назвать переменными типа Cen. Это звезды спектральных классов В2-ВЗ IV-V, периоды и амплитуды изменения блеска которых на порядок меньше по сравнению с наблюдаемыми у звезд типа Сер, т.е. заключены в пределах 0. d 02-0. d 04 и 0. m 15-0. m 025 соответственно.
Следующим хорошо известным типом пульсирующих переменных главной последовательности является тип Sct. Обычно к нему относят звезды спектральных классов A2-F5 III- V с амплитудами изменения блеска от 0. m 003 (в основном 0. m 02) до 0. d 8 и периодами от 0. d 02 до 0. d 4. Форма кривых блеска сильно меняется. Наблюдаются как радиальные, так и нерадиальные пульсации; могут наступать и кратковременные прекращения изменений блеска. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отображением кривой измененения блеска, причем максимум скорости приближения к наблюдателю практически совпадает с максимумом блеска звезды.
В начале пятидесятых годов Струве (1955) выдвинул гипотезу о существовании гипотетической последовательности Майя, заполняющей пробел между пульсирующими переменными типов Сер и Sct. Струве проводил эту последовательность между двумя звездами - членом скопления Плеяды Майей (B7III) и UMi (A3II-III). До сих пор различные исследователи (см., например, Бердсли, Жижка, 1977; Брегер, 1979) продолжают возвращаться к обсуждению этого вопроса.
Переменность блеска Майи еще не доказана. Нам представляется, что последовательности Майя вообще не существует. По выражению Брегер а (1979), в море звезд с малоамплитудной нерадиальной пульсацией звезды типов Сер и Sct образуют два острова переменных с большой амплитудой, поддерживаемой дополнительным возбуждением радиальных пульсаций.
В связи с этим уместно остановиться на вопросе о переменности блеска Lyr (AOV), до недавнего времени использовавшейся в качестве одного из основных фотометрических и спектрофотометрических стандартов. О переменности блеска этой звезды, открытой еще Гутником и Прагером (1915) и подтвержденной Фэзом (1935), вспомнили лишь недавно после появления статьи Вишневского и Джонсона (1979). Звезда не включалась в каталоги переменных звезд, потому что многие наблюдатели находили ее постоянной. Однако еще Гутник (1930), сопоставив фотоэлектрические наблюдения Lyr 1915 г. с наблюдениями ее лучевой скорости, выполненными в 1929 г., показал, что обнаруженные изменения блеска синхронны с изменениями лучевой скорости, происходящими с периодом близким к 0. d 07, причем максимумы блеска звезды совпадают с минимумами ее лучевой скорости. Фэз (1935) и Нейбауэр(1935) провели одновременные (с точностью до минуты) наблюдения блеска и лучевой скорости Lyr, подтвердив выводы Гутника (см. рис.2). Только что Джонсон (1980) сообщил о переменности блеска Lyr на основании своих фотоэлектрических наблюдений, проводившихся им с 1950 г. на протяжении 30 лет.
 |
| Рис. 2. |
Фазовые соотношения блеска и лучевой скорости Lyr во время их изменений таковы же, как и у звезд типа Sct, амплитуда и период также укладываются в соответствующие пределы. На диаграмме с 1 , b-y, воспроизведенной нами на рис.3 из работы Кубяка (1979), Lyr располагается вне основной области, занятой переменными типа Cep и Sct (точки). Однако недалеко от нее расположена и Ser - переменная этого типа. Таким образом, можно думать, что Lyr (A0V), равно как и UMi (A3II-III) и CrB (A0IV) можно отнести к переменным типа Sct, принимая в качестве интервала спектральных классов, присущих последним, интервал А0-F5III-V.
Очевидно, у звезд, находящихся на краю полосы нестабильности, занятой переменными типа Sct, стабильность пульсаций нарушается. У некоторых звезд они могут возникать и исчезать. Переменность блеска наступает спорадически и иногда полностью прекращается.
Следующей за пульсациями причиной изменения блеска звезд, находящихся в районе главной последовательности, является вращение звезд с неоднородной поверхностной яркостью. Эта неоднородность может быть вызвана или наличием пятен или вообще температурной и химической неоднородностью звездной атмосферы под действием магнитного поля, ось которого не совпадает с осью вращения звезды.
Вращением по отношению к земному наблюдателю обусловлена переменность звезд типа CVn - пекулярных звезд главной последовательности спектральных классов В8р-А7р с сильными переменными магнитными полями. В их спектрах аномально усилены линии кремния, марганца, стронция, хрома и редкоземельных элементов, меняющие интенсивность с периодом, равным периоду изменения магнитного поля и блеска (0. d 5-160 d). Амплитуды изменения блеска обычно заключены в пределах 0. m 01-0. m 1.
Звезды спектральных классов В0р-В7р с переменной интенсивностью линий He I, Si III и некоторых линий металлов (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) иногда называют гелиевыми переменными. Мы будем называть их переменными типа SX Ari. Эти звезды, обладающие также и переменными магнитными полями, являются высокотемпературными аналогами переменных типа CVn. Их можно было бы объединить в один тип с переменными типа ( CVn, так как причина переменности блеска и спектра (вращение звезды) у переменных звезд обоих типов одинакова.
 |
| Рис. 3. |
У некоторых переменных типа CVa (например, UU Com, спектрального класса A3pV) обнаружены и короткопериодические пульсации с периодами 0. d 02-0. d 1 и амплитудой порядка 0. m 01, свидетельствующие о том, что одновременно эти звезды могут быть и переменными типа Sct.
К вращающимся переменным относятся и переменные типа BY Dra -эмиссионные звезды - карлики спектральных классов dKe-dMe, показывающие квазипериодические изменения блеска с периодами от долей дня до 120 и амплитудами от нескольких сотых до 0. m 5. Переменность блеска в этом случае вызывается, по-видимому, осевым вращением звезд с изменяющейся с течением времени степенью неоднородности поверхностной яркости (пятнами) и хромосферной активностью. У некоторых из них наблюдаются также вспышки, подобные вспышкам звезд типа UV Кита (см. ниже), и в таком случае их можно относить также к последнему типу, считая одновременно и эруптивными.
Переменные типа UV Cet - эруптивные звезды спектральных классов dKe-dMe, иногда испытывающие вспышки с амплитудой от нескольких десятых до 6 m . Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через несколько минут или десятков минут.
На рис.1b показана область, занимаемая этими переменными в минимуме блеска. Верхняя левая граница области соответствует переменным, наблюдаемым в скоплении Плеяды (t=5 . 10 7 лет). С течением времени эта граница смещается вправо, к более поздним спектральным классам; в скоплении Гиады (t=5 . 10 8 лет) она проходит уже в районе М V =+10 m , B-V=+1. m 6.
По-видимому, не случайно наше Солнце (кружок с точкой на рис.1b, с) расположено в самой спокойной области диаграммы (М V , В-V) - рядом с ним в районе главной последовательности нет одиночных физических переменных звезд, иначе мы чувствовали бы себя не очень уютно.
Процесс ухода с главной последовательности сопровождается у быстро вращающихся В-звезд истечением вещества в их экваториальной зоне и образованием экваториальных колец или дисков, что приводит к превращению их в эмиссионные неправильные переменные типа Cas спектрального класса BeIII-V, относящиеся к классу эруптивных. Амплитуды изменения их блеска могут достигать 1. m 5.
Уйдя с главной последовательности. В-звезды проходят область нестабильности цефеид, превращаясь в радиально пульсирующие переменные типа Сер. Это цефеиды плоской составляющей Галактики, подчиняющиеся известной зависимости период-светимость. Спектральные классы их в максимуме блеска F5-F8, в минимуме G-K, причем
тем более поздние, чем больше периоды изменения блеска, заключающиеся в пределах от 1 d до 135 d . Амплитуды изменения блеска-от (0. m 1 до 2 m . Как и у звезд типа Sct, максимум блеска совпадает с максимумом скорости приближения поверхностных слоев звезды к наблюдателю.
С этими звездами могут быть связаны полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты спектральных классов F-K, иногда эмиссионные, которые принято обозначать символом SRd (SX Her, SV UMa). Амплитуды изменения их блеска заключены в пределах от 0. m 01 до 4 m , периоды-от 30 d до 1100 d .
В процессе дальнейшей эволюции переменные высокой светимости попадают в область красных сверхгигантов, превращаясь в уже описанные переменные типов Lc и SRc, а переменные меньшей светимости (но ярче М V =+1 m) превращаются в неправильные (Lb) и полуправильные (SRab) переменные поздних спектральных классов с амплитудами порядка 1 m .
Lb - медленно меняющиеся неправильные переменные спектральных классов К, М, С, S, как правило, гиганты (СО Cyg).
SRa - полуправильные гиганты поздних спектральных классов (М, С, S) с хорошо выраженной периодичностью и, как правило, небольшими (меньше 2. m 5) амплитудами изменения блеска. Периоды заключены в пределах от 35 до 1200 d . Амплитуды и формы кривых изменения блеска обычно меняются.
SRb - полуправильные гиганты поздних спектральных классов (М, С, SV с плохо выраженной периодичностью (средний цикл-от 20 d до 2300 d) или со сменой периодических изменений медленными неправильными колебаниями или даже интервалами постоянства блеска.
На рис. 1с показано положение переменных звезд, возраст которых превышает 10 9 лет. Сплошными кривыми намечены основные последовательности старых скоплений-рассеянного (NGC 188) с нормальным содержанием тяжелых элементов и шарового (М15) с пониженным содержанием тяжелых элементов.
На этой стадии эволюции все звезды, расположенные на диаграмме M V , B-V в области с M V ярче +3 m , являются мало массивными объектами с массой меньшей 1.3 массы Солнца. Особенности переменности блеска многих из них связаны с расширением внешних слоев и сбрасыванием оболочек, т.е. с потерей массы. В этом случае в концах ветвей красных гигантов старых рассеянных и шаровых скоплений, по-видимому, появляются переменные типов SRab, Lb и Миры Кита (М), характерные как для старой составляющей диска, так и для сферической составляющей Галактики.
М - переменные типа Миры Кита, радиально пульсирующие долгопериодические переменные с характерными эмиссионными спектрами поздних классов (Me, Ce, Se), с амплитудами изменения блеска, превышающими 2. m 5 (до 5-6 m), с хорошо выраженной периодичностью и периодами, заключенными в пределах от 80 до 1000 d . На рис. 1с показана область, занятая переменными типа Миры Кита спектральных классов Me в максимуме их блеска.
В мало массивных старых рассеянных скоплениях переменные этого типа практически не наблюдаются, по-видимому, в связи с кратковременностью стадии такой переменности и потому, что эти скопления успевают распасться, прежде чем их члены начинают становиться звездами типа Миры Кита. Поэтому переменные типа Миры Кита, в основном, встречаются лишь в галактическом поле и в массивных старых шаровых скоплениях.
Звезды очень старых шаровых скоплений, попадающие после гелиевой вспышки в пробел Шварцшильда на горизонтальной ветви, становятся переменными типа RR Лиры.
RR - переменные типа RR Лиры, радиально пульсирующие гиганты спектральных классов A-F с периодами, заключенными в пределах от 0. d 2 до 1. d 2, и амплитудами изменения блеска, не превышающими 2 m . По форме кривой блеска и величине периода их принято делить на подтипы RRab и RRc.
RRab - переменные с резко асимметричной кривой блеска (крутой восходящей ветвью) и периодами от 0. d 4 до 1. d 2 (RR Lyr).
RRc - переменные с почти симметричными, часто синусоидальными, кривыми блеска и средним периодом около 0. d 3 (TVBoo).
В ходе дальнейшей эволюции звезд горизонтальной ветви по направлению к асимптотической ветви и вдоль нее возникают радиально пульсирующие переменные типов BL Her, W Vir и RV Tau.
BLH - переменные типа BL Her, пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска с периодами от 1 до 8 . Характеризуются наличием горба на нисходящей ветви кривой блеска.
CW - переменные типа W Vir, пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска с периодами от 12 до 35 d . Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа Сер. Кривые блеска также отличаются от кривых блеска переменных типа Сер соответствующих периодов наличием горбов на нисходящей ветви.
По традиции переменные типов Сер, W Vir и BL Her нередко называют цефеидами (а переменные типа RR Лиры - короткопериодическими цефеидами), так как часто по виду кривой блеска невозможно отличить переменные этих типов друг от друга, хотя в принципе это совершенно разные объекты, находящиеся на различных этапах эволюции.
RV - переменные типа RV Таи, сверхгиганты спектральных классов F-G в максимуме блеска; кривые блеска характеризуются наличием двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, глубина которых может меняться так, что главные минимумы могут превращаться во вторичные и наоборот; общая амплитуда изменения блеска может достигать 3-4 m ; периоды между двумя соседними главными минимумами, называемые формальными, заключены в пределах от 30 до 150 d . Делятся на подтипы RVa и RVb.
RVa - переменные типа RV Таи, средняя величина которых не меняется (AC Her).
RVb - переменные типа RV Tau, у которых наблюдается периодическое изменение средней величины с периодом от 600 d до 1500 d (DF Cyg).
В том же районе диаграммы M V , B-V на рис. 1с расположены переменные типа R СгВ - бедные водородом, босатые углеродом и гелием звезды высокой светимости спектральных классов Bpe-R, одновременно являющиеся эруптивными и пульсирующими. Характеризуются медленными непериодическими ослаблениями блеска с амплитудой от 1 до 9 m , продолжающимися от нескольких десятков до сотен дней. На эти изменения накладываются циклические пульсации с амплитудой в несколько десятых звездной величины и периодами от 30 до 100 d (Фист, 1975; Жиляев и др., 1978).
К переменным типа R СгВ примыкают (возможно, связанные с ними
эволюционно) переменные типа PV Tel - гелиевые сверхгиганты спектральных классов Вр, характеризующиеся слабыми линиями водорода, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0. d 1 до 1 или меняющие блеск на протяжении интервалов времени порядка года. Амплитуда изменения их блеска-порядка 0. m 1.
Столь же высокой светимостью и еще более высокой температурой поверхности характеризуются звезды, которые можно назвать эруптивными переменными типа WR. Это или одиночные звезды типа Воль. фа-Райе (если такие существуют) или, во всяком случае, не являющиеся затменными двойные системы, в состав которых входят компоненты типа Вольфа-Райе, характеризующиеся неправильными изменениями блеска порядка 0. m 1, вызванными, по-видимому, физическими причинами, в частности, нестационарностью истечения вещества с поверхности этих звезд.
Здесь же расположены ядра планетарных туманностей (PN), показывающие (подобно V605 Aql) огромные монотонные изменения блеска до 10 m , которые мы пока не выделяем в особый тип переменности, предпочитая относить к уникальным объектам.
На рис. 1с представлены еще два типа пульсирующих переменных: SX Phe и ZZ Cet.
Переменные типа SX Phe - сходные с переменными типа Sct пульсирующие субкарлики сферической составляющей или старой составляющей диска спектральных классов A2-F5; у этих объктов одновременно наблюдается несколько периодов колебаний от 0. d 04 до 0. d 06 (нерадиальные пульсации) с переменной амплитудой изменений блеска, которая может достигать 0. m 7.
ZZ - переменные типа ZZ Cet, пульсирующие белые карлики, меняющие блеск с периодами от 30 секунд до 25 минут и амплитудами от 0. m 001 до 0. d 2. Иногда наблюдаются вспышки на 0 m , могущие, правда, объясняться наличием тесного компонента типа UV Cet. Пульсации нерадиальные, у звезды обычно наблюдается несколько близких периодов.
До сих пор мы рассматривали, в основном, одиночные переменные звезды, эволюционирующие нормально в результате действия собственных источников энергии и изменения внутренней структуры и химического состава, хотя, несомненно, некоторые из них могут быть компонентами двойных систем.
Перейдем теперь к рассмотрению типов переменности, ассоциированных с тесными двойными системами, т.е. системами, компоненты которых оказывают сильнейшее взаимное влияние на эволюцию друг друга. В этом случае в первую очередь необходимо остановиться на классификации затменно-двойных систем.
Общепринятая классификация затменно-двойных систем по форме кривых изменения их блеска хорошо известна. По этой классификации затменно-двойные со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами, обладающие кривыми блеска, позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений, относятся к переменным типа Алголя (ЕА). Затменно-двойные с эллипсоидальными компонентами и кривыми блеска, не позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений из-за непрерывного изменения суммарного блеска системы между затмениями, относят к типам Lyr или W UMa. При этом обычно переменными типа Lyr (ЕВ) называют переменные с периодами больше 1 d и хорошо выраженным вторичным минимумом, глубина которого существенно меньше глубины главного минимума. Переменные с периодами меньше 1 d и очень незначительным различием или равенством глубин главного и вторичного минимумов блеска принято называть переменными типа W UMa (EW).
К сожалению, эта классификация не позволяет надежно судить о физических и возрастных характеристиках компонентов этих систем. Между тем уже сейчас развиты системы классификации тесных двойных систем, позволяющие решать эти вопросы.
Нормальная эволюция одиночной звезды главной последовательности означает, что, увеличивая свои размеры, она совершает переход с главной последовательности в область гигантов или сверхгигантов. Если же звезда оказывается компонентом тесной двойной системы, то нормальный ход ее эволюции нарушается.
Гравитационное поле вращающейся тесной двойной системы определяет положение так называемой внутренней критической эквипотенциальной поверхности Роша, сечение которой плоскостью, проходящей через центры масс обоих компонентов (А, В) и перпендикулярной к их орбитальной плоскости, изображено на рис. 4. Форма сечения и положение точки L 1 , называемой первой либрационной точкой Лагранжа, зависят от отношения масс компонентов; L 1 расположена ближе к менее массивному компоненту В. Размеры внутренней критической поверхности Роша определяют верхние возможные границы размеров динамически устойчивых компонентов двойной системы.
 |
| Рис. 4. |
Если более массивный компонент А, эволюционируя быстрее, заполнит свою внутреннюю критическую поверхность (система из разделенной превратится в полуразделенную), то создадутся благоприятные условия для перехода вещества этого компонента через точку L 1 к менее массивному компоненту В. Начнется обмен масс между компонентами, в результате которого может произойти, как говорят, перемена ролей компонентов: менее массивный компонент станет более массивным и наоборот.
Газовый поток, текущий из точки L 1 к менее массивному компоненту может также образовать вокруг него в плоскости орбиты диск, поглощающий падающее на него вещество и называемый аккреционным диском.
В основу принимаемой нами классификации затменно-двойных систем положена классификация Свечникова (1969), опирающаяся на классификации Копала (1959) и Крата (1962) и изложенная также Свечниковым и Снежко (1974). Она основана на положении компонентов двойных систем на диаграмме (M V , B-V) и степени заполнения ими своих внутренних критических поверхностей Роша.
Рассмотрим основные типы затменных двойных систем с принятыми нами символами их сокращенных обозначений (рис. 1d). Следует подчеркнуть, что на рис. 1d, в отличие от рис. 1а, b, с, не указан ориентировочный возраст систем. Он может быть любым. Особенно это касается систем типа WR.
DM - разделенные системы главной последовательности (detached main sequence), оба компонента которых являются членами главной последовательности и не достигают своих внутренних критических поверхностей Роша.
DS - разделенные системы с субгигантом, в которых субгигант также еще не достигает своей внутренней критической поверхности.
AR - разделенные системы типа AR Lac, оба компонента которых - субгиганты, не достигающие своих внутренних критических поверхностей.
SD - полуразделенные (semi-detached) системы, в которых поверхность менее массивного компонента-субгиганта близка к его внутренней критической поверхности.
КЕ - контактные системы ранних (О-A3) спектральных классов, оба компонента которых близки по размерам к своим внутренним критическим поверхностям.
KW - контактные системы типа W UMa, с эллипсоидальными компонентами спектральных классов А5-К, главные из которых являются членами главной последовательности, а спутники располагаются левее и ниже ее на диаграмме M V , B-V.
DW - системы, сходные по своим физическим характеристикам с контактными системами типа W UMa, но не являющиеся контактными.
GS - системы, у которых один или оба компонента являются гигантами или сверхгигантами; в первом случае один из компонентов может быть членом главной последовательности.
Для массовой классификации затменно-двойных систем описанных выше типов Свечников и Истомин (1979) предложили пользоваться разработанными ими простыми критериями, показав, что в 90% случаев знание глубины главного минимума А 1 , разности глубин главного и вторичного минимумов А и периода изменения блеска системы позволяет достаточно уверенно отнести переменную к одному из указанных выше типов.
Кроме того, необходимо ввести еще несколько типов затменных систем, а именно:
WR - системы, среди компонентов которых содержатся звезды типа Вольфа-Райе (V444 Cyg).
PN - системы, компонентами которых являются ядра планетарных туманностей (UU Sge),
WD - системы, среди компонентов которых содержатся белые карлики,
RS - системы типа RS CVn (Плавец, Сметанова, 1959; Холл, 1972). Существенной особенностью этих систем является наличие в спектре сильных эмиссионных линий Н и К Ca II, а также небольших неправильных изменений блеска вне затмений, объясняющихся повышенной хромосферной активностью солнечного типа. Многие из систем типа RS CVn являются в то же время системами типов DS и AR.
Многие считают целесообразным сохранить и прежнюю классификацию затменных двойных, основанную на форме кривых блеска. Она проста, привычна и удобна для наблюдателей. Тип EW практически однозначно определяет принадлежность системы к типу KW, однако типы ЕА и ЕВ уже не позволяют судить о физических характеристиках компонентов, а сама Lyr вообще является пекулярной системой, в которой, по мнению Крущевского (1967), еще идет процесс перетекания массы от более массивного компонента к менее массивному.
Поэтому мы считаем возможным сочетание обеих систем классификации затменно-двойных и использование, например, следующей символики для обозначения их типов, в которой первая группа символов характеризует форму кривой блеска, а последующие -физические особенности компонентов: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN и т.п.
Рассматривая тесные двойные системы, не являющиеся затменными, но тем не менее показывающие переменность блеска, необходимо выделить два типа переменности: уже известный тип вращающихся эллипсоидальных переменных (Ell), т.е. двойных систем с эллипсоидальными компонентами, видимый суммарный блеск которых меняется с периодом, равным периоду орбитального обращения, вследствие изменения площади излучающей поверхности, обращенной к наблюдателю, и новый тип эруптивных переменных RS CVn (RS), являющийся аналогом типа E/RS затменных систем. К типу RS CVn можно относить не показывающие затмений двойные системы с эмиссией Н и К Са II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей переменность их блеска (UX Ari).
Следующая характерная разновидность переменных, являющихся тесными двойными системами, это Новые звезды (N) - тесные двойные с периодами орбитального движения от 0. d 05 (WZ Sge) до 230 d (T CrB), одним из компонентов которых является карликовая горячая звезда. Новые звезды внезапно увеличивают свой блеск на 6-16 m а затем постепенно в течение нескольких лет или десятков лет возвращаются к первоначальному состоянию. Примерное положение горячих (вспыхивающих) компонентов Новых показано на рис. Id, Холодные компоненты, в зависимости от светимости горячих, являются гигантами, субгигантами или карликами спектральных классов К-М.
Спектры Новых близ максимума блеска сначала похожи на спектры поглощения A-F звезд высокой светимости. Затем в них появляются широкие эмиссионные линии водорода, гелия и других элементов о абсорбционными компонентами, свидетельствующими о наличии быстро расширяющейся оболочки. По мере ослабления блеска в спектре появляются запрещенные эмиссионные линии, характерные для спектров газовых туманностей, возбуждаемых горячей звездой. В минимуме блеска спектры Новых, как правило, непрерывны или сходны со спектрами звезд типа Вольфа-Райе. Признаки холодных компонентов обнаруживаются в спектрах лишь наиболее массивных систем.
У некоторых Новых после вспышки обнаруживаются пульсации горячих компонентов с периодами порядка 100 секунд и амплитудами около 0. m 05. Некоторые Новые, естественно, оказываются также затменными системами.
По характеру изменения блеска Новые делятся на быстрые (Na), медленные (Nb), очень медленные (Nc) и повторные (Nr).
Na - быстрые Новые, характеризующиеся быстрым подъемом блеска и уменьшающие блеск после достижения максимума на 3 m за 100 или меньше дней (GK Per).
Mb - медленные Новые, уменьшающие блеск после достижения максимума на 3 m за 150 и более дней (RR Pic).
Nc - Новые с очень медленным развитием, свыше десяти лет остающиеся в максимуме блеска и ослабевающие очень медленно. Единственный представитель-RT Ser. He исключено, что в действительности должны относиться к другому типу переменности.
Nr - повторные Новые Отличаются от типичных Новых тем, что у них зарегистрирована не одна, а две или несколько вспышек, разделенных интервалами от 10 до 80 лет (T CrB).
Недостаточно изученные объекты, сходные с Новыми по характеру изменений блеска или по спектральным особенностям, принято называть новоподобными (N1), К ним относятся не только переменные, показывающие новоподобные вспышки, но и объекты, у которых вспышки никогда не наблюдались, однако спектры их похожи на спектры бывших Новых, а небольшие изменения блеска напоминают те, которые свойственны бывшим Новым в минимуме блеска. Нередко, после надлежащего исследования, отдельных представителей этой весьма разнородной группы объектов удается отнести к тому или иному типу переменных звезд,.
Столь же разнородной группой являются переменные типа Z&nbap;And (симбиотические переменные) - тесные двойные, состоящие из горячей звезды и звезды позднего спектрального класса, суммарный блеск которых испытывает неправильные изменения с амплитудой до 4 m .
Новой разновидностью переменных звезд, несомненно, заслуживающий выделения ее в отдельный тип, являются переменные типа RR Tel. Это новонодобные симбиотические эруптивные переменные, блеск которых после возрастания на 4-6 m показывает значительные изменения, но до сих пор не вернулся к первоначальному уровню; до вспышки эти объекты могут показывать долгопериодические изменения блеска с амплитудой в одну-две величины; характерная особенность этих переменных - эмиссионный спектр высокого возбуждения, сходный со спектрами планетарных туманностей, звезд типа Вольфа-Райе и симбиотических переменных. Некоторые исследователи считают, что эти объекты, возможно, являются возникающими планетарными туманностями.
Еще одна хорошо выраженная разновидность эруптивных переменных, являющихся тесными двойными системами,-переменные типа U Gem (UG), нередко называемые карликовыми Новыми (см., например, Робинсон, Назер, 1979). Они состоят из звезды-карлика или субгиганта спектрального класса К-М, заполняющей объем своей внутренней критической поверхности Роша, и белого карлика, окруженного аккреционным диском. Орбитальные периоды заключены в пределах от 0. d 05 до 0. d 5. Спектр системы в минимуме блеска непрерывный с широкими эмиссионными линиями водорода и гелия. В максимуме блеска эти линии почти исчезают или превращаются в неглубокие линии поглощения. На рис. 1d показана область, занятая горячими компонентами переменных типа U Gem.
До сих пор нет полной ясности в решении вопроса о том, какой из компонентов звезд этого типа испытывает вспышку. Некоторые из этих систем являются затменными, причем можно полагать, что причиной уменьшения блеска при затмении является затмение горячего пятна, образованного в аккреционном диске падающим на него газовым потоком, исходящим от звезды класса К-М.
По характеру изменения блеска переменные типа U Gem можно разделить на три подтипа: SS Cyg, Z Cam и SU UMa. Второй из них до сих пор считался самостоятельным типом. По предложению Н.Н.Самуся, однако, целесообразно объединить эти подтипы в один тип - U Gem, чтобы избежать необходимости применения к ним термина "карликовые Новые". Сама U Gem при этом будет относиться к подтипу SS Cyg, а символика типов может быть следующей: UG(SS), UG(Z) , UG(SU).
Переменные типа UG(SS) увеличивают свой блеск за 1-2 d на2-6 d и через несколько дней возвращаются к первоначальному блеску. Промежутки между соседними вспышками меняются, но для каждой звезды характерен свой средний цикл, соответствующий средней амплитуде изменения ее блеска. Чем больше цикл, тем больше амплитуда. Значения циклов заключены в пределах от 10 до нескольких тысяч дней.
Переменные типа UG(Z) также показывают циклические вспышки, но в отличие от переменных типа UG(SS) иногда после вспышки не возвращаются к первоначальному блеску, а в течение нескольких циклов сохраняют величину, промежуточную между максимальной и минимальной. Значения циклов заключены в пределах от 10 до 40 d , амплитуды изменения блеска - от 2 до 5 m .
Переменные типа UG(SU), впервые выделенного Бреном и Пти (1952), характеризуются наличием двух видов вспышек - нормальных сверхмаксимумов. Нормальные, короткие вспышки похожи на вспышки звезд типа UG(SS). Сверхмаксимумы ярче нормальных на 2 m , более чем в пять раз продолжительнее (шире) и наступают более чем в три раза реже нормальных (Фогт, 1980). Во время сверхмаксимумов - на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на нее периодические колебания (superhamps) с периодом, близким к орбитальному, и амплитудами около 0. m 2-0. m 3. Орбитальные периоды меньше 0. d 1, спектральный класс спутников - dM.
В случае, если горячим компонентом в тесной двойной системе является нейтронная звезда с магнитным полем, то вещество, истекающее от спутника, направляется этим полем в область магнитных полюсов вращающейся нейтронной звезды. В этих полюсах образуются горячие пятна и возникает сильное направленное рентгеновское излучение. Если оно при вращении нейтронной звезды пересекает положение наблюдателя, система воспринимается им как рентгеновский пульсар, который может быть и оптическим. В свою очередь рентгеновское излучение, нагревающее атмосферу более холодного спутника нейтронной звезды, переизлучается в виде оптического высокотемпературного излучения (эффект отражения), делая более ранним и спектральный класс соответствующего участка поверхности спутника. Это приводит к весьма своеобразной картине оптической переменности тесных двойных, являющихся источниками сильного рентгеновского излучения (слабое рентгеновское излучение, по-видимому, есть у всех звезд, включая Солнце).
В связи с этим представляется целесообразным ввести несколько новых типов переменности блеска, связанных с наличием сильного рентгеновского излучения. Символические обозначения типов частично предложены Е.А. Карицкой. В обсуждении принципов выделения этих типов участвовали также Н.Н.Самусь и Н.Е. Курочкин.
ХВ - рентгеновские (X) вспыхивающие (bursters). Тесные двойные системы, показывающие рентгеновские и оптические вспышки продолжительностью от нескольких секунд до десяти минут с амплитудой порядка 0. m 1V (V801 Ara, V926 Sco).
XN1a - рентгеновские новоподобные (XNI), главный компонент которых является сверхгигантом раннего спектрального класса, а спутник-горячим компактным объектом (белым карликом или нейтронной звездой). При вспышке главного компонента выброшенная им масса падает на компактный объект, вызывая с значительным запозданием появление рентгеновского излучения. Амплитуда-порядка 1-2 m V (V725 Таи).
XN1b - рентгеновские новоподобные (XN1), содержащие наряду с горячим компактным объектом карлик или субгигант спектрального класса К-М. Системы, быстро увеличивающие свой блеск на 4-9 m V одновременно в оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн без выброса оболочки. Продолжительность вспышки-до нескольких месяцев (V616 Mon).
Обычные Новые не показывают заметного рентгеновского излучения при вспышке (например, V1500 Cyg). Но вспышки переменных типа U Gem могут сопровождаться таким излучением (оно уже обнаружено при вспышках U Gem и SS Cyg). В связи с этим могут возникнуть трудности при отнесении звезды к типу XN1bили UG, которые пока не представляются нам непреодолимыми.
XFL - рентгеновские флуктуирующие (F) системы; главный компонент - эллипсоидальный (L) сверхгигант раннего спектрального клас са. Наряду с изменением блеска с амплитудой порядка 0. m 1, обусловленным вращением эллипсоидального компонента с периодом в несколько дней (орбитальным), наблюдаются флуктуации рентгеновского и оптического излучения с периодом порядка десятков миллисекунд (Cyg X-l = V1357 Cyg).
XPL - рентгеновские системы с пульсаром (Р); главный компонент - эллипсоидальный (L) сверхгигант раннего спектрального класса. Эффект отражения очень мал, и переменность блеска в основном обусловлена вращением эллипсоидального главного компонента. Периоды изменения блеска заключены в пределах от 1 d до 10 d , период пульсара в системе - от 1 секунды до 100 минут., Амплитуда изменений блеска не превышает нескольких десятых звездной величины (Vel X-1 = GP Vel).
XPRE - рентгеновские двойные с пульсаром (Р), характеризующиеся наличием эффекта отражения (R) и затмениями (Е). Состоят из компонента спектрального класса dB-dF и горячего компактного компонента. Когда главный компонент системы подвергается рентгеновскому облучению, средний блеск системы максимален, в периоды малой активности рентгеновского источника - минимален. Полная амплитуда изменений блеска может достигать 2-3 m . Вторичный минимум на кривой изменения блеска, носящей затменный характер, может исчезать и вновь появляться (HZ Her).
ХМ - рентгеновские двойные, состоящие из карлика спектрального класса dK-dM и горячего компактного объекта с сильным магнитным полем (М). Аккреция вещества на магнитные полюса компактного объекта сопровождается появлением круговой поляризации излучения; поэтому эти системы часто называются полярами. Обычно амплитуда изменения блеска порядка 1 m , но средний блеск при облучении главного компонента рентгеновским излучением может возрастать на 3 m . Полная амплитуда изменения блеска может достигать 4-5 m . Карликовая разновидность систем типа XPRE (AM Her, AN UMa).
XI - рентгеновские неправильные (I). Тесные двойные системы, со стоящие из горячего компактного объекта и карлика спектрального класса dG-dM; характеризуются неправильными изменениями блеска с характерным временем порядка минут и часов и амплитудой порядка 1 m (V818 Sco).
Рассмотренная система классификации охватывает далеко не все известные нам разновидности переменных звезд. Многие звезды и впредь будут считаться уникальными.
Уникальные объекты - это, видимо, кратковременные переходные стадии от одних типов переменности к другим или начальные и конечные стадии этих типов. На наших глазах FG Sge - центральная звезда планетарной туманности - пересекла полосу нестабильности цефеид, начав пульсировать с возрастающим периодом; RU Cam - углеродная переменная типа W Vir катастрофически уменьшила амплитуду изменений блеска с 1. m 2 до 0. m 1; удивительная переменная V725 Sgr увеличила период с 16 d до 21 d , а затем почти перестала пульсировать.
Все эти и другие подобные им объекты заслуживают непрерывного слежения за ними. К сожалению, об этом забывают.
На каждые несколько переменных, которые удается объединить в новый тип, поверив в то, что они обладают общностью каких-то признаков пока появляется такое количество новых переменных, не похожих ни на одну другую, что число уникальных объектов в каталоге не уменьшается.
Бердсли, Жижка, 1977- Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. Astrof. 3 , 109.
Брегер, 1979- Breger М., PASP 91, 5. Брен, Пти, 1952-Brun A., Petit М., BAF 12, 1.
Вишневский, 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.I.
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.
Ефремов Ю.Н., 1975 - "Переменные звезды", М., Знание, стр.9-10.
Жиляев и др., 1978 - Жиляев Б.Е., Орлов М,Я., Пугач А.Ф., Родригес М.Г., Тоточава А.Г., "Звезды типа R Северной Короны", Киев, Наукова думка, 128 с.
Копал, 1959-Kopal Zd., Close binarysystems, ed. Chapman and Hall, London.
Крат В.А. 1962 - в кн. "Курс астрофизики и звездной астрономии", М., Физматгиз, т.2, гл. V, с.129-134.
Крушевский, 1967 - Kruszewski A., Acta Astronomica 17, 297.
Кубяк, 1979 - Kubiak М., Acta Astronomica 29 , 220.
Кукаркин и др., 1969 - Кукаркин Б.В., Холопов П,Н., Ефремов Ю.Н., Кукаркина Н.П., Курочкин Н.Е., Медведева Г.И., Перова Н.Б., Федорович В.П., Фролов М.С., Общий каталог переменных звезд, т. 1, третье издание, М.
Нейбауэр, 1935 - Neubauer F.J., Lick Obs. Bull. 17 , 109.
Перси, 1978 - Регсу J.R., JRAS Can. 72 , 162.
Плавец, Сметанова, 1959 - Plavec М., Smetanova М., ВАС 10, 192.
Робинсон, Назер, 1979 - Robinson E.L., Nather R.E., ApJ Suppl.Ser. 38 , 461.
Свечников М.А., 1969 - Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд. Уч.зап. УрГУ, сер. астрон., вып. 5.
Свечников М.А., Истомин Л.Ф., 1979, АЦ №1083.
Свечников М.А., Снежко Л.И., 1974-в кн. "Явления нестационарности и звездная эволюция", М., Наука, гл. 5, с. 181-260.
Струве, 1955 - Struve О., Sky and Telescope 14, 461.
Унно и др., 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; H., Nonradial oscillations of stars, Univ. of Tokyo Press.
Фист, 1975 - Feast M.W., The R Coronae Borealis type variables, IAU Symp. No. 67, Variable stars and stellar evolution, D.Reidel Publ. Corp., Dordrecht - Holland/Boston - U.S.A., p. 129-141.
Фогт. 1980 - Vogt N., AsAp 88, 66.
Фэз, 1935 - Fath E.A., Lick Obs. Bull. 17, 115.
Холл, 1972 - Hall D.S., PASP 84, 323.
> Переменные звезды
Рассмотрите переменные звезды : описание звездного класса, почему умеют менять яркость, длительность изменения величины, колебания Солнца, типы переменных.
Переменной называют звезду , если она способна менять яркость. То есть, ее видимая величина по какой-то причине периодически меняется для земного наблюдателя. Подобные изменения могут занимать годы, а порой всего секунды и граничат между 1/1000-й величины и 20-й.
Среди представителей переменных звезд в каталоги попало более 100000 небесных тел и еще тысячи выступают подозрительными переменными. также является переменной, чья светимость колеблется на 1/1000-ю величину, а период охватывает 11 лет.
История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.
После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.
В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.
С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в насчитывали больше 46000 переменных.
У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к . Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.
Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.
Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.
Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – .
Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.
Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.
Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.
Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости .
Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.
Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.
К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в . Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.
Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.
Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.
Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.
