ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ. П. з.-звёзды, видимый блеск к-рых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звёздами; переменность блеска таких звёзд связана с изменением их темп-ры и радиуса, истечением вещества, конвективными движениями и др. Эти изменения у звёзд нек-рых типов являются регулярными и повторяются со строгой периодичностью. Однако нестационарность звёзд не всегда вызывает их переменность; известны звёзды, у к-рых истечение вещества, обнаруживаемое по эмиссионным линиям в спектре, не сопровождается сколько-нибудь заметными изменениями блеска. С другой стороны, переменными бывают и стационарные звёзды: так, у двойных звёзд периодич. ослабления блеска обусловлены затмениями одного компонента другим. Правда, у тесных двойных звёзд возникает также и физ. нестационарность, появляются газовые потоки и т. п., что усложняет видимую картину изменения их блеска. Вращение звёзд с неоднородной поверхностной яркостью также приводит к переменности их блеска.

I. Общие сведения

П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физ. характеристиках звёзд. Кроме того, свойства П. з. позволяют использовать их для оценки расстояния до звёздных систем, в состав к-рых они входят; они могут служить индикатором типа звёздного населения таких систем. Будучи при этом легко обнаруживаемыми - и часто на очень больших расстояниях,- П. з. заслуженно пользуются особым вниманием астрономов. Количество переменных и "заподозренных" в переменности звёзд нашей Галактики, включённых в каталоги, составляет ок. 40000 (на 1975); ежегодно число известных П. з. увеличивается в среднем на 500-1000. Ок. 5000 П. з. известно в других галактиках и более 2000 - в шаровых звёздных скоплениях нашей Галактики. П. з., в пределах каждого созвездия, обозначают лат. буквами (одиночными от R до Z или комбинациями двух букв) или номерами с буквой V перед ними.

Из звёзд, изменяющих свой блеск, легче всего обнаруживаются новые звёзды. Появление на небе и исчезновение новых звёзд отмечалось уже в глубокой древности. Наблюдения ярких новых звёзд (точнее - сверхновых звёзд) провели в 1572 Тихо Браге, а в 1604 И. Кеплер. Но первой П. з., меняющей свой блеск более или менее регулярно (а не "временно", подобно новым звёздам), стала открытая нем. астрономом Д. Фабрициусом в 1596 звезда о Кита (Мира); франц. астроном И. Бульо в 1667 определил её период изменения блеска, оказавшийся равным 11 месяцам. В 1669 итал. учёный Дж. Монтанари открыл переменность блеска бета Персея (Алголя). Англ. астроном Дж. Гудрайк (1764-86) обнаружил строгую периодичность ослаблений блеска Алголя, открыл и исследовал переменность блеска бета Цефея, а англ. астроном Э. Пиготт - n Орла. Но систематич. изучение П. з. начал Ф. Аргеландер, к-рый в 40-х гг. 19 в. создал методику глазомерных оценок блеска П. з. В 1866 было известно уже 119 П. з. К кон. 19 в. было доказано, что переменность Алголя вызывается затмениями яркого компонента более тёмным, и, т. о., было обнаружено существование т. н. затменных П. з. Тогда же была выдвинута гипотеза (нем. астроном А. Риттер), согласно к-рой наблюдаемую переменность звёзд можно объяснить их пульсацией. Внедрение в исследования П. з. астрофотографии привело к открытию большого числа новых П. з. К 1915 было известно уже 1687 П. з., к 1940 - 8254. Открытая в 1912 амер. астрономом Г. Ливитт зависимость период - светимость позволила X. Шепли определить расстояние до центра Галактики, а Э. Хабблу доказать в 1924, что туманности, подобные туманности Андромеды, являются независимыми звёздными системами, др. галактиками.

В России систематич. фотографирование и исследование П. з. начали В. К. Цераский и С. Н. Блажко в Москве (1895). Новую эпоху в исследовании П. з. открыло массовое внедрение многоцветной фотоэлектрич. фотометрии с нач. 50-х гг. Совр. светоприёмники позволяют исследовать (при условии хорошего астроклимата) переменность блеска с амплитудой в тысячные доли звёздной величины и временным разрешением в тысячные доли секунды; при тщательных исследованиях обнаруживается, что всё возрастающее количество звёзд, считающихся обычно постоянными, оказывается микропеременным.

В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П. з. и издание каталогов, а также разработку системы классификации Астрономическому совету АН СССР и Гос. астрономическому институту им. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов и др.). С 1928 издаются сборники "Переменные звёзды". В СССР исследования П. з. активно ведутся в астрономич. учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П. з. ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардская астрономические обсерватории в США.

II. Классификация переменных звёзд

П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.

1. ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ

Затменные П. з. представляют собой систему из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, причём плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой, сопровождаемое ослаблением суммарного блеска системы. Расстояние между компонентами обычно

сравнимо с их размерами. В нашей Галактике обнаружено св. 4000 звёзд этого класса. У одних из них (звезды типа B Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа бета Лиры и W Большой Медведицы) блеск изменяется непрерывно; это объясняется тем, что из-за относительно малого расстояния между компонентами форма их отлична от шаровой, они вытянуты вследствие действия приливных сил. Изменение блеска у таких систем обусловлено не только затмением, но и непрерывным изменением обращённой к наблюдателю площади светящейся поверхности звёзд; в нек-рых случаях затмение вообще отсутствует. Периоды изменения блеска затменных звёзд (совпадающие с их орбитальными периодами) очень разнообразны; у звёзд типа W Большой Медведицы с почти соприкасающимися компонентами (звёздами-карликами) они меньше суток; у звёзд типа бета Персея периоды достигают сотен дней, а у нек-рых систем, в состав к-рых входят сверхгиганты (VV Цефея, e Возничего и др.),- десятков лет.

Затменные П. з. представляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд (см. Двойные звёзды). Интерес к затменным двойным звёздам резко возрос, когда нек-рые из них были отождествлены с космич. источниками рентгеновского излучения. В нек-рых случаях (HZ Геркулеса, или Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затмения наблюдаются также и в рентгеновском диапазоне, причём по доплеровскому изменению периода импульсов рентгеновского излучения оказывается возможным определить элементы орбиты компонентов. Как и в случае импульсов радиоизлучения у пульсаров, эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды}, входящего в двойную систему. У ряда тесных двойных систем компонентом с излучением в оптич. диапазоне является сверхгигант спектрального класса В; в этих случаях не наблюдаются затмения в рентгеновском диапазоне, а иногда и в оптическом. Масса невидимого компонента в таких системах, по-видимому, превышает 3 массы Солнца и такие звёзды (особенно Лебедь Х-1 или V 1357 Лебедя), по-видимому, следует рассматривать как "чёрные дыры". Причиной рентгеновского излучения тесных двойных систем является, по всей видимости, аккреция компактным компонентом звёздного ветра или газовых струй, идущих от видимого компонента.

2. ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ

Физические П. з. изменяют свой блеск в результате происходящих в них физ. процессов. Физ. П. з. делятся на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска; в большинстве случаев они объясняются пульсацией внеш. слоев звёзд. При сжатии звезды радиус её уменьшается, она нагревается и светимость её увеличивается; при расширении звезды светимость её падает. Периоды изменения блеска пульсирующих П. з. колеблются от долей дня (звёзды типа RR Лиры, б Щита и бета Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звёзды типа Миры Кита, полуправильные звёзды). Периодичность изменения блеска некоторых звёзд выдерживается с точностью хорошего часового механизма (напр., некоторые цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же она практически отсутствует (у красных неправильных переменных). Всего пульсирующих звёзд известно ок. 14 000.

Долгопериодические цефеиды - переменные звёзды-сверхгиганты с периодами от 1 до 50-200 сут, с амплитудами изменения блеска от 0,1 до 2 звёздных величин в фотографич. лучах. Период и форма кривой блеска, как правило, постоянны. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отражением кривой блеска, максимум этой кривой практически совпадает с минимумом блеска, её минимум - с максимумом блеска. Спектральные классы в максимуме блеска F5 - F8, в минимуме F7 - К0, причём тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растёт и светимость цефеид.

Звёзды типа Миры Кита - долгопериодич. переменные звёзды-гиганты с амплитудами более 2,5 звёздной величины (до 5-7 звёздных величин и больше), с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключёнными в пределах приблизительно от 80 до 1000 сут, имеющие характерные эмиссионные спектры поздних спектральных классов (Me, Се, Se).

Полуправильные П. з.- звёзды поздних классов (F, G, К, М, С, S),субгиганты, гиганты или сверхгиганты, обладающие заметной периодичностью, сопровождаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных П. з. заключены в очень широких пределах - приблизительно от 20 до 1000 сут и больше. Формы кривых изменения блеска весьма разнообразны, амплитуда обычно не превышает 1-2 звёздных величин.

П. з. типa RR Лиры (коротко-периодич. цефеиды, или звёзды типа П. з. в шаровых скоплениях)-пульсирующие гиганты, обладающие особенностями цефеид, с периодами изменения блеска, заключёнными в пределах от 0,05 до 1,2 сут, спектральными классами А и F и амплитудами до 1-2 звёздных величин. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода. В ряде случаев эти изменения периодичны (эффект Блажко).

П. з. типа б Щита - субгиганты спектральных классов А и F, пульсирующие с периодом в немногие часы и амплитудой в несколько сотых или десятых долей звёздной величины.

П. з. типа RV Тельца - звёзды-сверхгиганты со сравнительно стойкой периодичностью изменений блеска, с общей амплитудой до 3 звёздных величин; кривая блеска состоит из двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, периоды заключены в пределах от 30 до 150 сут; спектральные классы от G до поздних К (изредка появляются полосы окиси титана, характерные для спектров класса М).

П. з. типа бета Цефея, или, как их часто называют, звёзды типа B Большого Пса,- однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск к-рых меняется в пределах ок. 0,1 звёздной величины,

периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы В0-В3. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды.

Эруптивные переменные звёзды характеризуются неправильными, часто быстрыми и большими изменениями блеска, вызванными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер. Эти звёзды делят на две группы: а) молодые, недавно сформировавшиеся звёзды, к к-рым относят быстрые неправильные (т. н. орионовы) П. з., неправильные П. з. типа Т Тельца, вспыхивающие звёзды типа UV Кита и родственные им объекты, многочисленные в очень молодых звёздных скоплениях и часто связанные с диффузным веществом; б) звёзды, обычно почти постоянные, но время от времени показывающие быстрые и большие увеличения яркости; это - новые и сверхновые звёзды, повторные новые, звёзды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические переменные (для последних характерно присутствие в спектре линий, типичных как для горячих, так и для холодных звёзд). Во многих случаях (если не всегда) звёзды этой группы оказываются двойными системами. Эруптивных звёзд известно более 1600.

Орионовы П. з.- неправильные П. з., связанные с диффузными туманностями или наблюдаемые в районах таких туманностей. К этой же группе П. з. относятся и быстрые неправильные П. з., видимым образом не связанные с диффузными туманностями и обнаруживающие изменения блеска на 0,5-1,0 звёздной величины в течение нескольких часов или суток. Эти звёзды иногда относят к особому классу П. з. типа RW Возничего; однако резкой границы между ними и орионовыми П. з. не существует.

П. з. типа Т Тельца - неправильные П. з., в спектре к-рых имеются следующие спектральные признаки: спектральные классы заключены в пределах F - М; спектр наиболее типичных звёзд напоминает спектр солнечной хромосферы; наблюдаются аномально интенсивные флюоресцентные эмиссионные линии FI с длинами волн 4046А, 4132А. Эти П. з. наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.

П. з. типa UV Кита-звёзды, иногда испытывающие вспышки с амплитудой от 1 до 6 звёздных величин. Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через неск. минут или десятков минут. Встречаются как в звёздных скоплениях, так и в окрестностях Солнца.

Новые звёзды - это горячие карлики, за неск. дней увеличивающие блеск на 7-15 звёздных величин, а затем в течение неск. месяцев или лет возвращающиеся к блеску, к-рый они имели до начала вспышки. Спектральные данные показывают, что у звезды возникает расширяющаяся оболочка, постепенно рассеивающаяся в пространстве. У повторных новых звёзд вспышки повторяются через неск. десятков лет; возможно, что через сотни или тысячи лет повторяются и вспышки типичных новых звёзд, амплитуды изменения блеска к-рых обычно гораздо больше.

П. з. типа U Близнецов - звёзды, у к-рых обычно наблюдаются небольшие быстрые флуктуации блеска. При среднем цикле в неск. десятков или сотен дней у звёзд этого типа наблюдаются увеличения блеска на 2-6 звёздных величин, причём тем большие, чем реже вспышки происходят. Подобно новым звёздам, звёзды этого типа, являются тесными двойными системами, их вспышки так или иначе связаны с обменом вещества между компонентами, находящимися на разных стадиях эволюции.

В отдельную группу могут быть выделены звёзды, переменность блеска которых обусловлена неоднородной поверхностной яркостью, вследствие чего при вращении блеск их изменяется. К этой группе относятся прежде всего звёзды типа BV Дракона, к-рые, подобно П. з. типа UV Кита, обнаруживают молниеносные вспышки, но обладают также и небольшими периодич. изменениями блеска. По-видимому, к этой же группе П. з. относятся и магнитные звёзды или П. з. типа а² Гончих Псов. Это звёзды спектрального класса А, в спектре к-рых наблюдаются аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов, изменяющие интенсивность стем жепериодом, чтои блеск и магнитное поле, всегда наблюдающееся у звёзд этого типа. Амплитуда обычно не превышает 0,1 звёздной величины, а периоды заключены в интервале 1-25 сут. Переменность объясняется, по-видимому, тем, что области, отличающиеся по темп-ре и хим. составу, располагаются на поверхности звезды симметрично относительно магнитной оси, наклонной к оси вращения (гипотеза "наклонного ротатора").

Сверхновые звёзды не наблюдались в нашей Галактике со времён Тихо Браге и Кеплера, но в других галактиках их открывают ежегодно до 20; всего же их известно к 1975 св. 400. Вспышка сверхновой - наиболее грандиозное явление в мире звёзд; в максимуме блеска сверхновая звезда, вспыхнувшая в той или иной галактике, иногда достигает совокупной яркости всех остальных звёзд этой галактики. Вспышки сверхновых звёзд связывают с началом коллапса звезды после истощения источников ядерной энергии (см. Коллапс гравитационный). После вспышки сверхновая звезда превращается в пульсар - нейтронную звезду, вращающуюся с периодом в немногие секунды и доли секунды; узконаправленное электромагнитное излучение, выходящее из магнитных полюсов пульсара, не совпадающих с полюсами оси вращения, обусловливает наблюдаемое импульсное излучение пульсара. Пока известен лишь один пульсар, отождествлённый с наблюдаемым в видимых лучах небесным объектом,- СМ Тельца. Это - результат вспышки сверхновой звезды 1054 г., приведший также к образованию Крабовидной туманности.

III. Теоретические исследования переменных звёзд

Причины изменений блеска физических П. з. и место, занимаемое этими звёздами в звёздной эволюции, составляют тесно связанный круг проблем. По-видимому, переменность характерна для звёзд на определённых этапах их эволюции. Особое значение для понимания природы переменности имеет изучение П.з. в звёздных скоплениях (для звёзд, входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюционную стадию), а также анализ положения П. з. разных типов на диаграмме "спектр - светимость" (см. Герцшпрунга- Ресселла диаграмма).

Скопления, содержащие быстрые неправильные П. з., очень молоды (их возраст 10⁶-10⁷ лет). В этих скоплениях лишь наиболее массивные звёзды, обладающие значит. светимостью, достигли главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла, занимают её верхнюю часть и являются обычными стационарными звёздами. У звёзд меньшей светимости и массы ещё не закончилось гравитационное сжатие, сохранилась обширная конвективная зона, в к-рой происходят неправильные бурные движения газа, с этим, по-видимому, и связана переменность блеска и спектра молодых звёзд.

Ряд типов пульсирующих П. з. расположен на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла в пределах полосы нестабильности, пересекающей диаграмму от красных сверхгигантов спектрального класса К до белых звёзд-карликов класса А. К их числу принадлежат цефеиды, звёзды типа RV Тельца, RR Лиры и б Щита. Во всех этих звёздах действует, по-видимому, единый механизм переменности, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Звёзды, соседствующие на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, обладают схожими характеристиками переменности (напр., цефеиды плоской и сферич. составляющей), но их эволюц. история, массы, внутр. строение резко отличаются.

Изучение пространственно-кинематич. характеристик П. з. было одним из гл. факторов, приведших в 40-х гг. 20 в. к разработке концепции составляющих Галактики и звёздных населений (см. Галактика).

Лит.: Общий каталог переменных звезд, 3 изд., т. 1 - 3, М., 1969 - 71; Пульсирующие звезды, М., 1970; Эруптивные звезды, М., 1970; Затменные переменные звезды, М., 1971; Методы исследования переменных звезд, М., 1971. Ю.Н. Ефремов.