Переменные звёзды
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 - η
Орла. 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. Шепли
определить расстояние до центра Галактики, а Э. Хаббл у 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 α
2 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 10 6 -10 7 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.
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. Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия
.
1969-1978
.
Переменные звезды
Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих -- вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию.
Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины Звездная величина -- характеристика видимого блеска звезд. Коэффициент для определения звездных величин светил равен 2,512. Нуль пункт для системы звездных величин был условно определен по группе звезд в области Полярной звезды, называемых северным полярным рядом. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба -- Сириус -- минус 1.5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова “магнитудо” -- величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с яочень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике Галактика. В отличие от других галактик ее название пишется с заглавной буквы. около 40000, а в других галактиках Галактика -- огромная вращающаяся звездная система.-- более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости Светимость -- полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени., не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды -- звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды -- гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.
Второй класс переменных звезд -- взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые Сверхновые звезды -- самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек., новые Новые звезды -- звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в миллионы раз., повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. переменная звезда спутник
Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее -- они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.
Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство.С течением времени эти газы рассеиваются.
В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.
Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.
К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.
Кривая изменения блеска взезды Алголь. По горизонтали указано время в часах
Схема движения спутника Алголя
В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды изменения блеска затменных двойных -- от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд -- магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период -- светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Что такое переменные звезды?
В отличие от Луны с переменностью ее фазы или планет, движущихся на фоне звезд, сами звезды в античное время считались постоянными и неподвижными, в отличие от суетливой жизни на Земле. Время от времени хроники регистрировали появление "звезды-гостьи", которую бы в наше время назвали "Новой" или "Сверхновой", что свидетельствовало, что и в звездном мире не все так постоянно. Однако, современное представление о различных типах переменных звезд было заложено открытием в 1596г. Фабрициусом звезды, названной "Мира" (т.е. "удивительная") Кита, которая показывала периодичекое появление и исчезновение, а также периодических ослаблений блеска у звезды Алголь (бета Персея), открытых первоначально Монтанари, а потом переоткрытых в 1782 году Джоном Гудрайком и интерпретированных им затмениями одной звезды другой.
"Переменной называется звезда, которая показывает изменение своих характеристик за время ее исследований на заданном уровне точности". Это определение показывает не только факт переменности звезды, но и субъективные условия ее наблюдения. Амплитуда изменения блеска для разных звезд находится в диапазоне от тысячных звездной величины до двадцати звездных величин, а характерное время изменения блеска составляет от долей секунды до тысяч лет. Исходя из современных представлений о структуре звезд, все звезды эволюционируют, меняют свои характеристики со временем. Однако, по "презумпции невиновности", "пока не доказана вина"="не подтверждена переменность", звезда переменной не считается и в Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) не заносится. В настоящее время в ОКПЗ занесено около 43 тысячи переменных звезд, еще примерно впятеро больше содержится в других каталогах (VSX и др.). Однако, пока не будет подтверждены факт и тип их переменности, они считаются "заподозренными в переменности" и не имеют собственного названия.
Причин изменений блеска очень много. Основные группы - это физически переменные звезды (характеристики которых меняются, например, эруптивные и пульсирующие) и геометрически переменные - т.е. системы с несимметричной диаграммой направленности излучения, которые поворачиваются к наблюдателю в результате вращения (затменные двойные системы, незатменные системы с асимметричными компонентами). К последним, относят и звезды, периодически затмеваемые экзопланентами. В этом случае неуместно говорить "затменная двойная звезда", но вполне правильно "затменная двойная система".
Различные причины переменности приводят к различным наблюдательным проявлениям, т.е. кривым блеска (зависимость звездной величины от времени, а для периодических звезд - от фазы). Поэтому была разработана официальная система классификации, принятая в ОКПЗ. В настоящее время в ОКПЗ принято 79 типов и подтипов переменности. Классификация и описание приведены в книге: Н.Н.Самусь "Переменные звезды".
Естественно, с обнаружением новых звезд становятся известными все новые и новые объекты, которые со временем могут стать "прототипами" новых типов. Поэтому часто типы называют по имени звезд (напр., "мирида" = звезда типа Миры Кита, "лирида" = звезда типа RR Лиры, "цефеида" = звезда типа дельта Цефея) или двойственно, например, "карликовая новая" = звезда типа U Близнецов, "поляр" = звезда типа AM Геркулеса, "промежуточный поляр" = звезда типа DQ Геркулеса, "рентгеновский пульсар" = звезда типа HZ Геркулеса, "вспыхивающая" = звезда типа UV Кита и т.д.
Систему классификации ОКПЗ можно сравнить со справочником или учебником - изменения в нее вносятся после того, как в отдельных статьях или группах статей обосновывается необходимость введения новых типов. Например, в очереди на рассмотрение "асинхронные поляры" = звезды типа BY Жирафа, "магнитные карликовые новые" = звезды типа DO Дракона, "импакторы" = звезды типа V361 Лиры и др.
Зачем наблюдать переменные звезды?
Вселенная является лабораторией, в которой происходят все возможные процессы, которые разрешены законами Природы. Не имея возможности проводить эксперименты в космических масштабах, ученые наблюдают планеты, звезды и звездные системы. Такие исследования позволяют не только уточнять имеющиеся физические модели, но и обобщать их при экзотически гигантских расстояниях, давлениях, плотностях, температурах. Список астрономических открытий, которые привели к внедрению в навигацию, науку и технику, огромен. Астрономия, математика и физика и ряд других наук находятся на переднем крае естествознания, взаимно дополняя и обобщая друг друга.
Переменные звезды - одни из наиболее интересных классов космических объектов, которые находятся на активных стадиях эволюции, и потому проявляют действие большего числа физических законов в разных комбинациях.
Их необходимо систематически наблюдать на протяжении десятилетий для того, чтобы изучать историю их поведения. Однако, число переменных звезд значительно превышает количество профессиональных астрономов и тем более количество телескопов. Кроме того, трудно представить столетия наблюдений какого-либо объекта одним из астрономов на одном телескопе.
Таким образом, астрономы-любители вносят реальный и весьма полезный вклад в науку своими визуальными, фотографическими, фотоэлектрическими и ПЗС наблюдениями переменных звезд. Эти данные важны для анализа поведения переменных звезд, планирования наблюдений некоторых звезд с наземных и космических обсерваторий, компьютеризированных теоретических моделей.
Исследование переменных звезд очень важно для исследования характеристик звезд и их эволюции. Часть этой информации было бы трудно или невозможно получить другими методами. Во многих случаях характер переменности (часто состоящей из нескольких компонент) позволяет выбрать между моделями.
Переменные звезды продолжают играть важную роль в нашем понимании Вселенной. Вспышки Сверхновых приводят к обогащению тяжелыми элементами межзвездного пространства, что позволяет образовываться планетам с твердыми оболочками. Вряд ли жизнь могла бы образоваться, если бы в протозвездном облаке не было элементов тяжелее водорода и гелия. Но и взрывы очень близких Сверхновых вблизи Солнечной системы могут катастрофически повлиять на жизнь на Земле. Наблюдения Сверхновых привели нас к осознанию того, что расширение Вселенной ускоряется, а не замедляется, как можно было ожидать.
Новые звезды показывают регулярные вспышки с интервалом от десятков до сотен тысяч лет, что объясняется термоядерными взрывами в их атмосферах по мере накопления падающего на них вещества, богатого водородом. Затменные двойные звезды являются наилучшими лабораториями для определения не только температур, но и масс и радиусов. Цефеиды сыграли важную роль в определении расстояний до далеких галактик и определения возраста Вселенной. Переменные звезды типа Миры Кита дают нам возможность заглянуть в будущее развитие нашей собственной звезды, Солнца. Аккреционные диски катаклизмических переменных помогают нам понять поведение дисков на еще больших масштабах, как и процессы внутри ядер активных галактик с сверхмассивными черными дырами. Даже поиск внеземной жизни связан с исследованием переменных звезд. Транзиты внесолнечных планет помогают понять процессы образования планет и самой жизни. А, как мы знаем, тяжелые химические элементы, необходимые для жизни, возникают при термоядерных реакциях в ядрах звезд.
Что и как наблюдать?
В предыдущих выпусках "Одесского Астрономического Календаря" были приведены карты окрестностей ярких переменных звезд, доступных для любительских наблюдений в бинокль или небольшой телескоп. Методы их визуальных и фотографических наблюдений были описаны в классических книгах Владимира Платоновича Цесевича "Что и как наблюдать на небе" и "Переменные звезды и их наблюдение". В последние годы увеличилось количество личных обсерваторий, оснащенных телескопами с диаметром зеркала 15-40 см и ПЗС матрицами, что позволяет наблюдать слабые объекты. Для обработки таких изображений различными авторами разработано несколько программ, которые работают под операционными системами Linux (IRAF, MIDAS и др.) и Windows (бесплатные MuniPack, WinFits, IRIS, популярная коммерческая MaximDL и др.). Методика таких наблюдений описана в книге: А.В.Миронов "Прецизионная фотометрия".
Результаты наблюдений представляют ценность для астрономического сообщества, когда они правильно и тщательно обработаны, и приведены в формате, принятым в том или ином сообществе. По терминологии, астрономы делятся на профессионалов (которые работают в специальных учреждениях и получают за научную работу зарплату) и любителей (которые зарабатывают другими видами деятельности, но занимаются астрономией "по любви" в свободное от работы время). Есть еще одно слово "дилетант", которое свидетельствует о низком уровне подготовки или малом опыте, и оно может относиться и к некоторым любителям, и к некоторым профессионалам. Популяризаторская деятельность ставит своей целью инициировать переход от дилетантов к любителям, а от них и к профессионалам. В данной статье мы рассматриваем возможные направления деятельности любителей, которые могут принести реальный вклад в науку.
Для публикации патрульных визуальных (и реже фотографических или ПЗС) наблюдений используется стандартный формат - время в Юлианских датах (инструкция и таблица приведены в предыдущих выпусках ОАК), звездная величина и трехбуквенный код наблюдателя (напр., VER= Michel Verdenet, Франция). Таблицы таких измерений блеска для каждой из звезд присылают в базы данных ассоциаций наблюдателей переменных звезд. Ассоциации созданы практически во всех развитых странах, однако, с учетом роста международной кооперации, идет тенденция использования международных баз данных, объединяющих результаты наблюдений из многих стран.
Наибольшей в мире является American Association of Variable Stars Observers (AAVSO, Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд), в которой насчитывается в настоящее время более 22 миллионов индивидуальных оценок блеска около 10 тысяч переменных звезд разных типов, и это число увеличивается в последнее время примерно на полмиллиона в год. Отметим, что в 2011 году AAVSO отпраздновали свой 100-летний юбилей, и мы поздравляем коллег с этим знаменательным событием.
Согласно недавнему рейтингу AAVSO, украинские наблюдатели занимали 11-е место по количеству наблюдений, присланных в международную базу данных этой общественной организации. О важности таких наблюдений для профессиональной науки свидетельствует тот факт, что в США данная база данных находится в знаменитом Гарвардском университете. Аналогичные базы данных в других странах также помещаются на университетские интернет-серверы (Страсбург, Франция; Киото, Япония; Брно, Чехия и др.).
Весьма важными являются "новые наблюдения" на основании "старых фотонегативов". Новооткрытую звезду можно исследовать и "в прошлом", используя полученные ранее патрульные наблюдения. Наибольшая по численности в СНГ (и третья в мире) коллекция, насчитывающая более 100 тысяч негативов, хранится в "Стеклотеке" Астрономической обсерватории Одесского национального университета, и используется профессионалами и любителями, в том числе, по проекту "Украинская виртуальная обсерватория". Великолепная коллекция негативов с существенно более слабыми звездами (и соответственно, меньшим полем зрения) получена в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга при Московском государственном университете.
Другое важное направление, которое основано на результатах обработки исходных наблюдений - это моменты минимумов затменных двойных звезд или максимумов пульсирующих. Такое различие связано с тем, что в максимуме блеска звезда ярче, и большее число звезд доступно для наблюдений с одним и тем же инструментом. Кроме того, для большинства звезд, максимумы более узкие, чем минимумы, поэтому требуют меньшую продолжительность наблюдений и определяются с лучшей точностью. Для затменных звойных звезд, наоборот, более узкими и явно выраженными являются именно затмения. Для определения используются несколько методов. Один из них, использующий аппроксимацию кривой блеска полиномом с выбором статистически оптимальной степени, реализован в программе VSCalc (автор В.В.Бреус).
Разные экстремумы используются и для весьма популярных исследований промежуточных поляров - определение максимумов более быстрых колебаний блеска, связанных с вращением магнитного белого карлика, но минимумов орбитальной переменности, которые обычно связаны с полными или частными затмениями. Для определения сглаживающей кривой с использованием мультипериодической мультигармонической аппроксимации с учетом полиномиального тренда, рекомендуем использовать программу MCV (авторы И.Л.Андронов и А.В.Бакланов).
Использование экстремумов позволяет проводить исследования так называемых "O-C" диаграмм - зависимостей от времени или номера цикла отклонений моментов экстремумов от теоретически предсказанных значений (напр., по простейшей формуле T E =T 0 +P . E, где T E - теоретический момент времени, соответствующий номеру цикла E, P- период и T 0 - начальная эпоха). Проводя математическое моделирование этой наблюдательной зависимости, можно уточнять значения периода и начальной эпохи, исследовать возможные "вековые" изменения периода (связанные в двойных системах с перетеканием вещества, магнитным или немагнитным звездным ветром, гравитационным излучением, в пульсирующих с медленным изменением структуры звезды) или периодические, связанные с наличием в системе третьего (и более) компонента. Существует несколько электронных баз данных моментов экстремумов, созданных в различных организациях - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS и др. Наиболее полные результаты исследований в бумажном виде были опубликованы 6-томной монографии (авторы Й.Крейнер (Польша), И.С.Нха, Ч.Х.Ким (Корея)). Однако, в последующее десятилетие основными стали электронные публикации.
Хотя составители стараются использовать всю доступную литературу, некоторые различия все же есть. Если Вы заинтересовались определением моментов экстремумов, то желательно посылать эти данные либо самостоятельно в журнал в соответствии с правилами для авторов (один из последних примеров такой компиляции в журнале "Open European Journal on Variable Stars" N 137), либо в одну или несколько из указанных баз данных, чтобы войти в очередную регулярную статью - отчет.
Как и в случае публикации исходных наблюдений, сравнительно редко можно сделать открытие на основании небольшого числа собственных данных.
Моменты экстремумов вместо оригинальных наблюдений имеют некоторые преимущества - компактность (вместо десятков наблюдений блеска одно значение) и подготовка предварительных значений для последующего анализа. Однако, развитие компьютерных методов математического моделирования с использованием различных алгоритмов позволило бы переобработать наблюдательные данные другим исследователям, поэтому таблица значений блеска была бы желательна.
Таким образом, есть широкая возможность выбора типа наблюдений - патрульные (одна оценка блеска для долгопериодических звезд, напр. мирид, полуправильных, цефеид, когда за всю ночь или за вечер можно сделать оценки блеска нескольких единиц или десятков звезд), или временные ряды (одна или несколько звезд в ночь с продолжительностью ряда от нескольких часов до всей ночи). Последнее стало весьма популярным, поскольку не требует наведения телескопа на разные объекты. Такой тип наблюдений требуют короткопериодические объекты - катаклизмические двойные звезды (классические и промежуточные поляры, карликовые новые, новоподобные) - желательно несколько ночей наблюдений за сезон, затменные звезды, а также мультипериодические пульсирующие переменные звезды типа RR Лиры с эффектом Блажко и типа Дельта Щита.
Конечно, к наблюдениям следует готовиться. Посмотреть, какие из заинтересовавших Вас звезд будут ночью достаточно высоко над горизонтом, чтобы атмосферное поглощение не поглощало значительную часть света. Некоторые исследователи стараются не наблюдать, когда звезда ниже 30 градусов над горизонтом. "Охотникам за экстремумами" следует рассчитать эфемериды - т.е. теоретические значения моментов времени, вблизи которых выбрать интервал времени наблюдений (чтобы охватить восходящую и нисходящую части кривой блеска если не полностью, то хотя бы частично). Кроме того, моменты времени "по эфемериде" приведены на центр Солнца (гелиоцентрические) или центр Солнечной системы (барицентрические), но мы наблюдаем на Земле (время геоцентрическое), поэтому сигнал может наблюдаться раньше или позже из-за того, что свет проходит расстояние, равное радиусу земной орбиты, за 8 минут 18 секунд. Более подробно об этом эффекте "гелиоцентрической поправки" можно прочитать в литературе, а вычислить, например, при помощи программы MCV.
Поскольку предполагается, что возможны изменения периодов, то наблюдаемый момент может быть смещен относительно вычисленного. Поэтому интервал времени наблюдений не должен быть слишком узким. Если объектов несколько, то распределить время на соответствующие интервалы. Для катаклизмических и мультипериодических звезд используется кривая блеска, поэтому желательно наблюдать все доступное время.
Что именно наблюдать в ближайшие ночи, зависит от пристрастий исследователя, времени года, широты места наблюдения и координат звезды, ее блеска, амплитуды и точности измерений. По приведенным ниже интернет-ссылкам можно найти списки и карты окрестностей объектов, предлагаемых различными организациями - затменных двойных, промежуточных поляров, пульсирующих и других переменных звезд.
Среди множества объектов, обнаруженных в мире, выделяется группа новых переменных, которую открыла в Одессе студентка (ныне аспирантка) Наталья Вирнина. За 2 года по ее собственным наблюдениям с использованием ПЗС-матрицы она открыла более 60 новых периодических (затменных и пульсирующих) переменных звезд. 32 из них представлены в статье, приведенной в списке интернет-ссылок. Хотя основные характеристики уже определены, новые наблюдения в различных фильтрах были бы полезны как для уточнения периода и начальной эпохи, так и для определения температур по показателям цвета.
Как оформлять и где публиковать результаты?
Публикации о переменных звездах можно разделить на несколько категорий - аналитические статьи, содержащие разностороннее исследование; сообщения об открытиях, содержащие необходимый минимум информации; сообщения об открытии непериодических интересных событий в известных звездах; таблицы экстремумов блеска; таблицы индивидуальных значений блеска и, возможно, других характеристик. Наиболее сложными являются аналитические статьи, однако, они невозможны без получения исходных наблюдений. Поэтому каждая из этих категорий по-своему важна и привлекает своих авторов.
"Законодателями мод" в наименовании и классификации переменных звезд является группа, занимающаяся по поручению Международного Астрономического Союза разработкой "Общего каталога переменных звезд" (ОКПЗ=GCVS, General Catalogue of Variable Stars). После Победы в Великой отечественной войне, это право было передано в Советский Союз, и авторский коллектив работает в Москве на базе Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (Московский государственный университет) и Астрономического института Российской академии наук. Почти 30 лет работой руководит доктор физико-математических наук Николай Николаевич Самусь.
Кроме того, издаются журналы "Переменные звезды" (ПЗ) и "Переменные звезды. Приложение" (ПЗП), в которых могут быть опубликованы важные научные результаты не только профессионалов, но и любителей.
Естественно, что каждый журнал предлагает "свои правила для авторов", однако, существуют минимальные требования по характеристикам звезды или звезд, которые обязательно должны войти в статью. С учетом колоссального количества объектов, была разработана электронная форма, в которой авторы заполняют необходимые поля, и после этого текст статьи создается автоматически. Для журнала "Переменные звезды. Приложение", это: название заметки,имена и фамилии авторов, страна, город, организация, официальное название переменной звезды по ОКПЗ или по NVS (Каталог звезд, заподозренных в переменности), а также названия по другим каталогам, координаты, тип переменности, пределы изменения блеска (максимум и минимум) и фотометрическая система, для периодических звезд - период и начальная эпоха (минимум блеска затменных и максимум блеска пульсирующих), графические файлы с изображением кривой блеска и окрестностей звезды и соответствующие подписи, файл с таблицей наблюдений, замечания и комментарии в произвольной форме, ссылки на другие публикации. Аналогичные правила и для публикаций статей о переменных звездах в других журналах, однако, эта необходимая информация приводится в структурированном тексте самой статьи, а таблицы наблюдений все чаще публикуются отдельно в виде файлов - приложений, а не тексте статьи.
Последнее "бумажное" издание ОКПЗ вышло в 1985-1987гг., и к нему регулярно публикуются дополнения в журнале "Information Bulletin on Variable Stars" ("Информационный бюллетень по переменным звездам", Будапешт, Венгрия), который является официальным изданием Международного астрономического союза. В последние годы этот бюллетень (обычно объемом до 2 или 4 страниц) принимает результаты исследований переменных звезд, полученных только по высокоточным ПЗС или фотоэлектрическим наблюдениям, однако, не принимаются более статьи на основе фотографических или визуальных оценок блеска. Краткие сообщения об открытиях новых переменных звезд группируются в каждый сотый номер с указанием авторов только внутри сообщения. Несмотря на сжатый научный характер информации, это издание "отпугивает" любителей малодоступностью информации о самих авторах открытий.
Существуют еще множество журналов в разных странах (Journal of the AAVSO (США); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (Великобритания); Bulletin de l"AFOEV (Франция); BAV Rundbrief (Германия); BBSAG (Швейцария); GEOS (Италия)) и др., которые публикуют результаты наблюдений переменных звезд и иногда других астрономических объектов.
Для того, чтобы попытаться объединить любителей и профессионалов, несколько лет назад был организован международный "Open European Journal on Variable Stars" ("Открытый европейский журнал о переменных звездах"), официально зарегистрированный в Чехии. Журнал публикует на английском языке результаты ПЗС, фотоэлектрических и реже фотографических наблюдений переменных звезд. Статьи рецензируются 7 членами редколлегии, и статья публикуется (часто после доработки и учета замечаний рецензентов) при наличии более 70% голосов. В журнале обычно публикуются более подробные исследования звезд, чем в других журналах. Члены редколлегии представляют не только европейские страны (Чехия, Словакия, Швейцария, Италия, Германия, Украина), но и США. А публикуют свои результаты также ученые Кореи, США, Аргентины, Австралии и других неевропейских стран.
Однако, самыми быстрыми по скорости публикаций являются электронные циркуляры, рассылаемые некоторыми обществами. Наиболее используемыми являются циркуляры IAU, AAVSO, CBA (США), а особенно японский "VSNET" ("Сеть переменных звезд"), который подразделяется на более десятка циркуляров по интересом (chat - обсуждение; alert - срочное сообщение; campaign-dn - кампании по карликовым новым, campaign-ip - кампании по промежуточным полярам, obs - таблицы наблюдений и т.д.). Особенностью электронных циркуляров является скорость - они доходят до подписчиков за несколько секунд, со скоростью электронной почты. Однако, лишь некоторые из циркуляров оформлены в виде статей. В основном, они содержат краткие сообщения об открытиях непериодических явлений в уже известных звездах (вспышки, ослабления блеска, возникновение и прекращение временных квазипериодических или периодических изменений), и, существенно реже, открытиях новых переменных звезд. Такие сообщения информируют других потенциальных наблюдателей, которые могут своевременно корректировать программу своих наблюдений и продолжать наблюдения на разных долготах.
Во избежание недоброкачественных рассылок посторонними авторами, письма от авторов посылаются одному из "членов редколлегии", который может отредактировать и послать сообщение от своего имени с указанием автора наблюдений или открытий. Наиболее активным участникам дается право самим посылать свои сообщения для срочности. Это наиболее быстрый способ общения, поскольку информация об открытии (новой переменной звезды, вспышки, изменения характера переменности, появление и исчезновение сверхгорбов) доходит до адресатов практически мгновенно, и каждый наблюдатель может принять для себя решение о том, наблюдать ли ему ранее запланированные звезды или навести свой телескоп на звезду, именно сегодня (и, может быть, в несколько последующих ночей) показывающую интересное поведение.
Следует отметить, что такие сообщения от любителей используют и профессионалы. Есть специальный термин "target of opportunity" ("цель от события") при наблюдениях на больших наземных телескопах или даже космических телескопах. При получении наблюдательного времени, есть только некоторая вероятность, что произойдет в звезде то или иное событие (напр., вспышка). Поэтому заявка подается на несколько потенциально интересных объектов. А вот на какой из них наводить телескоп - зависит от состояния объекта. Поэтому профессионалы направляют информацию в электронные циркуляры, доступные любителям с хорошими телескопами. Обычно ее называют "Call for observations" ("приглашение к наблюдениям"), где описывают, чем та или иная звезда интересна, и приглашают сообщать срочно в случае обнаружения начала вспышки и присылать наблюдения в последующем.
Как уже отмечалось, звезда получает официальное название, как переменная, только после занесения в "Общий каталог переменных звезд". Для более быстрого централизованного обозначения, активно используется "Variable Stars indeX".
Наличие нескольких взаимодополняющих журналов способствует свободе выбора и созданию "индивидуальности" каждого из них. Еще раз отметим, что при публикации следует придерживаться как правил журнала, так и достижения необходимого минимума информации. Например, при открытии следует указывать хотя бы необходимо минимальные параметры, которые вносятся в "Общий каталог переменных звезд" - координаты; пределы изменения блеска с указанием фотометрической системы; тип переменности; для периодических звезд - период и начальную эпоху (максимум для пульсирующих звезд и минимум для затменных), асимметрию M-m для пульсирующих звезд (отношение интервала времени от минимума до ближайшего максимума к периоду в процентах) или ширину минимума D для затменных двойных звезд (отношение продолжительности минимума к периоду в процентах). Именно такой стиль характерен для журнала "Переменные звезды. Приложение" и каждого сотого номера "Information Bulletin on Variable Stars".
Более полезным для других авторов, которые, возможно, захотят использовать опубликованные данные с своими собственными, является стиль добавления карты окрестностей с указанием звезд сравнения, их характеристик (координаты, названия по каталогам, блеск в разных фотометрических системах), а также таблиц исходных наблюдений. В былые времена таблицы значений блеска публиковали в печатном виде в журналах. В последние пару десятилетий большинство журналов переходит на смешанную "бумажно-электронную" форму, полностью публикуя статьи в электронном виде и распечатывая лишь небольшой тираж, а приложения (таблицы наблюдений и их результатов) публикуя лишь в электронном виде. Такой подход позволяет публиковать очень длинные таблицы. Но, если кому-то надо их использовать (например, чтобы применить другой метод математической обработки), то удобнее использовать готовый файл, чем сканировать и распознавать цифры из напечатанного журнала. Такой стиль используется в наиболее престижных журналах "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" и др. а также, в специализированных журналах по переменным звездам IBVS и особенно OEJV.
pochta. ru/ Gamow-2010-175-177- Virnina. pdf - статья с характеристиками 32 новых переменных звезд, которые открыла в Одессе, которые желательно продолжать наблюдать.http:// asd. gsfc. nasa. gov/ Koji. Mukai/ iphome/ - сайт по промежуточным полярам
ftp://ftp.aavso.org/public/calib/ - многоцветные BVRI стандарты звездных полей Arne Henden
В далекие древние времена люди часто обращали свой взор к звездам. Изучали этот загадочный мир философы и звездочеты, жрецы и мудрецы. Как вы думаете, откуда мы знаем так много созвездий? Еще в древности люди заметили, что звездное небо практически неизменно, а сами звезды не меняют своего блеска. Так и начали наши предки считать, что небесный мир неизменен, а наш, земной постоянно изменяется. Наверно поэтому все боги всех религий и мировоззрений обитали либо на небе либо в созвездиях. В созвездиях увековечивали могучих животных, мифических героев, царей. Но иногда появлялись «нарушители», это очень яркие звезды, которые внезапно вспыхивали, а потом, после некоторого промежутка времени исчезали. Это были новые звезды. И явление это было не столь частым. А ученые того времени называли их не настоящими. То, что в старину называли новыми звёздами, сейчас относят к одной из двух важных разновидностей переменных: новым либо сверхновым. Вплоть до XVI в. никаких других переменных звёзд ученые не знали. Существует, правда, легенда, что название звезды Персея - Алголь (араб. – «звезда дьявола») - появилось из-за якобы замеченной древними арабами (и хорошо известной сегодня) её переменности.
В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус открыл новую звезду 2-й звёздной величины в созвездии Кита. Он некоторое время следил за ней, и, как обычно, новая бесследно исчезла. Но неожиданно в 1609 г. Фабрициус опять нашёл её на небе! Так впервые была обнаружена переменная звезда, которая очень сильно меняла свой блеск: иногда становилась невидимой для невооружённого глаза, иногда вспыхивала вновь, но не пропадала навсегда. Интересно, что в промежутке между двумя открытиями Фабрициуса, в 1603 г., эту звезду наблюдал другой немецкий астроном Иоганн Байер, автор первого полного звёздного атласа неба. Он не заметил переменности, зато нанёс звезду на карту своего атласа под именем Омикрон Кита. Другое её название Мира Кита, или просто Мира (лат. «удивительная»).
Итак, переменные звезды – это звёзды, блеск которых меняется До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. Поэтому в каталоги переменных звезд включают все звезды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд (примечательно, что около 10 тыс. из них открыл один человек – немецкий астроном Куно Хофмейстер), и это число очень быстро растёт благодаря современным точным методам наблюдений. Количество переменных звёзд, обнаруженных в других галактиках, достигает десятков тысяч.
Основные типы переменных звезд
Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них - пульсирующие звёзды , яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат звёзды типа Миры , или мириды , - красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет. Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды , названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдает ее. Звезда периодически сжимается, разогреваясь и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звездным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цeфеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Физику пульсаций цефеид впервые успешно объяснил в 50-е гг. советский ученый С. А. Жевакин.
Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период-светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются. Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период-возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики.
Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать. Навсегда ли – покажет будущее.
Кроме цефеид и мирид есть немало других типов пульсирующих звёзд. Некоторые из них в противоположность цефеидам принадлежат к самым старым представителям звёздного населения. Так, пульсирующие переменные типа RR Лиры во множестве встречаются в шаровых звёздных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.
Пульсирующая звезда в определённом смысле подобна колеблющемуся пружинному маятнику: аналогом жёсткости пружины при этом является средняя плотность вещества звезды. Звёзды эволюционируют: меняются их размеры, а, следовательно, и средняя плотность. Всё это отражается на частоте колебаний «звёздной пружины». Систематически измеряя блеск пульсирующей звезды, нетрудно с высокой точностью определить период колебаний. По изменению периода можно понять, какой этап переживает звезда.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые взрывные (или катаклизмические ) звёзды - пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превосходит их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоев менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ – белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды. В видимой области спектра блеск при этом возрастает не менее чем на 6 звёздных величин, а иногда и гораздо сильнее (вспыхнувшая в 1975 г. новая V 1500 Лебедя увеличила свой блеск примерно на 19 звёздных величин!). Полная продолжительность вспышки новой - порядка года и больше.
Но и без столь бурных процессов тесная двойная система может быть интересной переменной звездой. Перетекающее вещество не сразу падает на поверхность белого карлика. Если он не обладает сильным магнитным полем, газ образует вокруг белого карлика диск. Этот диск нестабилен, вследствие чего у звезды могут отмечаться вспышки, только менее масштабные, чем у новых, и гораздо меньшей продолжительности (обычно несколько суток от возгорания до затухания). Такие переменные называют карликовыми новыми или переменными типа U близнецов . Если же у белого карлика сильное магнитное поле, вещество падает на звезду в области полюсов и характер переменности становится ещё сложнее.
При внешнем сходстве со вспышкой новой явление сверхновой звезды имеет совсем иную природу: вероятно, это один из последних этапов жизни звезды, когда она катастрофически сжимается, лишившись основных источников термоядерной энергии.
Если в двойной системе, подобной новым или карликовым новым звёздам, вместо белого карлика находится нейтронная звезда пли чёрная дыра, система тоже может наблюдаться как переменная звезда, и при этом она окажется сильным источником рентгеновского излучения. Открыв новый рентгеновский источник, астрономы нередко находят в той же области неба переменную звезду в оптическом диапазоне, а затем им удастся доказать, что именно она испускает рентгеновские лучи. Изучая белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры в системах переменных звёзд, астрофизики исследуют вещество в состояниях, которые невозможно воспроизвести в физической лаборатории.
Особая группа переменных - самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Такие звёзды впервые обнаружил в XIX в. русский астроном Отто Васильевич Струве в огромном комплексе вокруг туманности Ориона, поэтому их стали называть орионовыми переменными . Нередко они именуются и переменными типа Т Тельца , по одной из известных молодых переменных звёзд. Орионовы переменные часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Мы знаем всего два-три десятка звёзд, принадлежащих к интересному типу R Северной Короны , характерный признак которого, образно говоря «вспышки наоборот». Звезда, давшая название этой разновидности переменных, иногда неожиданно падает в блеске на несколько (до восьми) звёздных величин, а потом медленно, в течение недель или даже месяцев, восстанавливает яркость. Атмосферы таких звёзд имеют необычный химический состав: в них практически отсутствует самый распространённый во Вселенной элемент - водород, зато много гелия и углерода. Предполагается, что углерод конденсируется в потоках вещества, истекающего с поверхности звезды, образуя сажу, которая и поглощает излучение. У некоторых звёзд типа R Северной Короны зарегистрированы также пульсации с периодами в десятки суток.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды (разумеется, здесь рассмотрены далеко не все их разновидности). Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая затменная переменная звезда – Алголь. В этой системе компоненты не слишком близки между собой, поэтому их форма мало искажена взаимодействием - они почти шарообразны. Переменные, подобные Алголю, практически не меняют блеска, пока не наступит затмение. Обнаружить такую переменность непросто, ведь продолжительность затмения обычно невелика по сравнению с интервалом времени, когда блеск звезды постоянен. Но встречаются и другие затменные переменные. Их компоненты имеют форму вытянутых эллипсоидов - столь сильно притяжение каждого из них влияет на соседа. При орбитальном вращении таких тел блеск меняется непрерывно, и довольно трудно определить, в какой момент начинается затмение.
Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной. На некоторых холодных карликовых звёздах пятна подобны солнечным, но, поскольку они занимают большую часть диска, переменность при осевом вращении становится вполне заметной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна. Ещё труднее обнаружить её с Земли - Солнце слишком яркое. Однако для человека Солнце - самая важная звезда, от которой зависит жизнь на нашей планете, поэтому и внимание к нему особое. Специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне может считаться слабой пятнистой переменной звездой. Небольшая переменность Солнца наблюдается и с периодом, равным одиннадцатилетнему циклу солнечной активности.
Очень часто геометрическая переменность сочетается с физической. Так, многие красные карлики - пятнистые переменные и в то же время принадлежат к одному из самых распространённых типов физически переменных - вспыхивающим звёздам. Вспышки таких звёзд похожи на некоторые виды солнечных вспышек, только гораздо мощнее. Иногда во время вспышки, длящейся считанные минуты, блеск звезды возрастает на несколько звёздных величин. (Напомним, что разница в одну звёздную величину означает отличие освещённости примерно в 2,5 раза.) Представьте себе, что было бы, если бы при солнечных вспышках на Землю приходило вдвое больше света, чем обычно!
Переменными не считаются звёзды, блеск которых меняется вследствие микролинзирования или затмения малыми планетами Солнечной системы, т. е. явлений, не связанных с процессами в самой звезде.
Современные методы научных исследований очень сложны, чтобы правильно их использовать, нужна многолетняя специальная подготовка. Без неё невозможно создать новую физическую теорию или грамотно поставить эксперимент. Наука стала почти на сто процентов профессиональной. Однако в области изучения переменных звёзд и сейчас, в XXI в., существует обширное поле деятельности для любителей астрономии. Держать в поле зрения каждую из десятков тысяч переменных звёзд профессиональные астрономы пока не в состоянии. Такая возможность появится, вероятно, только после организации автоматического слежения за всем звёздным небом с оперативной обработкой информации на мощных компьютерах. Пока же астрономы-любители (многие из которых объединены в ассоциации) наблюдают множество переменных звёзд, преимущественно ярких, и сообщают астрономическим научным учреждениям ценные сведения об изменениях их блеска.
Ассоциация эффективно взаимодействует с профессиональными астрономическими учреждениями. Например, астрономы поручали её членам проследить, когда у определённой карликовой новой произойдёт вспышка, чтобы, получив сообщение об этом, немедленно начать наблюдения на больших телескопах. Неоценим вклад любителей астрономии в наблюдения переменных типа Миры Кита, которые ведутся ими на протяжении десятилетий. Результаты публикуются в изданиях Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд и других подобных объединений.
Нередко астрономам-любителям удаётся первыми заметить вспышки новых звёзд. Здесь наибольший успех в последнее время выпадает на долю японских наблюдателей, тоже объединённых в ассоциацию. Пользуясь электронной почтой, они поддерживают постоянную связь, помогают друг другу проверить возможные открытия, оперативно извещают профессионалов. А протестантский священник Р. Эванс из Австралии сумел запомнить облик окрестностей большого числа близких галактик, чтобы, наводя на них телескоп, проверять (даже без помощи звёздной карты), не вспыхнули ли в этих галактиках сверхновые звёзды. Так ему удалось открыть десятки сверхновых.
Любительские наблюдения переменных звёзд проводятся и в России и в Украине, где имеются свои объединения любителей (некоторые наши соотечественники участвуют и в работе Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд). О наиболее интересных результатах они сообщают институтам, занимающимся этими вопросами.
Переменные звезды – одно из наиболее любопытных явлений на небе, доступное для наблюдений невооруженным глазом. Мало того, здесь есть простор для научной деятельности простого любителя астрономии, и есть даже возможность совершить открытие. Переменных звезд сегодня известно очень много, и наблюдать за ними довольно интересно.
Переменные звезды – это звезды, со временем меняющие свою яркость, то есть блеск. Конечно, этот процесс занимает какое-то время, а не происходит буквально на глазах. Однако если периодически наблюдать за такой звездой, изменения её блеска станут отчетливо заметны.
Причинами изменения яркости могут быть разные причины, и в зависимости от них все переменные звезды поделены на разные типы, которые рассмотрим ниже.
Как открыли переменные звезды
Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.
Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.
В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.
Генриетта Льюитт.
После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.
Классификация переменных звёзд
Все переменные звёзды меняют свой блеск по разным причинам, поэтому была разработана классификация по этому признаку. Сначала она была довольно простой, но по мере накопления данных все более усложнялась.
Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит в себе подгруппы, куда относятся звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп очень много, поэтому коротко рассмотрим основные группы.
Затменно-переменные звёзды
Затменно-переменные, или просто затменные переменные звезды меняют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не одну звезду, а двойную систему, притом довольно тесную. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда закрывает собой другую – происходит как-бы затмение.
Если бы мы находились немного в стороне, то ничего подобного не смогли бы увидеть. Также, возможно, существует множество таких звезд, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.
Видов затменных переменных звезд также известно немало. Один из самых известных примеров – Алголь, или β Персея. Эта звездабыла открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а исследовал её свойства Джон Гудрайк, английский любитель астрономии, в конце XVIII века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности – они расположены настолько тесно, что период обращения их составляет всего 2 суток и 20 часов.
Если посмотреть на график изменения блеска Алголя, то можно увидеть в середине небольшой провал – вторичный минимум. Дело в том, что одна из компонент ярче (и меньше), а вторая – более слабая (и больше по размерам). Когда слабая компонента закрывает яркую, мы видим сильное падение блеска, а когда яркая закрывает слабую, падение блеска не очень выражено.
В 1784 году Гудрайк открыл другую затменную переменную – β Лиры. Её период составляет 12 суток 21 час и 56 минут. В отличие от Алголя, график изменения блеска у этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близко друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому мы видим не только затмения компонент, но и изменения яркости при повороте эллиптических звезд широкий или узкой стороной. Из-за этого изменение блеска здесь более плавное.
График изменения блеска β Лиры.
Еще одна типичная затменная переменная – W Большой Медведицы, открытая в 1903 году. Здесь на графике виден вторичный минимум почти такой же глубины, как и основной, а сам график плавный, как у β Лиры. Дело в том, что здесь компоненты практически одинаковы по размерам, также вытянуты, и настолько тесно расположены, что их поверхности почти соприкасаются.
Бывают и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. Также сюда относятся эллипсоидальные звезды, которые при вращении поворачиваются к нам то широкой, то узкой стороной, из-за чего их блеск меняется.
Пульсирующие переменные звёзды
Пульсирующие переменные звезды – большой класс объектов такого рода. Изменения блеска происходит из-за изменения объема звезды – она то расширяется, то снова сжимается. Происходит это из-за нестабильности равновесия между основными силами – гравитацией и внутреннего давления.
При таких пульсациях происходит увеличение фотосферы звезды и увеличение площади излучающей поверхности. Одновременно изменяется температура поверхности и цвет звезды. Блеск, соответственно, также меняется. У некоторых типов пульсирующих переменных блеск меняется периодически, а у некоторых нет никакой стабильности – их называют неправильными.
Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда её блеск достигает максимума, её можно хорошо видеть невооруженным глазом. В минимуме же требуется хороший бинокль или телескоп. Период блеска Миры составляет 331.6 суток, а подобные звезды называют миридами или звездами типа ο Кита – их известно несколько тысяч.
Другой широко известный тип пульсирующих переменных – цефеиды, названных в честь звезды такого типа Ϭ Цефея. Это гиганты с периодами от 1.5 до 50 суток, иногда больше. Даже Полярная звезда принадлежит к цефеидам с периодом почти 4 суток и с колебаниями блеска от 2.50 до 2.64 зв. величины. Цефеиды также делятся на подклассы, а наблюдения их сыграли немалую роль в развитии астрономии в целом.
Пульсирующие переменные типа RR Лиры отличаются быстрым изменением блеска – их периоды составляют менее суток, а колебания в среднем достигают одной звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также разделен на 3 группы, в зависимости от асимметрии их графика блеска.
Еще более короткие периоды у карликовых цефеид – это еще один вид пульсирующих переменных. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса – 79 минут. График их блеска похож на график обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдений.
Существует еще немало видов пульсирующих переменных звёзд, хотя они не так распространены или не очень удобны для любительских наблюдений. Например, звезды типа RV Тельца имеют периоды от 30 до 150 суток, и на графике блеска имеются некоторые отклонения, отчего звезды этого типа относят к полуправильным.
Неправильные переменные звёзды
Неправильные переменные звезды также относятся к пульсирующим, но это большой класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложные, и зачастую их невозможно предвидеть заранее.
Однако у некоторых неправильных звезд в долговременной перспективе удается выявить периодичность. При наблюдениях в течении нескольких лет, например, можно заметить, что неправильные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относится Бетельгейзе – α Ориона, у которого поверхность покрыта светлыми и темными пятнами, что и объясняет колебания блеска.
Неправильные переменные звезды недостаточно изучены и представляют большой интерес. На этом поле еще предстоит сделать много открытий.
Как наблюдать переменные звёзды
Чтобы заметить изменения блеска звезды, используются . Самый доступный – визуальный, когда наблюдатель сравнивает блеск переменной звезды с блеском соседних звезд. Затем на основе сравнения вычисляется блеск переменной и по мере накопления этих данных строится график, на котором отчетливо заметны колебания яркости. Несмотря на кажущуюся простоту, определение яркости на глаз можно производить достаточно точно, и такой опыт приобретается довольно быстро.
Методов визуального определения блеска переменной звезды существует несколько. Самые распространенные из них – метод Аргеландера и метод Нейланда-Блажко. Есть и другие, но эти довольно просты для освоения и дают достаточную точность. Более подробно про них расскажем в отдельной статье.
Достоинства визуального метода:
- Не требуется никакого оборудования. Для наблюдения слабых звезд может понадобиться бинокль или телескоп. Звезды с блеском в минимуме до 5-6 зв. величины можно наблюдать невооруженным глазом, их тоже довольно много.
- В процессе наблюдения происходит реальное «общение» со звездным небом. Это дает приятное ощущение единства с природой. Кроме того, это вполне научная работа, которая приносит удовлетворение.
К недостаткам можно отнести все-таки неидеальную точность, из-за чего возникают погрешности в отдельных наблюдениях.
Другой метод оценки блеска звезды – с применением аппаратуры. Обычно делается снимок переменной звезды с окрестностями, а затем по снимку можно точно определить яркость переменной.
Стоит ли астроному-любителю заниматься наблюдениями переменных звезд? Однозначно стоит! Ведь это не только одни из самых простых и доступных для изучения объектов. Эти наблюдения имеют и научную ценность. Профессиональные астрономы просто не в состоянии охватить регулярными наблюдениями такую массу звезд, а для любителя здесь даже открывается возможность внести свой вклад в науку, и такие случаи бывали.