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 до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с очень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике около 40000, а в других галактиках- 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, 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, новые, 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.

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.

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.

Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. К периодическим переменным звездам относятся, например, затменные переменные звезды, которые, как вы знаете, предоставляют собой двойные системы. Однако, в отличие от них, известны десятки тысяч одиночных звезд, блеск которых меняется вследствие происходящих на них физических процессов. Такие звезды называются физическими переменными. Их открытие и исследование показали, что многообразие звезд проявляется не только в том, что звезды отличаются друг от друга массами, размерами, температурами, светимостями и спектрами, но и в том, что некоторые из этих физических характеристик не остаются неизменными у одних и тех же звезд.

Цефеиды

Цефеиды – это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд.

Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а в близи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа смещений линий в спектрах цефеид на основе эффекта Доплера.

С движением фотосферы звезды, а значит, и с изменением ее размеров мы встречаемся впервые. В самом деле, у Солнца и других подобных ему звезд размеры практически не меняются. Следовательно, в отличие от таких стационарных звезд, цефеиды – нестационарные звезды. Цефеиды – это пульсирующие звезды, которые периодически раздуваются и сжимаются. В процессе пульсации цефеиды изменяется и температура ее фотосферы. Самую высокую температуру звезда имеет в максимуме блеска.

Между периодом пульсации долгопериодических цефеид и светимостью этих звезд существует зависимость, получившая название “период-светимость” Если из наблюдений известен период изменения блеска цефеиды, то, пользуясь зависимостью “период - светимость”, можно определить ее абсолютную звездную величину, а тогда по формуле легко вычислить расстояние до цефеиды, зная из наблюдений ее видимую звездную величину. Так как цефеиды относятся к звездам-гигантам и сверхгигантам (т.е. тем, которые имеют огромные размеры и светимости), то они видны с больших расстояний. Обнаруживая цефеиды в далеких звездных системах, можно определить расстояние до этих систем.

Цефеиды не принадлежат к числу редко встречающихся звезд. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому изучение цефеид важно для понимания эволюции звезд.

Другие физические переменные звезды

Цефеиды – это лишь один из многочисленных типов физических переменных звезд. Первая переменная звезда была открыта в 1596 г. в созвездии Кита (Мира Кита, или Удивительная Кита). Это не цефеида. Ее колебания блеска происходят с периодом около 350 д, причем блеск в максимуме достигает 3 m , а в минимуме 9 m . Впоследствии было открыто много других долгопериодических звезд типа Миры Кита.

Преимущественно это “холодные” звезды – гиганты спектрального класса М. Изменение блеска таких звезд, по-видимому, связанно с пульсацией и периодическими извержениями горячих газов из недр звезды в более высокие слои атмосферы.

Далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или даже неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерность в изменении блеска.

В далекие древние времена люди часто обращали свой взор к звездам. Изучали этот загадочный мир философы и звездочеты, жрецы и мудрецы. Как вы думаете, откуда мы знаем так много созвездий? Еще в древности люди заметили, что звездное небо практически неизменно, а сами звезды не меняют своего блеска. Так и начали наши предки считать, что небесный мир неизменен, а наш, земной постоянно изменяется. Наверно поэтому все боги всех религий и мировоззрений обитали либо на небе либо в созвездиях. В созвездиях увековечивали могучих животных, мифических героев, царей. Но иногда появлялись «нарушители», это очень яркие звезды, которые внезапно вспыхивали, а потом, после некоторого промежутка времени исчезали. Это были новые звезды. И явление это было не столь частым. А ученые того времени называли их не настоящими. То, что в старину называли новыми звёздами, сейчас относят к одной из двух важных разновидностей переменных: новым либо сверхновым. Вплоть до XVI в. никаких других переменных звёзд ученые не знали. Существует, правда, легенда, что название звезды Персея - Алголь (араб. – «звезда дьявола») - появилось из-за якобы замеченной древними арабами (и хорошо известной сегодня) её переменности.

В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус открыл новую звезду 2-й звёздной величины в созвездии Кита. Он некоторое время следил за ней, и, как обычно, новая бесследно исчезла. Но неожиданно в 1609 г. Фабрициус опять нашёл её на небе! Так впервые была обнаружена переменная звезда, которая очень сильно меняла свой блеск: иногда становилась невидимой для невооружённого глаза, иногда вспыхивала вновь, но не пропадала навсегда. Интересно, что в промежутке между двумя открытиями Фабрициуса, в 1603 г., эту звезду наблюдал другой немецкий астроном Иоганн Байер, автор первого полного звёздного атласа неба. Он не заметил переменности, зато нанёс звезду на карту своего атласа под именем Омикрон Кита. Другое её название Мира Кита, или просто Мира (лат. «удивительная»).

Итак, переменные звезды – это звёзды, блеск которых меняется До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. Поэтому в каталоги переменных звезд включают все звезды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд (примечательно, что около 10 тыс. из них открыл один человек – немецкий астроном Куно Хофмейстер), и это число очень быстро растёт благодаря современным точным методам наблюдений. Количество переменных звёзд, обнаруженных в других галактиках, достигает десятков тысяч.
Основные типы переменных звезд

Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них - пульсирующие звёзды , яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат звёзды типа Миры , или мириды , - красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет. Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды , названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдает ее. Звезда периодически сжимается, разогреваясь и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звездным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цeфеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Физику пульсаций цефеид впервые успешно объяснил в 50-е гг. советский ученый С. А. Жевакин.

Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период-светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются. Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период-возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики.

Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать. Навсегда ли – покажет будущее.

Кроме цефеид и мирид есть немало других типов пульсирующих звёзд. Некоторые из них в противоположность цефеидам принадлежат к самым старым представителям звёздного населения. Так, пульсирующие переменные типа RR Лиры во множестве встречаются в шаровых звёздных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.

Пульсирующая звезда в определённом смысле подобна колеблющемуся пружинному маятнику: аналогом жёсткости пружины при этом является средняя плотность вещества звезды. Звёзды эволюционируют: меняются их размеры, а, следовательно, и средняя плотность. Всё это отражается на частоте колебаний «звёздной пружины». Систематически измеряя блеск пульсирующей звезды, нетрудно с высокой точностью определить период колебаний. По изменению периода можно понять, какой этап переживает звезда.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые взрывные (или катаклизмические ) звёзды - пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превосходит их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоев менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ – белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды. В видимой области спектра блеск при этом возрастает не менее чем на 6 звёздных величин, а иногда и гораздо сильнее (вспыхнувшая в 1975 г. новая V 1500 Лебедя увеличила свой блеск примерно на 19 звёздных величин!). Полная продолжительность вспышки новой - порядка года и больше.

Но и без столь бурных процессов тесная двойная система может быть интересной переменной звездой. Перетекающее вещество не сразу падает на поверхность белого карлика. Если он не обладает сильным магнитным полем, газ образует вокруг белого карлика диск. Этот диск нестабилен, вследствие чего у звезды могут отмечаться вспышки, только менее масштабные, чем у новых, и гораздо меньшей продолжительности (обычно несколько суток от возгорания до затухания). Такие переменные называют карликовыми новыми или переменными типа U близнецов . Если же у белого карлика сильное магнитное поле, вещество падает на звезду в области полюсов и характер переменности становится ещё сложнее.

При внешнем сходстве со вспышкой новой явление сверхновой звезды имеет совсем иную природу: вероятно, это один из последних этапов жизни звезды, когда она катастрофически сжимается, лишившись основных источников термоядерной энергии.

Если в двойной системе, подобной новым или карликовым новым звёздам, вместо белого карлика находится нейтронная звезда пли чёрная дыра, система тоже может наблюдаться как переменная звезда, и при этом она окажется сильным источником рентгеновского излучения. Открыв новый рентгеновский источник, астрономы нередко находят в той же области неба переменную звезду в оптическом диапазоне, а затем им удастся доказать, что именно она испускает рентгеновские лучи. Изучая белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры в системах переменных звёзд, астрофизики исследуют вещество в состояниях, которые невозможно воспроизвести в физической лаборатории.

Особая группа переменных - самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Такие звёзды впервые обнаружил в XIX в. русский астроном Отто Васильевич Струве в огромном комплексе вокруг туманности Ориона, поэтому их стали называть орионовыми переменными . Нередко они именуются и переменными типа Т Тельца , по одной из известных молодых переменных звёзд. Орионовы переменные часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Мы знаем всего два-три десятка звёзд, принадлежащих к интересному типу R Северной Короны , характерный признак которого, образно говоря «вспышки наоборот». Звезда, давшая название этой разновидности переменных, иногда неожиданно падает в блеске на несколько (до восьми) звёздных величин, а потом медленно, в течение недель или даже месяцев, восстанавливает яркость. Атмосферы таких звёзд имеют необычный химический состав: в них практически отсутствует самый распространённый во Вселенной элемент - водород, зато много гелия и углерода. Предполагается, что углерод конденсируется в потоках вещества, истекающего с поверхности звезды, образуя сажу, которая и поглощает излучение. У некоторых звёзд типа R Северной Короны зарегистрированы также пульсации с периодами в десятки суток.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды (разумеется, здесь рассмотрены далеко не все их разновидности). Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая затменная переменная звезда – Алголь. В этой системе компоненты не слишком близки между собой, поэтому их форма мало искажена взаимодействием - они почти шарообразны. Переменные, подобные Алголю, практически не меняют блеска, пока не наступит затмение. Обнаружить такую переменность непросто, ведь продолжительность затмения обычно невелика по сравнению с интервалом времени, когда блеск звезды постоянен. Но встречаются и другие затменные переменные. Их компоненты имеют форму вытянутых эллипсоидов - столь сильно притяжение каждого из них влияет на соседа. При орбитальном вращении таких тел блеск меняется непрерывно, и довольно трудно определить, в какой момент начинается затмение.

Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной. На некоторых холодных карликовых звёздах пятна подобны солнечным, но, поскольку они занимают большую часть диска, переменность при осевом вращении становится вполне заметной.

У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна. Ещё труднее обнаружить её с Земли - Солнце слишком яркое. Однако для человека Солнце - самая важная звезда, от которой зависит жизнь на нашей планете, поэтому и внимание к нему особое. Специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне может считаться слабой пятнистой переменной звездой. Небольшая переменность Солнца наблюдается и с периодом, равным одиннадцатилетнему циклу солнечной активности.

Очень часто геометрическая переменность сочетается с физической. Так, многие красные карлики - пятнистые переменные и в то же время принадлежат к одному из самых распространённых типов физически переменных - вспыхивающим звёздам. Вспышки таких звёзд похожи на некоторые виды солнечных вспышек, только гораздо мощнее. Иногда во время вспышки, длящейся считанные минуты, блеск звезды возрастает на несколько звёздных величин. (Напомним, что разница в одну звёздную величину означает отличие освещённости примерно в 2,5 раза.) Представьте себе, что было бы, если бы при солнечных вспышках на Землю приходило вдвое больше света, чем обычно!

Переменными не считаются звёзды, блеск которых меняется вследствие микролинзирования или затмения малыми планетами Солнечной системы, т. е. явлений, не связанных с процессами в самой звезде.

Любительские наблюдения переменных звезд

Современные методы научных исследований очень сложны, чтобы правильно их использовать, нужна многолетняя специальная подготовка. Без неё невозможно создать новую физическую теорию или грамотно поставить эксперимент. Наука стала почти на сто процентов профессиональной. Однако в области изучения переменных звёзд и сейчас, в XXI в., существует обширное поле деятельности для любителей астрономии. Держать в поле зрения каждую из десятков тысяч переменных звёзд профессиональные астрономы пока не в состоянии. Такая возможность появится, вероятно, только после организации автоматического слежения за всем звёздным небом с оперативной обработкой информации на мощных компьютерах. Пока же астрономы-любители (многие из которых объединены в ассоциации) наблюдают множество переменных звёзд, преимущественно ярких, и сообщают астрономическим научным учреждениям ценные сведения об изменениях их блеска.

Ассоциация эффективно взаимодействует с профессиональными астрономическими учреждениями. Например, астрономы поручали её членам проследить, когда у определённой карликовой новой произойдёт вспышка, чтобы, получив сообщение об этом, немедленно начать наблюдения на больших телескопах. Неоценим вклад любителей астрономии в наблюдения переменных типа Миры Кита, которые ведутся ими на протяжении десятилетий. Результаты публикуются в изданиях Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд и других подобных объединений.

Нередко астрономам-любителям удаётся первыми заметить вспышки новых звёзд. Здесь наибольший успех в последнее время выпадает на долю японских наблюдателей, тоже объединённых в ассоциацию. Пользуясь электронной почтой, они поддерживают постоянную связь, помогают друг другу проверить возможные открытия, оперативно извещают профессионалов. А протестантский священник Р. Эванс из Австралии сумел запомнить облик окрестностей большого числа близких галактик, чтобы, наводя на них телескоп, проверять (даже без помощи звёздной карты), не вспыхнули ли в этих галактиках сверхновые звёзды. Так ему удалось открыть десятки сверхновых.

Любительские наблюдения переменных звёзд проводятся и в России и в Украине, где имеются свои объединения любителей (некоторые наши соотечественники участвуют и в работе Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд). О наиболее интересных результатах они сообщают институтам, занимающимся этими вопросами.

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 звёзды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых меняется. Звезды бывают затменно-переменными и физически переменными. В первом случае сама звезда свой блеск не меняет, просто одна звезда при движении закрывает другую и наблюдатель видит изменение блеска звезды. К этим звездам относится Алголь (созвездие Персея).

Физическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных, а также пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому). Сейчас известно десятки тысяч физически переменных звезд.

Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальные обозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg)

А теперь рассмотрим все известные классы физически переменных звёзд.

Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). К цефеидам принадлежит Полярная звезда. Уже давно открыли, что она меняет свой блеск в довольно незначительных пределах.

Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики.

Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьма различны (от суток до нескольких десятков суток).

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500°.

В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическое изменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторону происходит в минимуме, а в синюю - в максимуме блеска. Таким образом, периодически меняется и радиус звезды.

Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественно вблизи основной плоскости пашей звездной системы - Галактики. Цефеиды, встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующие звезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы.

Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.

Период механических колебаний звезды типа Солнца оказывается около трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации с периодами меньше 2- 3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания.

В настоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних слоев.

Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, в котором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементы практически полностью ионизованы). Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия. слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из- за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.

Для осуществления этого механизма необходимо, чтобы на определенной глубине под поверхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигалась температура, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только у звезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. В итоге пульсации возможны только у определённых звезд.

Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массой и светимостью, то в силу соотношения следует ожидать существования и зависимости между периодом и светимостью.

Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к нам звездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что все изученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид.

Основной трудностью определения нуль- пункта этой зависимости является то, что расстояния ни до одной из известных цефеид не удается определить тригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежными косвенными методами.

Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной у цефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяют расстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иные методы.

Кроме цефеид, существует еще несколько типов пульсирующих переменных звезд. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры , прежде называвшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик с обычными цефеидами. Звезды типа RR Лиры - гиганты спектрального класса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чем в сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины.

Интересным типом пульсирующих переменных является небольшая группа звезд типа b Цефея (или типа b Большого Пса), принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В (в среднем класс В2-3). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела они расположены справа от верхней части главной последовательности. По характеру переменности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры, отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины, не более 0,2m. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и у цефеид, наблюдается зависимость периода от светимости. Кривые изменения лучевых скоростей часто оказываются меняющимися по фазе, форме и амплитуде.

Помимо пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует ряд типов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них выделяются звезды типа RV Тельца , у которых изменения светимости характеризуются чередованием глубоких и мелких минимумов, происходящим с периодом от 30 до 150 дней и с амплитудой от 0,8 до 3,5 звездных величин. Звезды типа RV Тельца принадлежат к спектральным классам F, G или К. У многих из них вблизи эпохи максимума в спектре появляются яркие эмиссионные линии, а около минимума - полосы поглощения титана. Это говорит о том, что спектр звезд типа RV Тельца сочетает признаки как ранних спектральных классов горячих звезд, так и поздних холодных. Звезды типа RV Тельца - промежуточное звено между цефеидами и другими типами пульсирующих переменных.

Звезды типа m Цефея принадлежат к спектральному классу М и называются красными полуправильными переменными. Они отличаются иногда очень сильными неправильностями изменения светимости, происходящими за время от нескольких десятков до нескольких сотен суток.

Рядом с полуправильными переменными на диаграмме спектр-светимость располагаются звезды класса М , в которых не удается обнаружить повторяемости изменения светимости (неправильные переменные). Ниже их находятся звезды с эмиссионными линиями в спектре плавно меняющие свою светимость за очень большие промежутки времени (от 70 до 1300 дней) и в очень больших пределах (до 10m). Замечательной представительницей звезд этого типа является "омикрон" (o) Кита, или, как ее иначе называют, Мира (Дивная). Её открыл немецкий астроном Д. Фабрициус. В 1596 г. она была видна на небе, затем исчезла и появилась только в 1609 г.

По звезде Мира весь этот класс звезд называют долгопериодическими переменными типа Миры Кита или миридами. Мириды - пульсирующие звезды, яркость которых меняется из- за колебаний размеров. В спектрах этих звезд всегда присутствуют эмиссионные линии водорода (в максимуме) или металлов (перед минимумом). Длина периода у долгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения в пределах от 10% в обе стороны.

Рассмотренные группы пульсирующих переменных образуют единую последовательность звезд с увеличивающейся продолжительностью периода (или цикла) пульсации. Особенно наглядно эта последовательность выступает, если учесть количество звезд различных типов с данным значением периода, содержащихся в определенном объеме пространства. Большинство пульсирующих переменных имеет периоды, близкие к значениям 0d,2 (тип RR Лиры), 0d,5 и 5d (цефеиды), 15d (разновидность цефеид - звезды типа W Девы), l00d (полуправильные) и 300d (долгопериодические переменные). Все эти звезды
относятся к гигантам, т.е. согласно современным представлениям об эволюции звезд, к объектам, прошедшим стадию пребывания на главной последовательности.

Дальнейший путь эволюции соответствует перемещению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо. При этом все звезды верхней части главной последовательности должны пересечь полосу нестабильности, упоминавшуюся выше, а массивные звезды пересекают ее дважды и задерживаются на ней дольше.

Помимо неустойчивости, характерной для цефеид, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, возможно, существуют и другие области неустойчивости, соответствующие остальным пульсирующим переменным. Таким образом, пульсации, скорее всего, закономерное явление, отличающее некоторые этапы эволюции звезд.

Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными .

Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь.

Наиболее молодыми звездами, по- видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F- G, с эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы. Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона.

Очень похожи на них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам от В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно, что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжении часа.

Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по- видимому, является причиной хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самые молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более молодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака.

Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса- час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами. Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.

Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В, преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам. Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на 0,1m-0,2m, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны, по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Be-звезд порядка 10M¤. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.

Звезды типа Вольфа-Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группу звезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем их абсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не превышает 200. Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации (Н, 1 Не, 2 He, 3 С, 3 N, 3 О и т.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Её источником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000 К! Световое давление столь горячего излучения, по- видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренного движения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодые объекты, часто двойные системы.

Наряду с процессами сжатия или расширения блеск звезды может меняться из- за того, что на поверхности образуются темные и светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к наблюдателю то светлой, то темной стороной. На некоторых звездах темные пятна занимают большие площади, поэтому переменность становится заметной. На Солнце количество темных пятен тоже периодически возрастает. Установлено, что при прохождении темных пятен на видимом диске Солнца на Землю поступает меньше света. Так что Солнце можно считать пятнистой переменной звездой.

Новые звезды. Термин «новая» звезда вовсе не означает появления вновь возникшей звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд. Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7- 8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимая звездная величина уменьшается на 10m- 13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает 8,5m. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А- F.

Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звезд.

Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая новая называется повторной. У повторных новых звезд, как правило, возрастание светимости несколько меньше, чем у типичных новых.

После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность.

Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления на несколько этапов. Начальный подъем блеска происходит очень быстро (2- 3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъем). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездные величины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три звездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падение светимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению. Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звезда приобретает ту же светимость, что и до вспышки.

Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей в звезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких- либо внешних факторов.

Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентами тесных двойных систем, к которым принадлежат все такие звезды. В паре одна звезда, как правило, звезда главной последовательности, вторая - белый карлик. Нормальная звезда сильно деформируется воздействием белого карлика. Плазма из нее начинает перетекать на белый карлик, образуя вокруг него светящийся диск. По мере падения вещества на белый карлик возникает слой газа с высокой температурой и плотностью, столкновения протонов вызывают термоядерную реакцию. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки. Свечение оболочки наблюдатель видит как вспышку новой звезды. Общее количество энергии, выделяющейся при вспышке новой, превышает 10 45 -10 46 эрг. Солнце излучает столько энергии за десятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядерной энергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает только поверхностные слои.

Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой 10 -4 -10 -5 M¤. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от нескольких сотен до 1500-2000 км/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех наиболее близких к нам новых звезд.

На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочки возрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоев звезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F. Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастает вследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтому незадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта.

На этом этапе спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А или F (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важной особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг линий поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающего вещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду. В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этой стадии.

В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главный спектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующую скорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана с тем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно, прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутся гораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, очень широкие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образом водороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектра от соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главного спектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочка становится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающие всевозможными скоростями.

Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляется диффузно- искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водорода и ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровой спектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. В дальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный для горячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионова спектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой с увеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячих слоев.

К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионов достигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, на фоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосами поглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые в спектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Это свидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.

Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже -21m. Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионов раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 10 48 -10 49 эрг, что в тысячи раз более, чем для новых.

Сверхновые звезды образуются в результате взрыва звезды, когда большая часть ее массы разлетается со скоростью до 10 000 км/сек, а остаток сжимается в сверхплотную нейтронную звезду.

Фотографически зарегистрировано около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Сверхновые звезды являются финалом жизни звезд, которые по массе в 8-10 раз больше Солнца, они рождают нейтронные звезды и обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами.

По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалось установить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболее интересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г., вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскими астрономами в виде внезапно появившейся "звезды- гостьи", которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем.

Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнее датским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звезды в созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая свою светимость, стала казаться ярче Венеры.

Вскоре её излучение начало постепенно ослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности и небольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженным глазом.

В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездии Змееносца. Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своим масштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром.

По характеру спектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.

Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Через полгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить со спектром нейтрального кислорода.

У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения, отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.

Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые в нескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд I типа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Форма эмиссионных линий этой туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Современные размеры туманности таковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад, т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени и местоположению Крабовидной туманности со "звездой- гостьей", описанной в китайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездии Тельца является результатом вспышки сверхновой.

Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей:

1) более 80% видимого излучения приходится на непрерывный спектр;

2) в белом свете она имеет аморфный вид;

3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиями ионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельными волокнами;

4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманности почти полностью;

5) Крабовидная туманность является одним из самых мощных источников радиоизлучения в нашей Галактике.

Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовидной туманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. начали возникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромными кинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся со скоростями, близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаются и в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так и в радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такое излучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.

Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены также в местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики.

До последнего времени оставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовидной туманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то, что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал проясняться только после того как были открыты совершенно новые объекты.

Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом четких импульсов. Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 с, в то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 с. В настоящее время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто возрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловую природу. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся в пределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике.

Наиболее замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, в точности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности. Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды также меняется с тем же периодом. В импульсе звезда достигает 13m, а между импульсами она не видна. Такие же пульсации у этого источника испытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышает мощность оптического излучения.

Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, как Крабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз теми объектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласно современным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделением огромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, после того как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.

Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной звезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этом случае при массе порядка 2M¤ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной (до 10 6 т/см 3), а вращение звезды в силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду. На поверхности нейтронной звезды нейтроны распадаются на протоны и электроны. Сильное поле разгоняет электроны до скорости, близкой к скорости света, и они вылетают в космическое пространство. Электроны покидают звезду только в районах магнитных полюсов, где магнитные силовые линии выходят наружу. Если магнитная ось звезды не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Так что название пульсар не совсем правильно: звезды не пульсируют, а вращаются.

У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за 10 3 -10 7 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля, связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит в излучение. Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающие резкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере её остывания.

Кроме радио- пульсаров открыты т.н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звёздные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или чёрную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.

Очень интересными переменными звёздами являются похожие на пульсары источники рентгеновского излучения. Некоторые из них на самом деле являются пульсарами, другие - остатками вспышек сверхновых звезд. В этом случае причиной свечения является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.

Но основная часть галактических источников рентгеновского излучения принадлежит к особому классу объектов звездной природы, которые часто называют рентгеновскими звездами. Наиболее замечательным типичным их представителем является упоминавшийся источник Скорпион Х-1. Из постоянно излучающих он оказался самым ярким: в диапазоне 1-10 Aring; поток излучения от него в среднем составляет 3 10 -7 эрг/см 2 , т.е. столько же, сколько в оптической области дает звезда 7m. Рентгеновская светимость его достигает 10 37 эрг/с, что в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца.

Важной особенностью рентгеновских звезд является переменность их излучения. У источника Скорпион Х-1, отождествленного с переменной звездой 12-13m, вариации потока рентгеновского и оптического излучений никак не связаны друг с другом. В течение нескольких дней оба могут испытывать флуктуации в пределах 20%, после чего наступает активная фаза - вспышки, длящиеся по нескольку часов, во время которых потоки меняются в 2-3 раза. При этом существенное изменение уровня излучения порой наблюдается за промежуток времени порядка 10 -3 сек, так что размеры источника не могут превосходить 0,001 световой секунды (определяемой по аналогии со световым годом), т.е. 300 км. Это говорит о том, что источниками рентгеновского излучения должны быть необычайно компактные объекты, возможно, типа нейтронных звезд, как в случае пульсаров, с которыми отождествляются некоторые рентгеновские звезды.

У ряда рентгеновских звезд, например, у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3, обнаружена строгая периодичность вариаций потока рентгеновского излучения, доказывающая, что источник является компонентом двойной системы. Свыше десятка источников отождествлены со звездами, переменность которых указывает на их принадлежность к тесным двойным системам. Следовательно, рентгеновские звезды, - скорее всего, тесные двойные системы, в которых один из компонентов - оптическая звезда, а другой - компактный объект, находящийся в завершающей стадии своей эволюции. Чаще всего предполагают, что это нейтронная звезда, хотя в некоторых случаях не исключена возможность белого карлика или даже черной дыры.

Причиной возникновения мощного рентгеновского излучения должно быть падение на компактный объект (например, нейтронную звезду) облаков и струй газов, перетекающих из оптического компонента тесной двойной системы. В случае чрезвычайной компактности нейтронной звезды скорость падения газов в этом процессе, называемом аккрецией, может достигать 100 000 км./с, т.е. трети скорости света! При падении на нейтронную звезду кинетическая энергия газов будет превращаться в рентгеновское излучение. Важную роль при этом играют сильные магнитные поля нейтронной звезды.

Помимо постоянно наблюдаемых источников рентгеновского излучения ежегодно обнаруживается до десятка вспыхивающих объектов, по характеру явления напоминающих новые звезды. Светимость таких новоподобных источников рентгеновского излучения быстро возрастает за несколько дней. В течение 1-2 месяцев они могут оказаться самыми яркими участками на "рентгеновском" небе, порой в несколько раз превосходящими по потоку излучения ярчайший постоянный источник Скорпион Х-1. Некоторые из них во время вспышек оказываются рентгеновскими пульсарами, отличающимися очень длинными периодами (до 7 минут). Природа этих объектов, а также возможная их связь с новыми звездами пока не известны.