Видимая яркость которой изменяется. Эти изменения могут иметь период в несколько лет или в тысячные доли секунды, а величина изменений варьируется от тысячной доли средней яркости до увеличения в 20 раз. Более 100000 переменных звезд было занесено в каталоги, и к ним можно отнести даже Солнце . Плотность потока энергии нашего светила изменяется примерно на 0.1 процента, или тысячную долю, в ходе 11-летнего солнечного цикла.
История переменных звезд
Первая идентифицированная переменная звезда - Омикрон Кита, позднее получившая имя Мира . В 1596 году она была отнесена к новым звездам, а в 1638 году Иоганн Холвардс наблюдал изменения в яркости звезды в ходе 11-месячного цикла. Расстояние до звезды составляет 200-400 световых лет. Это двойная система , состоящая из красного гиганта - переменной звезды. Период колебаний яркости - 332 дня, а яркость в видимом диапазоне изменяется в сотни раз в ходе одного цикла, тогда как в инфракрасной части спектра яркость колеблется всего в два раза. Вторая звезда также переменная, но без точного периода. Ее колебания скорости вызваны поступлением вещества с первой звезды. Это было важное открытие, так как вместе со сверхновыми оно показало, что звезды не являются постоянными сущностями, как считалось со времен Древней Греции.
Свойства переменных звезд
Существует множество причин для изменения видимой яркости звезд. Подчеркнем, именно видимой, то есть сама звезда совершенно не должна меняться, изменяются обычно условия наблюдения - как, например, в случае Алголя. Тем не менее, часть звезд мигает из-за изменений своих свойств - пульсирующие переменные имеют переменные радиус или массу. Некоторые переменные звезды - двойные системы, в которых звезды-собраты расположены так близко, что материал постоянно перетекает от одной к другой и обратно. Вообще, классификация переменных звезд очень богата, но они, в первую очередь, делятся по причине переменности - внутренней (в отечественной астрономии принято отдельно рассматривать эруптивные переменные) или внешней.
Внутренние причины
Цефеиды - очень яркие звезды, с яркостью в 500-300000 солнечных, и с очень малым периодом пульсаций - от 1 до 100 дней. Эти звезды расширяются и уменьшаются в соответствии с четкой схемой. Эти звезды особенно ценны для астрономов, так как измерения изменений их яркости позволяют очень точно определить расстояния до них, превращая цефеиды в дорожные столбы Вселенной. Другие типы переменных звезд с внутренними причинами колебаний яркости: RR Лиры, короткопериодические, старые звезды меньшего размера, нежели цефеиды; RV Тельца, сверхгиганты с огромными колебаниями яркости; типа Миры (по имени первой переменной звезды), холодные красные сверхгиганты; неправильные, красные гиганты или сверхгиганты с большими периодами в пределах от 30 до 1000 дней, к этому типу относится Бетельгейзе и в основном это красные сверхгиганты.
Эруптивные переменные также связаны с внутренними процессами, они резко увеличивают свою яркость из-за термоядерных взрывов внутри или на поверхности звезды. К ним относятся близкие двойные звезды, обменивающиеся массой. Сверхновые , новые, повторные новые, карликовые новые и другие - группа звезд, испытывающих сильные резкие изменения яркости, обычно из-за взрыва. Самые известные из них - сверхновые, способные затмить целую галактику и увеличить яркость в сто миллионов раз. Новые и повторные новые - близкие двойные звезды, на поверхностях которых происходят взрывы, но, в отличие от сверхновых, звезды при этом не разрушаются. Карликовые новые - двойные системы белых карликов, обменивающихся массой, вызывающей на них периодические взрывы. На них похожи симбиотические переменные, состоящие из красного гиганта и горячей голубой звезды, заключенных в общей оболочке пыли и газа.
Внешние причины
Затменные переменные - звезды, проходящие друг перед другом, закрывая часть света. Это также может быть вызвано планетами звезды. Вращающиеся звезды имеют переменную яркость из-за наличия на их поверхности темных, или, наоборот, ярких пятен и вращением звезды. Аналогичные изменения наблюдаются в случае звезды, форма которой заметно отлична от сферы (обычно в двойной системе). В этом случае вращение эллипсоида приводит к изменениям площади излучающей поверхности. К этому типу относятся и пульсары .
Будущие исследования
Исследования переменных звезд снабжают астрономов данными о массах, радиусах, температурах и других свойствах звезд. Косвенно получается информация о структуре и эволюции звезды. Однако, для изучения переменных звезд с большим периодом нужно много времени - обычно десятилетия. Большую роль в постоянном наблюдении переменных звезд играют астрономы-любители. Некоторые переменные особенно важны для науки, как например цефеиды, дающие информацию о возрасте Вселенной. Изучение переменных типа Миры дает сведения о Солнце и похожих на него звездах, сверхновые типа Ia используются для измерения скорости расширения Вселенной, эруптивные переменные - при исследовании активных галактических ядер и сверхмассивных
В далекие древние времена люди часто обращали свой взор к звездам. Изучали этот загадочный мир философы и звездочеты, жрецы и мудрецы. Как вы думаете, откуда мы знаем так много созвездий? Еще в древности люди заметили, что звездное небо практически неизменно, а сами звезды не меняют своего блеска. Так и начали наши предки считать, что небесный мир неизменен, а наш, земной постоянно изменяется. Наверно поэтому все боги всех религий и мировоззрений обитали либо на небе либо в созвездиях. В созвездиях увековечивали могучих животных, мифических героев, царей. Но иногда появлялись «нарушители», это очень яркие звезды, которые внезапно вспыхивали, а потом, после некоторого промежутка времени исчезали. Это были новые звезды. И явление это было не столь частым. А ученые того времени называли их не настоящими. То, что в старину называли новыми звёздами, сейчас относят к одной из двух важных разновидностей переменных: новым либо сверхновым. Вплоть до XVI в. никаких других переменных звёзд ученые не знали. Существует, правда, легенда, что название звезды Персея - Алголь (араб. – «звезда дьявола») - появилось из-за якобы замеченной древними арабами (и хорошо известной сегодня) её переменности.
В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус открыл новую звезду 2-й звёздной величины в созвездии Кита. Он некоторое время следил за ней, и, как обычно, новая бесследно исчезла. Но неожиданно в 1609 г. Фабрициус опять нашёл её на небе! Так впервые была обнаружена переменная звезда, которая очень сильно меняла свой блеск: иногда становилась невидимой для невооружённого глаза, иногда вспыхивала вновь, но не пропадала навсегда. Интересно, что в промежутке между двумя открытиями Фабрициуса, в 1603 г., эту звезду наблюдал другой немецкий астроном Иоганн Байер, автор первого полного звёздного атласа неба. Он не заметил переменности, зато нанёс звезду на карту своего атласа под именем Омикрон Кита. Другое её название Мира Кита, или просто Мира (лат. «удивительная»).
Итак, переменные звезды – это звёзды, блеск которых меняется До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. Поэтому в каталоги переменных звезд включают все звезды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд (примечательно, что около 10 тыс. из них открыл один человек – немецкий астроном Куно Хофмейстер), и это число очень быстро растёт благодаря современным точным методам наблюдений. Количество переменных звёзд, обнаруженных в других галактиках, достигает десятков тысяч.
Основные типы переменных звезд
Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них - пульсирующие звёзды , яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат звёзды типа Миры , или мириды , - красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет. Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды , названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдает ее. Звезда периодически сжимается, разогреваясь и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звездным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цeфеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Физику пульсаций цефеид впервые успешно объяснил в 50-е гг. советский ученый С. А. Жевакин.
Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период-светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются. Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период-возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики.
Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать. Навсегда ли – покажет будущее.
Кроме цефеид и мирид есть немало других типов пульсирующих звёзд. Некоторые из них в противоположность цефеидам принадлежат к самым старым представителям звёздного населения. Так, пульсирующие переменные типа RR Лиры во множестве встречаются в шаровых звёздных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.
Пульсирующая звезда в определённом смысле подобна колеблющемуся пружинному маятнику: аналогом жёсткости пружины при этом является средняя плотность вещества звезды. Звёзды эволюционируют: меняются их размеры, а, следовательно, и средняя плотность. Всё это отражается на частоте колебаний «звёздной пружины». Систематически измеряя блеск пульсирующей звезды, нетрудно с высокой точностью определить период колебаний. По изменению периода можно понять, какой этап переживает звезда.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые взрывные (или катаклизмические ) звёзды - пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превосходит их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоев менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ – белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды. В видимой области спектра блеск при этом возрастает не менее чем на 6 звёздных величин, а иногда и гораздо сильнее (вспыхнувшая в 1975 г. новая V 1500 Лебедя увеличила свой блеск примерно на 19 звёздных величин!). Полная продолжительность вспышки новой - порядка года и больше.
Но и без столь бурных процессов тесная двойная система может быть интересной переменной звездой. Перетекающее вещество не сразу падает на поверхность белого карлика. Если он не обладает сильным магнитным полем, газ образует вокруг белого карлика диск. Этот диск нестабилен, вследствие чего у звезды могут отмечаться вспышки, только менее масштабные, чем у новых, и гораздо меньшей продолжительности (обычно несколько суток от возгорания до затухания). Такие переменные называют карликовыми новыми или переменными типа U близнецов . Если же у белого карлика сильное магнитное поле, вещество падает на звезду в области полюсов и характер переменности становится ещё сложнее.
При внешнем сходстве со вспышкой новой явление сверхновой звезды имеет совсем иную природу: вероятно, это один из последних этапов жизни звезды, когда она катастрофически сжимается, лишившись основных источников термоядерной энергии.
Если в двойной системе, подобной новым или карликовым новым звёздам, вместо белого карлика находится нейтронная звезда пли чёрная дыра, система тоже может наблюдаться как переменная звезда, и при этом она окажется сильным источником рентгеновского излучения. Открыв новый рентгеновский источник, астрономы нередко находят в той же области неба переменную звезду в оптическом диапазоне, а затем им удастся доказать, что именно она испускает рентгеновские лучи. Изучая белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры в системах переменных звёзд, астрофизики исследуют вещество в состояниях, которые невозможно воспроизвести в физической лаборатории.
Особая группа переменных - самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Такие звёзды впервые обнаружил в XIX в. русский астроном Отто Васильевич Струве в огромном комплексе вокруг туманности Ориона, поэтому их стали называть орионовыми переменными . Нередко они именуются и переменными типа Т Тельца , по одной из известных молодых переменных звёзд. Орионовы переменные часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Мы знаем всего два-три десятка звёзд, принадлежащих к интересному типу R Северной Короны , характерный признак которого, образно говоря «вспышки наоборот». Звезда, давшая название этой разновидности переменных, иногда неожиданно падает в блеске на несколько (до восьми) звёздных величин, а потом медленно, в течение недель или даже месяцев, восстанавливает яркость. Атмосферы таких звёзд имеют необычный химический состав: в них практически отсутствует самый распространённый во Вселенной элемент - водород, зато много гелия и углерода. Предполагается, что углерод конденсируется в потоках вещества, истекающего с поверхности звезды, образуя сажу, которая и поглощает излучение. У некоторых звёзд типа R Северной Короны зарегистрированы также пульсации с периодами в десятки суток.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды (разумеется, здесь рассмотрены далеко не все их разновидности). Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая затменная переменная звезда – Алголь. В этой системе компоненты не слишком близки между собой, поэтому их форма мало искажена взаимодействием - они почти шарообразны. Переменные, подобные Алголю, практически не меняют блеска, пока не наступит затмение. Обнаружить такую переменность непросто, ведь продолжительность затмения обычно невелика по сравнению с интервалом времени, когда блеск звезды постоянен. Но встречаются и другие затменные переменные. Их компоненты имеют форму вытянутых эллипсоидов - столь сильно притяжение каждого из них влияет на соседа. При орбитальном вращении таких тел блеск меняется непрерывно, и довольно трудно определить, в какой момент начинается затмение.
Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной. На некоторых холодных карликовых звёздах пятна подобны солнечным, но, поскольку они занимают большую часть диска, переменность при осевом вращении становится вполне заметной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна. Ещё труднее обнаружить её с Земли - Солнце слишком яркое. Однако для человека Солнце - самая важная звезда, от которой зависит жизнь на нашей планете, поэтому и внимание к нему особое. Специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне может считаться слабой пятнистой переменной звездой. Небольшая переменность Солнца наблюдается и с периодом, равным одиннадцатилетнему циклу солнечной активности.
Очень часто геометрическая переменность сочетается с физической. Так, многие красные карлики - пятнистые переменные и в то же время принадлежат к одному из самых распространённых типов физически переменных - вспыхивающим звёздам. Вспышки таких звёзд похожи на некоторые виды солнечных вспышек, только гораздо мощнее. Иногда во время вспышки, длящейся считанные минуты, блеск звезды возрастает на несколько звёздных величин. (Напомним, что разница в одну звёздную величину означает отличие освещённости примерно в 2,5 раза.) Представьте себе, что было бы, если бы при солнечных вспышках на Землю приходило вдвое больше света, чем обычно!
Переменными не считаются звёзды, блеск которых меняется вследствие микролинзирования или затмения малыми планетами Солнечной системы, т. е. явлений, не связанных с процессами в самой звезде.
Современные методы научных исследований очень сложны, чтобы правильно их использовать, нужна многолетняя специальная подготовка. Без неё невозможно создать новую физическую теорию или грамотно поставить эксперимент. Наука стала почти на сто процентов профессиональной. Однако в области изучения переменных звёзд и сейчас, в XXI в., существует обширное поле деятельности для любителей астрономии. Держать в поле зрения каждую из десятков тысяч переменных звёзд профессиональные астрономы пока не в состоянии. Такая возможность появится, вероятно, только после организации автоматического слежения за всем звёздным небом с оперативной обработкой информации на мощных компьютерах. Пока же астрономы-любители (многие из которых объединены в ассоциации) наблюдают множество переменных звёзд, преимущественно ярких, и сообщают астрономическим научным учреждениям ценные сведения об изменениях их блеска.
Ассоциация эффективно взаимодействует с профессиональными астрономическими учреждениями. Например, астрономы поручали её членам проследить, когда у определённой карликовой новой произойдёт вспышка, чтобы, получив сообщение об этом, немедленно начать наблюдения на больших телескопах. Неоценим вклад любителей астрономии в наблюдения переменных типа Миры Кита, которые ведутся ими на протяжении десятилетий. Результаты публикуются в изданиях Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд и других подобных объединений.
Нередко астрономам-любителям удаётся первыми заметить вспышки новых звёзд. Здесь наибольший успех в последнее время выпадает на долю японских наблюдателей, тоже объединённых в ассоциацию. Пользуясь электронной почтой, они поддерживают постоянную связь, помогают друг другу проверить возможные открытия, оперативно извещают профессионалов. А протестантский священник Р. Эванс из Австралии сумел запомнить облик окрестностей большого числа близких галактик, чтобы, наводя на них телескоп, проверять (даже без помощи звёздной карты), не вспыхнули ли в этих галактиках сверхновые звёзды. Так ему удалось открыть десятки сверхновых.
Любительские наблюдения переменных звёзд проводятся и в России и в Украине, где имеются свои объединения любителей (некоторые наши соотечественники участвуют и в работе Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд). О наиболее интересных результатах они сообщают институтам, занимающимся этими вопросами.
Переменные звезды - 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.
2.
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.
3.
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.
4.
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.
5.
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).
6.
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.
7.
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).
8.
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.
Литература
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.
– это звезды, которые формируются или находятся на ранней стадии эволюции. К ним относятся звезды типа Т Тельца, демонстрирующие нерегулярные изменения блеска и часто окутанные облаками пыли и газа.
Переменные Хаббла – Сэндиджа,
массивные звезды большой светимости с нерегулярной эмиссией. В эту группу входят звезды максимальной светимости нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд всего несколько миллионов лет, а их массы лежат в диапазоне от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звездами являются Р Лебедя и h Киля, интенсивно теряющие массу в виде звездного ветра.
Пульсирующие переменные
периодически расширяются и сжимаются, а их блеск синхронно усиливается и ослабляется. Среди пульсирующих переменных наиболее известны цефеиды, названные так по прототипу – звезде d Цефея. Изменение цвета, светимости и скорости движения поверхностного слоя у классической цефеиды происходит с определенным периодом. Чем больше этот период, тем больше средняя светимость звезды. Поскольку видимый блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее, то, измерив блеск и определив по периоду светимость цефеиды, можно вычислить расстояние до нее. Классические цефеиды имеют массы порядка 5 масс Солнца и возраст от нескольких миллионов до 100 млн. лет.
Пульсирующие переменные звезды типа b Цефея изменяют, вероятно, не столько свой размер, сколько форму. Они значительно моложе Солнца.
Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например, это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя немного иначе. Вероятно, родственны этой группе и звезды типа d Щита, которые часто называют «карликовыми цефеидами». См . ЗВЕЗДЫ.
Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды – полуправильные и долгопериодические переменные типа Миры Кита. Полуправильные звезды являются сверхгигантами с массами от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками.
Затменные переменные.
Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть. Карликовые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда – это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа.
Сверхновые.
Самыми замечательными переменными звездами считаются сверхновые, которые в момент вспышки становятся ярче целой галактики. В нашей Галактике сравнительно недавно наблюдались вспышки сверхновых: породившая Крабовидную Туманность вспышка 1054 года; Сверхновая Тихо (1572); Сверхновая Кеплера (1604). Это мощные взрывы, почти полностью разрушающие звезду. Различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа наблюдаются в звездных системах, лишенных молодых звезд (в эллиптических галактиках), и в максимуме достигают светимости 6Ч 10 9 солнечных. Вероятно, это взрываются белые карлики, на которые в двойных системах происходит аккреция вещества с соседней звезды до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые II типа образуются при взрыве молодых массивных звезд (15–30 масс Солнца) и достигают светимости 4Ч 10 8 солнечной. Сверхновые обоих типов производят в процессе взрыва химические элементы тяжелее железа и выбрасывают их в межзвездное пространство. Эти взрывы могут стимулировать рождение звезд следующего поколения; возможно, так родилась и Солнечная система. МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.
Спектральные переменные.
Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000–15 000 К. Их блеск меняется слабо, но в процессе вращения звезды в ее спектре наблюдаются сильные изменения, указывающие, что в разных областях ее поверхности сконцентрированы различные металлы. У этих звезд мощное (более 30 кГс) переменное магнитное поле. См . ЗВЕЗДЫ.
Звезды типа UV Кита.
Это относительно молодые звезды-карлики (типа Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности существуют сильные магнитные поля. См . СОЛНЦЕ.
Звезды типа R Северной Короны.
Это старые звезды, богатые углеродом. Их ровное свечение иногда прерывается неожиданным ослаблением блеска во много раз, а затем восстанавливается. Вероятно, в атмосфере звезды время от времени образуются облака сажи, поглощающие ее свет, которые затем рассеиваются.
Общие понятия
Звезда́ - небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Солнце - типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности - тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость
Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет от нашей Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9×10 13 км ). См. также список ближайших звёзд.
Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.
Виды звезд
Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.
В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» - «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.
Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существование классов звезд. Оказалось, что все многообразие видов звезд это не более чем отражение количественных характеристик звезд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.
В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.
Звёзды главной последовательности
Наиболее многочисленный класс звезд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890-1924 годах.
| Класс | Температура, K |
Истинный цвет | Видимый цвет | Основные признаки |
|---|---|---|---|---|
| 30 000-60 000 | голубой | голубой | Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N, A. | |
| 10 000-30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II. | |
| 7500-10 000 | белый | белый | Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов | |
| 6000-7500 | жёлто-белый | белый | Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti. | |
| 5000-6000 | жёлтый | жёлтый | Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN. | |
| 3500-5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO. | |
| 2000-3500 | красный | оранжево-красный | Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов. |
Коричневые карлики
Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y.
Спектральный класс M
Спектральный класс L
Спектральный класс T
Спектральный класс Y
Белые карлики
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара - как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера - Волкова - как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями - вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты - это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 - 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3 m -0 m (I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Переменные звёзды
Переменная звезда - это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:
- Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
- Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
- Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
- Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды . Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
- Затменно-двойные системы
- Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
- Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Типа Вольфа - Райе
Звёзды Вольфа - Райе - класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа - Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII - NV, CIII - CIV, OIII - OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс - W. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:
- WN - подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII - V и HeI-II.
- WO - в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 - 3834
- WC - звёзды, богатые углеродом.
Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа-Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.Типа T Тельц
Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском
Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) - класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.
Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.
В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K.
Новые
Новая звезда - тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9 m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2 m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда:
- Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t 2) меньше 10 дней.
- Быстрые - 11
- Очень медленные: 151
- Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.
- Очень медленные: 151
Существует зависимость максимума блеска новой от t 2 . Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.
В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.
Сверхновые
Сверхно́вые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа
Гиперновые
Гиперновая - коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 10 46 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.
