Переменная звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Переме́нная звезда́ — звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой Солнцем энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звездной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др…

Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

История изучения[править | править исходный текст]

Top-10 созвездий по числу переменных звёзд
согласно каталогу ОКПЗ-4[1]

Геркулес (созвездие) Кассиопея (созвездие) Центавр (созвездие) Скорпион (созвездие) Телец (созвездие) Орёл (созвездие) Лебедь (созвездие) Змееносец Орион (созвездие) Стрелец (созвездие)

Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана как новая астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 г. и 1604 г., доказало, что звездное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.

Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 г. Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.

В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей галактики, а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

Каталоги переменных звёзд[править | править исходный текст]

Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX — начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам — Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ) и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с 1985 по 1995 гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).

Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.

Каталоги переменных звёзд
год автор страна число звёзд
1786 Э. Пиготт Англия 12
1844 Ф. Аргеландер Пруссия 18
1926 Р. Прагер Германия 2906
1943 Х. Шнеллер Германия 9476
1948 ОКПЗ-1 (Б. В. Кукаркин и П. П. Паренаго) СССР 10930
1958 ОКПЗ-2 СССР ???
1969-1971 ОКПЗ-3 СССР 20437
1985-1995 ОКПЗ-4 СССР-Россия 28435
Объединенный каталог переменных звезд Россия Постоянно обновляется

Система обозначений переменных звёзд[править | править исходный текст]

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae — первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae — вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:

RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
UU UV UW UX UY UZ
VV VW VX VY VZ
WW WX WY WZ
XX XY XZ
YY YZ
ZZ

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

AA AB AC AI AK AZ
BB BC BI BK BZ
II IK IZ
KK KZ
QQ QZ

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.


Классификация переменных звёзд[править | править исходный текст]

За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. Впоследствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы — звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr.

Система Гузо[править | править исходный текст]

Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (фр. Jean-Charles Houzeau de Lehaie) в XIX в.:

  1. Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
  2. Звёзды с периодическим изменением блеска.
  3. * Звёзды типа Миры Кита — звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
  4. * Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
  5. * Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
  6. Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель — η Argus
  7. Новые звёзды.

Система классификации, принятая в ОКПЗ-3[править | править исходный текст]

В ОКПЗ-3 все переменные звёзды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы — на подтипы.

Пульсирующие переменные звёзды[править | править исходный текст]

К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды — температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

Кривая блеска звезды δ Цефея
  1. Долгопериодические цефеиды (Cep) — звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
  2. Медленные неправильные переменные (L)
  3. Звёзды типа Миры Кита (M)
  4. Полуправильные переменные (SR)
  5. Переменные типа RR Лиры (RR)
  6. Переменные типа RV Тельца (RV)
  7. Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
  8. Переменные типа δ Щита (δ Sct)
  9. Переменные типа ZZ Кита — пульсирующие белые карлики
  10. Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звёзды[править | править исходный текст]

К данному классу относятся звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.

Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные[править | править исходный текст]
  1. Переменные типа UV Кита (UV) — звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
    • Звёзды типа UVn — подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
  2. Переменные типа BY Дракона (BY) — эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
  3. Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O—A, индекс b обозначает спектральный класс F—M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s — быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.
Новые и новоподобные звёзды[править | править исходный текст]
  1. Новые звёзды (N)
    • Быстрые новые (Na)
    • Медленные новые (Nb)
    • Очень медленные новые (Nc)
    • Повторные новые (Nr)
  2. Новоподобные звёзды (Nl)
  3. Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
  4. Переменные типа R Северной короны (RCB)
  5. Переменные типа U Близнецов (UG)
  6. Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
  7. Сверхновые звезды (SN)
  8. Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
  9. Переменные типа γ Кассиопеи (γC)

Затменные переменные звёзды[править | править исходный текст]

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов а не с физической переменностью.

  1. Затменные переменные типа Алголя (EA) — кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.
Кривая блеска звезды β Лиры
  1. Затменные переменные типа β Лиры (EB) — Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.
  2. Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) — контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8m.
  3. Эллипсоидальные переменные (Ell) — двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

Система классификации, принятая в ОКПЗ-4[править | править исходный текст]

За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ, увеличилось не только количество наблюдательного материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.

  1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
  2. Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
  3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
  4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
  5. Затменно-двойные системы
  6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
  7. Переменные с другими символами
  8. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Класс 1 и 5 пересекаются — звёзды с типами переменности RS и WR принадлежат обоим этим классам.

Подробный перечень типов переменных звёзд в ОКПЗ

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4[2]


Солнце[править | править исходный текст]

Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.

Некоторые известные переменные звёзды[править | править исходный текст]

Примечания[править | править исходный текст]

  1.  (англ.)THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Constellation numeric code» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями
  2.  (англ.)THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Variable star designation» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями

Ссылки[править | править исходный текст]