Взрывные переменные звезды. Затменные переменные звезды. Звёзды главной последовательности

– 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.

Первая пульсирующая звезда была открыта немецким астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. в созвездии Кита и названа Мирой. Период изменения блеска этой звезды составляет 331,6 суток.

Долгопериодические переменные звезды (с периодами от нескольких недель до года и более; звезды типа Миры Кита) называются миридами . Практически все звезды этого типа - старые красные гиганты огромных размеров и большой светимости. Амплитуды изменения блеска таких звезд могут достигать десяти звездных величин.

При эволюционном превращении звезды в звезду-гиганта происходит увеличение ее объема и уменьшение средней плотности вещества. В это время внутреннее строение звезды изменяется коренным образом, что может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к периодическим колебаниям объема звезды: ее оболочка то расширяется, то сжимается (возвращается к своему прежнему объему). Такие периодические колебания переменных звезд называются пульсационными.

Обширный класс очень ярких переменных звезд-гигантов и сверхгигантов классов F и G называется цефеидами . Это пульсирующие переменные звезды, блеск которых плавно и периодически меняется (от 0,5 до 2 звездных величин). Период изменения блеска составляет от нескольких до 70 суток. Название происходит от звезды δ Цефея - одной из наиболее типичных для данного класса переменных звезд.

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется их спектр. По смещению его интенсивности обнаружено, что у цефеид периодически (с периодом изменения блеска) изменяется температура в среднем на 1500 градусов.

Теоретические расчеты и практические наблюдения показывают, что только звезды-гиганты и сверхгиганты проходят через стадию цефеид. Период пульсаций звезды зависит от средней плотности ее вещества и подчиняется следующей закономерности: \ где \(P\) - период пульсаций в сутках, \(\rho\) - средняя плотность (в единицах средней плотности Солнца). Средняя плотность вещества цефеид составляет около \(10^{-2}\:\frac{кг}{м^{3}}\).

Цефеиды с большей массой имеют большую светимость, больший радиус, но меньшую плотность и, соответственно, больший период пульсации, т. е. цефеиды обладают важной зависимостью «период-светимость». Эта зависимость описывается выражением: \(M = -1,25 - 3,00\lg P\), где \(P\) - период изменения блеска в сутках, а \(M\) - средняя абсолютная звездная величина. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звездную величину или светимость звезды. Сравнивая ее с наблюдаемой видимой звездной величиной, можно определить расстояние до цефеиды. Высокая светимость и переменность блеска позволяют обнаруживать цефеиды вплоть до расстояний 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звездных систем.

Цефеиды образно называют маяками Вселенной. К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 800 цефеид.

Другой разновидностью пульсирующих переменных звезд являются звезды типа RR Лиры , имеющие более короткие периоды от 0,2 до 1,2 суток. Практически все звезды этого типа - гиганты спектрального класса A. Они очень быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1-й звездной величины. У этих звезд, как и у цефеид, существует зависимость между периодом и светимостью.

Переменные звезды

Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих -- вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию.

Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины Звездная величина -- характеристика видимого блеска звезд. Коэффициент для определения звездных величин светил равен 2,512. Нуль пункт для системы звездных величин был условно определен по группе звезд в области Полярной звезды, называемых северным полярным рядом. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба -- Сириус -- минус 1.5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова “магнитудо” -- величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с яочень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике Галактика. В отличие от других галактик ее название пишется с заглавной буквы. около 40000, а в других галактиках Галактика -- огромная вращающаяся звездная система.-- более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости Светимость -- полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени., не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды -- звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды -- гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.

Второй класс переменных звезд -- взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые Сверхновые звезды -- самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек., новые Новые звезды -- звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в миллионы раз., повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. переменная звезда спутник

Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее -- они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.

Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство.С течением времени эти газы рассеиваются.

В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.

Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.

К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.

Кривая изменения блеска взезды Алголь. По горизонтали указано время в часах

Схема движения спутника Алголя

В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды изменения блеска затменных двойных -- от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд -- магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период -- светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.

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

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.