«Переменные звезды»

изменяющие по временам свою яркость. Известно в настоящее время около 250 П. звезд. К П. звездам должны быть причислены так называемые новые и пропавшие звезды. Почти все пропавшие звезды являются следствием ошибочных положений звезд, данных в старых каталогах. Яркость П. звезд измеряется фотометрами (см. Фотометрия, Астрофотометрия) или непосредственной глазомерной оценкой путем сравнения с соседними звездами — так называемый способ Аргеландера. Наименьшая разность блеска, которую может оценить глаз, названа Аргеландером степенью (Stufe) и определена в¹/₁₀долю звездной величины. По предложению Аргеландера те П. звезды, которые еще не имели названия, обозначают последними буквами латинского алфавита, начиная с R, например R Hydrae — первая по времени открытия П. звезда в созвездии Гидра, S Hydrae — вторая и т. д. Встречаются звезды со всевозможными периодами, от 20 часов до нескольких лет; амплитуда изменения яркости, в свою очередь, иногда занимает 10 и более звездных величин, иногда же яркость колеблется в пределе нескольких Аргеландеровых степеней. Большинство П. звезд — красного цвета. Звезды типа Альголя (см. ниже) белые. Зеленых и синеватых звезд среди П. совсем нет. П. звезды распределены неравномерно на небе. Большинство их находится на Млечном пути или вблизи его. Следующее деление П. звезд на классы предложено Гузо (Houzeau): 1) П. звезды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается. Судя по дошедшим до нас работам древних астрономов, таких звезд крайне мало или изменения подобного рода незначительны. 2) Звезды с периодическим изменением блеска. а) Звезды с большими периодами и значительными изменениями яркости: тип ο Ceti (первая по времени открытия П. звезда). Изменения яркости этой звезды открыты Фабрициусом в 1596 г. Период определен Фоккенсом (Хольварда) в 1639 г. Гевелиус назвал эту звезду Mira Ceti (Удивительная). Увеличение блеска звезд этого типа происходит значительно быстре, чем его уменьшение. В продолжение большей части периода — звезды сохраняют minimum яркости, и изменения яркости представляются как бы вспышкой. Длина периода, а также и яркость во время maximum'a подвержены большим колебаниям. b) Звезды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Часто замечаются два maximum'a: один несколько ярче, другой слабее. Изменения яркости занимают весь период. Типом может служить β Lyrae, открытая Гудрике в 1784 г. Из других звезд этого класса замечательны δ Cephei, η Aquilae. c) Звезды типа Альголя (β Persei). Этот класс отличается очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Непостоянство блеска Альголя открыто Монтанари в 1667 г., величина периода определена Гудрике в 1782 г. Известны двенадцать звезд типа Альголя (λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni и т. д.). Одна из интереснейших, U Cephei, открыта профессором Церасским в 1880 г. 3) Звезды с неправильными изменениями блеска. Любопытнейшей звездой этого класса является η Argus (невидимая в Европе), яркость которой менялась за последние 100 лет от 6-ой до 1-ой величины. К классу с неправильным нзменением яркости относятся весьма многие переменные звезды. 4) Новые звезды. Прежде слово "новая" принималось в буквальном смысле вновь сформировавшихся звезд. В настоящее время, особенно благодаря спектральным изысканиям, выяснилось полное сходство этих звезд с П. В китайских (Ма-туан-лин) и средневековых европейских летописях занесено много появлений новых звезд, но весьма вероятно, что большинство из них были кометы. Полный список их можно найти в "Космосе" Гумбольдта (т. III). Достоверны следующие появления новых звезд:

-134 Звезда Гиппарха

+389 В созвездии Орла

1572 Звезда Тихо-де-Браге

1600 В созвездии Лебедя

1604 Звезда Кеплера

1670 В созвездии Лисицы.

В течение XVIII столетия не было замечено ни одной новой звезды. 28 апреля 1848 г. Хайнд заметил в созвездии Змееносца новую звезду пятой величины. Она была видна в продолжение месяца невооруженным глазом. Звезда 1866 г., вспыхнувшая в созвездии Северной Короны, замечательна как первая новая звезда, исследованная спектрально. 24 ноября 1876 г. Шмидт в Афинах заметил новую звезду в созвездии Лебедя. Эта звезда была 3-й величины, интенсивно-желтого цвета; пропала для невооруженного глаза через три недели. В настоящее время это — телескопическая звезда 15-й величины. В 1892 г. появилась звезда в созвездии Возничего (Nova или Т Aurigae). Она была замечена 24 января любителем астрономии Андерсоном в Эдинбурге и достигала 5-й величины. Яркость ее падала весьма быстро: 26 апреля она исчезла. Осенью 1892 г. Nova появилась вновь как звезда 10,5 величины, а в настоящее время имеет яркость 14-й величины. Относительно спектров переменных и новых звезд см. Спектры. Главнейшие гипотезы для объяснения П. звезд. По так называемой гипотезе пятен, поверхность П. звезд не однородна, но покрыта пятнами. Вследствие вращения звезды мы видим то светлую, то темную сторону ее. Для объяснения П. звезд большого периода можно допустить периодическую изменяемость этих пятен, аналогичную той, какая проявляется на Солнце. Наше Солнце может быть названо П. звездой с периодом в 11 лет (см. Солнце). Для объяснения особенностей типа Альголя была предложена гипотеза существования спутника, при каждом прохождении которого перед главной звездой происходит ее затмение. Спектральные исследования вполне подтвердили для Альголя и некоторых других звезд эту гипотезу. Локьер предполагает, что два громадных роя метеоритов движутся вокруг общего центра тяжести, причем в периастрии один рой проходит частью сквозь другой. Тогда происходят бесчисленные столкновения отдельных телец, развивается теплота — наступает maximum П. звезд. Эта теория есть, собственно, широкое развитие гипотезы столкновения двух небесных тел, сформулированной еще Ньютоном для объяснения новых звезд. Гипотеза приливных явлений одинаково приложима и к П. звездам, и в узком смысле к новым звездам. Допустим, что чрезвычайно близко от тела раскаленного, но обладающего очень развитой и плотной атмосферой, проходит другое тело значительных размеров. В атмосфере произойдут гигантские приливные явления, и раскаленное ядро, прежде почти или совершенно невидимое, местами обнажится. Это произведет maximum звезды. Приливное действие распространится и на внутренность светила. Произойдут разрывы оболочки ядра, раскаленные массы и газы вырвутся наружу и усилят яркость звезды. При удалении возмущающего тела атмосфера вновь скроет раскаленное ядро. Эта гипотеза не противоречит и спектральному анализу.

Весьма подробное изложение вопроса можно найти: у Plassman, "Die veränderliche Sterne" (Кельн, 1888). Относительно приложений спектрального анализа см. главу о П. и новых звездах у Scheiner, "Die Spectralanalyse der Gestirne" (Лейпциг, 1890; англ. перевод с дополнениями, Frost, 1894). Последние и наиболее полные каталоги П. звезд Chandler напечатаны в "Astronomical Journal". Списки и эфемериды П. звезд печатаются в "Annuaire du Bureau des longitudes" (Paris) и в приложении к журналу "Observatory". Руководством для любителей астрономии может служить статья профессора Глазенапа "О наблюдении переменных звезд" ("Известия Русского астрономического общества", вып. 1-й, 1892).

В. Серафимов.

I

Переме́нные звёзды

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

I. Общие сведения

П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физических характеристиках звезд. Кроме того, свойства П. з. позволяют использовать их для оценки расстояния до звездных систем, в состав которых они входят; они могут служить индикатором типа звездного 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 звезд нашей Галактики, включенных в каталоги, составляет около 40000 (на 1975), ежегодно число известных П. з. увеличивается в среднем на 500—1000. Около 5000 П. з. известно в других галактиках и более 2000 — в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики. П. ч. в пределах каждого созвездия, обозначают латинскими буквами (одиночными от R до Z или комбинациями двух букв) или номерами с буквой V перед ними.

Из звезд, изменяющих свой блеск, легче всего обнаруживаются новые звезды (См. Новые звёзды).Появление на небе и исчезновение новых звезд отмечалось уже в глубокой древности. Наблюдения ярких новых звезд (точнее — сверхновых звезд (См. Сверхновые звёзды)) 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 звездам), стала открытая немецким астрономом Д. Фабрициусом в 1596 звезда ο Кита (Мира); французский астроном И. Бульо в 1667 определил её период изменения блеска, оказавшийся: равным 11 месяцам. В 1669 итальянский учёный Дж. Монтанари открыл переменность блеска β Персея (Алголя). Английский астроном Дж. Гудрайк (1764—86) обнаружил строгую периодичность ослаблении блеска Алголя, открыл и исследовал переменность блеска δ Цефея, а английский астроном Э. Пиготт — ηОрла. Но систематическое изучение П. з. начал Ф. Аргеландер, который в 40-х гг. 19 в. создал методику глазомерных оценок блеска П. з. В 1866 было известно уже 119 П. з. К концу 19 в. было доказано, что переменность Алголя вызывается затмениями яркого компонента более тёмным, и, таким образом, было обнаружено существование так называемых затменных П. з. Тогда же была выдвинута гипотеза (немецким астроном А. Риттер), согласно которой 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 американским астрономом Г. Ливитт зависимость период — светимость позволила Х. Шеплиопределить расстояние до центра Галактики, а Э. Хабблу доказать в 1924, что туманности, подобные туманности Андромеды, являются независимыми звёздными системами, др. галактиками.

В России систематическое 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 фотоэлектрической фотометрии с начала 50-х гг. Современные 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 Государственному 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 астрономических 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 Гарвардские 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 свыше 4000 звёзд этого класса. У одних из них (звезды типа β Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа β 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 обращенной к наблюдателю площади светящейся поверхности звёзд; в некоторых 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 β Персея периоды достигают сотен дней, а у некоторых систем, в состав которых входят сверхгиганты (VV Цефея, ε 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 некоторые из них были отождествлены с космическими источниками рентгеновского излучения. В некоторых 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 (См. Пульсары), эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды (См. Нейтронные звёзды)), входящего в двойную систему. У ряда тесных двойных систем компонентом с излучением в оптическом 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» (См. Чёрная дыра). 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 физических процессов. Физические П. з. делятся на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска; в большинстве случаев они объясняются пульсацией внешних 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, δ Щита и β 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 (например, некоторые цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же она практически отсутствует (у красных неправильных переменных). Всего пульсирующих звёзд известно около 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 величии в фотографических 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 — K0, причём тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растет и светимость цефеид.

Звёзды типа Миры Кита — долгопериодические 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, Ce, 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. типа RR Лиры (короткопериодические 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 δ 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 β Цефея, или, как их часто называют, звёзды типа β Большого Пса,— однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах около 0,1 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы B0 — B3. 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 которым относят быстрые неправильные (так называемые 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 которых 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 4046 Å, 4132 Å. Эти П. з. наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.

П. з. типа 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 несколько минут или десятков минут. Встречаются как в звёздных скоплениях, так и в окрестностях Солнца.

Новые звёзды — это горячие карлики, за несколько дней увеличивающие блеск на 7—15 звёздных величин, а затем в течение нескольких месяцев или лет возвращающиеся к блеску, который 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 несколько десятков лет; возможно, что через сотни или тысячи лет повторяются и вспышки типичных новых звёзд, амплитуды изменения блеска которых обычно гораздо больше.

П. з. типа U Близнецов — звёзды, у которых обычно наблюдаются небольшие быстрые флуктуации блеска. При среднем цикле в несколько 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, которые, подобно П. з. типа UV Кита, обнаруживают молниеносные вспышки, но обладают также и небольшими периодическими изменениями блеска. По-видимому, к этой же группе П. з. относятся и Магнитные звёзды или П. з. типа α² Гончих Псов. Это звёзды спектрального класса А, в спектре которых наблюдаются аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов, изменяющие интенсивность с тем же периодом, что и 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 температуре и химическому 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 свыше 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, отождествленный 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 значительной 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 которой 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 δ 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 (например, цефеиды плоской и сферической составляющей), но их эволюционная история, массы, внутреннее строение резко отличаются.

Изучение пространственно-кинематических характеристик П. з. было одним из главных 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.

Переме́нные звёзды («Переме́нные звёзды»,)

сборники статей, издаваемые Астрономическим советом АН СССР. Основан в 1928 Нижегородским кружком любителей физики и астрономии. С 1946 издаются в Москве (до 1971 как Бюллетень). В сборниках публикуются результаты исследований переменных звёзд, квазаров, рентгеновских источников и др. космических объектов, показывающих явления нестационарности, а также связанные с этими объектами методические и теоретические работы. К началу 1975 вышли 141 номер и 6 приложений к ним.

ПЕРЕМЕННЫЕ звезды - характеризуются переменным блеском. Различают затменные двойные звезды и пульсирующие переменные звезды (цефеиды) с периодическим изменением блеска, эруптивные звезды, пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому).

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды с заметно изменяющимися характеристиками излучения (светимостью, наблюдаемым потоком излучения, спектром и т.п.). Основные типы переменных звезд: затменные, пульсирующие, взрывные (новые звезды - тесные двойные звезды, за несколько суток увеличивающие светимость в сотни тысяч раз, и сверхновые звезды).

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ

- звёзды, меняющиесвой блеск. В ходе эволюции звёзд мощность излучения меняется улюбой звезды, однако медленные эволюц. изменения большинства звёзд не привелик заметному суммарному эффекту за время, охваченное астрофото-метрич. наблюдениямидостаточной точности, и на практике не выявлены. К П. з. причисляют звёзды, <изменения блеска к-рых (в УФ-, видимом или ИК-диаиазоне) могут быть обнаруженыпри совр. точности наблюдений. Иногда делаются попытки проведения различиямежду собственно П. з. и нестационарными звёздами, активность (переменность)к-рых выявляется в осн. по спектральным признакам и ведёт лишь к малозаметнымфотометрич. проявлениям. Поскольку, однако, по мере повышения точностинаблюдений у большинства подобных звёзд обнаруживаются изменения блеска, <проведение грани между П. з. и нестационарными звёздами затруднительно.

П. з. традиционно делятся на затменныеи физические. Затменные П. з. - гравитационно связанные двойные звёзды, ориентация орбит к-рых и размеры компонентов таковы, что для земногонаблюдатели периодически наступают затмения компонентов друг другом. Вомн. тесных двойных звёздах присутствуют газовые потоки и иного рода проявленияактивности, приводящие на фоне затменной переменности к изменениям блесканезатменного характера. По этой причине деление П. з. на затменные и физическиеявляется несколько условным.

В классификации П. з. помимо затменныхвыделены ещё пять больших классов, отличающихся причинами переменности:пульсирующие, взрывные и новоподобные (катаклизмические), эруптивные, вращающиесяи П. з., связанные с мощными источниками космич. рентг. излучения.

Пульсирующие П. з. являются автоколебат. <системами, в к-рых энергия излучения звезды частично преобразуется в энергиюколебаний (см. Пульсации звёзд). Механизмы пульсаций могут несколькоотличаться у разл. типов пульсирующих П. з. К пульсирующим П. з. относятсяцефеиды, звёзды типа RR Лиры, типа Щита, типа Миры Кита и др. Периоды звёздных пульсаций - от неск. с до неск. <лет. До недавнего времени были известны в основном звёзды с радиальнымипульсациями. Различают звёзды, пульсирующие в осн. тоне и в обертонах. <Выявлено немало звёзд, пульсирующих нерадиально, как правило, с малымиамплитудами переменности блеска. Встречаются звёзды, у к-рых одновременновозбуждены неск. мод пульсаций; это особенно характерно для звёзд с нерадиальнымипульсациями.

На Герцшпрунга - Ресселла диаграмме мн. типы пульсирующих П. з. локализованы в пределах проходящей по всейдиаграмме наклонной полосы, наз. цефеидной полосой нестабильности. Звёздыв цефеидной полосе нестабильности находятся на самых разл. стадиях эволюциии могут принадлежать к разным подсистемам Галактики. По светимости они могут относиться к любой последовательности диаграммы Герцшпрунга- Ресселла, от сверхгигантов (цефеиды и др.) до белых карликов (звёздытипа ZZ Кита).

Для цефеид - пульсирующих сверхгигантовплоской составляющей Галактики, периоды к-рых лежат в диапазоне от 1 сутдо неск. десятков сут. существует исключительно важная зависимость междупродолжительностью периода и ср. светимостью. Зависимость "период - светимость"даёт возможность определять расстояния до цефеид. Благодаря высокой светимостицефеид, позволяющей обнаруживать их не только в нашей, но и в др. галактиках, <удалось на основе зависимости "период - светимость" прокалибровать системувнегалактич. расстояний (см. Расстояний шкала).

Большинство взрывных и новоподобных звёздпредставляет собой тесные двойные звёзды, один из компонентов к-рых- белый карлик. В ходе дисковой аккреции газа, перетекающегона белый карлик со спутника, могут создаваться условия для разнообразнойактивности типа вспышек. Поскольку источником газа является атмосфера связаннойс белым карликом нормальной звезды, аккрецируемое вещество богато водородом. <Если накопленный на поверхности белого карлика водород вступит в термоядернуюреакцию, произойдёт мощная вспышка, характерная для новых звёзд. Менеемасштабные вспышки наблюдаются у т. н. карликовых новых (типа U Близнецов),по структуре двойной системы неотличимых от типичных новых звёзд. В качествевозможной причины вспышек карликовых новых рассматривается изменение скоростипоступления вещества в аккреционный диск либо нестабильность диска, ведущаяк изменению скорости поступления вещества через аккреционный диск к поверхностибелого карлика. Симбиотич. П. з. (звёзды типа Z Андромеды) - системы, состоящиеиз гиганта, белого карлика и протяжённой оболочки. У этих звёзд на фоненеправильной (нерегулярной) переменности также нередко наблюдаются большиевспышки. Особое место среди П. з. занимают сверхновые звёзды. Вспышкасверхновой звезды, являющаяся одним из заключит. этапов эволюции звёздс определ. параметрами, в настоящее время представляется единств. видомзвёздной переменности, имеющим непосредств. эволюц. значение.

Эруптивные звёзды меняют блеск из-за нестационарныхпроцессов, происходящих в их атмосферах. Так, видимый блеск звёзд типаR Северной Короны может ослабевать в тысячи раз из-за образования в околозвёздномпространстве графитовых частиц, затмевающих свет звезды для наблюдателя. <Подобная активность этих звёзд связана с необычным хим. составом (избытокуглерода, практически полное отсутствие водорода - обычно самого распространённогоэлемента в звёздных атмосферах). Большую группу эруптивных П. з. составляютмолодые звёзды, связанные с диффузными туманностями, - т. н. орионовыП. з. Те из них, спектры к-рых обладают характерной особенностью (аномальносильными эмиссионными линиями FeI,= 4063, 4132), наз. звёздами типа Т Тельца. Переменность орионовых звёздносит преим. нерегулярный характер, нередко встречаются вспышки либо ослабленияблеска, напоминающие изменения блеска затменных переменных. Замечены иквазипериодич. изменения, связанные с появлением горячих пятен на поверхностивращающихся звёзд. Звёзды типа UV Кита - красные карлики, у к-рых непериодическинаступают вспышки с очень быстрым усилением блеска (зачастую за секунды)и более медленным спадом (см. Вспыхивающие звёзды). П. з. типа UVКита принадлежат к наиб. слабым по светимости звёздам; многочисленностькрасных карликов определяет высокую распространённость П. з. этого типав Галактике. К эруптивным П. з. относятся также и самые яркие сверхгиганты(П. з. типа S Золотой Рыбы), неустойчивые в силу своей высокой светимостии меняющие блеск нерегулярным образом со значит. амплитудами.

Под вращающимися П. <з. понимают звёзды, <меняющие свой видимый блеск при осевом вращении из-за наличия на поверхностипятен, яркость к-рых отличается от яркости соседних участков, либо из-заотличия формы звезды от сферической (в тесных двойных системах - эллипсоидальныхпеременных). "Пятенная переменность" характерна для химически пекулярныхзвёзд, у к-рых появление пятен связано с магн. полями. Крупные тёмныепятна вызывают переменность мн. холодных звёзд (звёзд типа BY Дракона),предельные случаи такой переменности возможны и у более горячих звёзд, <подобных Солнцу.

В отд. класс П. з. выделены оптическипеременные объекты, связанные с сильными источниками космич. рентг. излучения. <Практически все такие источники, отождествлённые в оптич. диапазоне созвёздами, оказываются П. з. Детальная классификация П. з. этого классазатруднена ввиду большого многообразия наблюдаемых явлений, приводящегок высокой степени индивидуальности каждого объекта. П. з. этого классапредставляют собой тесные двойные звёзды, один из компонентов к-рых - компактныйобъект (чёрная дыра, нейтронная звезда или белый карлик).

Нек-рые П. з. могут относиться сразу кнеск. классам. Так, у звёзд типа R Северной Короны помимо больших ослабленийблеска наблюдаются и пульсации. Нек-рые хим. пекулярные звёзды также меняютблеск из-за короткопериодич. пульсаций, наложенных на "пятенную переменность".Весьма характерным является сочетание переменности типа BY Дракона и типаUV Кита, эллипсоидальной переменности и затменной переменности и т. п.

Лит.: Общий каталог переменных звезд, <под ред. П. П. <Холопова, 4 изд., т. 1, М., 1985; Variable stars and stellarevolution, ed. by V. E. Sherwood, L. Plaut, Dordrecht-Boston, 1975; ХолоповП. Н., Классификация переменных звезд в свете современных представленийоб их эволюции, в кн.: Итоги науки и техники. Сер. Астрономия, т. 22, М.,1983; Гофмейстер К., Рихтер Г., Венцель В., Переменные звезды, пер. с нем.,М., 1990.

Н. Н. Самусь.