Переменные звезды в картинках и фотографиях. Астрономия для начинающих — 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 (см. Цефеиды). 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 глазом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию. Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открывать новые переменные звезды с очень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике около 40 ООО, а в других галактиках - более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезды температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости, несмотря 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 хаотическим изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.

Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы возникают при взаимодействии компонентов в таких системах (см. Двойные звезды). Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.

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

К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также 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 20 000 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. 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 (см. Рентгеновская астрономия).

На изображении показана красная переменная звезда под названием V838 Monocerotis.

Переменная 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 энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной 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.

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

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 , а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

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.

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

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.

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.

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

Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
Звёзды с периодическим изменением блеска.
Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
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.
Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus
Новые звёзды.

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.

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:

Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
Медленные неправильные переменные (L)
Звёзды типа Миры Кита (M)
Полуправильные переменные (SR)
Переменные типа RR Лиры (RR)
Переменные типа RV Тельца (RV)
Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
Переменные типа δ Щита (δ Sct)
Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звёзды. 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.

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
Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
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 звёзды (N)
Быстрые новые (Na)
Медленные новые (Nb)
Очень медленные новые (Nc)
Повторные новые (Nr)
Новоподобные звёзды (Nl)
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
Переменные типа R Северной короны (RCB)
Переменные типа U Близнецов (UG)
Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
Сверхновые звезды (SN)
Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
Переменные типа γ Кассиопеи (γC)

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.

Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

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.

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.

Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

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.

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. 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. 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.
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).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Переменные с другими символами
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.

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4

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.

Любую звезду можно назвать переменной - с течением времени ее блеск и даже цвет меняются. Но эти изменения происходят настолько медленно, что никакой человеческой жизни не хватит для того, чтобы их обнаружить. Недаром с глубокой древности звездное небо считалось символом неизменности и вечности.

Но и в кажущемся постоянным звездном мире немало исключений. Это большая группа звезд, чей блеск изменяется через сравнительно короткие промежутки времени и эти изменения могут быть зарегистрированы с помощью астрономических инструментов.

Переменными называют «мигающие» звезды , которые хотя бы однажды изменяли свою яркость. Но большинство переменных меняет свой блеск периодически, и это свидетельствует, что в окрестностях такой звезды или в ее недрах происходят необычные физические процессы.

Изменения блеска звезд не следует путать с их мерцанием, которое происходит из-за движения масс воздуха, имеющих различную температуру, в земной атмосфере. При наблюдении из космоса, звезды не мерцают, и если уж зарегистрированы колебания их яркости - перед нами переменная.

Звезда-чудовище

В созвездии Персея есть хорошо известная астрономам яркая звезда второй величины Алголь. Это имя переводится с арабского как «чудовище», а в средневековых изображениях Персея эта звезда играла роль «глаза» отрубленной головы Медузы Горгоны. И недаром - давным-давно было замечено, что Алголь с периодичностью около трех земных суток внезапно резко уменьшает яркость почти на полторы звездных величины - то есть в три с половиной раза!

Лишь в наши дни удалось точно выяснить причину такого «подмигивания». Алголь оказался необыкновенно тесной системой из двух звезд - Алголя A и Алголя B, расстояние между которыми в 16 раз меньше расстояния от Земли до Солнца. Менее массивный Алголь B имеет большие размеры, чем Алголь A, но блеск этого субгиганта гораздо слабее, чем у его партнера Алголя А - тот является звездой главной последовательности. Когда для земного наблюдателя происходит «затмение» более яркой звезды менее яркой, общее количество света, приходящего от системы, становится значительно меньше.

Такие переменные - а их оказалось довольно много среди двойных звезд - называют оптическими, или затменными переменными.

Тайна Дельты Цефея

Другое дело звезды, не являющиеся двойными, однако периодически сильно меняющие свой блеск. Очевидно, что дело тут не в характере движения звезды, а в сложных процессах, происходящих в их недрах. Первой из таких звезд, исследованных астрономами, была Дельта Цефея - она изменяет свой блеск за 5 дней и 9 часов на целую звездную величину. Исследования спектра этой звезды показали, что его линии периодически смещаются то в красную, то в фиолетовую область. В случае с одиночной звездой это означает, что ее поверхность то стремительно удаляется от наблюдателя, то стремительно приближается к нему - звезда пульсирует, увеличиваясь и опадая, а заодно меняя цвет и температуру поверхности. Причем, если в минимуме ее диаметр равен сорока диаметрам нашего Солнца, то в максимуме она увеличивается сразу на четыре солнечных диаметра.

Что же происходит в недрах Дельты Цефея и подобных ей звезд?

Астрофизикам удалось построить теоретическую модель звезд такого типа. В недрах Дельты Цефея существует слой вещества с особыми свойствами, который как бы накапливает энергию, выделяющуюся в ядре звезды. Когда количество энергии в нем достигает максимума, слой мгновенно отдает всю накопленную энергию «наверх». От такого «энергетического удара» внешние слои звезды то разогреваются, то охлаждаются, соответственно сжимаясь или расширяясь. При этом в минимуме блеска Дельта Цефея относится к тому же спектральному классу, что и наше , а в максимуме превращается в белую звезду с температурой поверхности выше 10 тыс. градусов.

Маяки вселеннной

В начале 20 столетия американский астроном Генриетта Ливитт (1868-1921), обнаружившая около 2400 переменных звезд, открыла зависимость между периодом изменения блеска переменных звезд и их светимостью: чем больше период, тем выше светимость. Измерив период, отныне можно было определить светимость, а зная ее - измерить расстояние до звезды.

Так звезды, подобные Дельте Цефея - их назвали цефеидами, - стали для астрономов своего рода маяками, по которым исследователи могут определить расстояния до тех звездных систем, в которых находятся переменные. А поскольку большинство цефеид относятся к классу желтых сверхгигантов и выделяют много энергии, их можно заметить на огромных расстояниях и даже в других галактиках.

Существуют также переменные звезды, изменяющие свой блеск без всяких видимых закономерностей - неправильные переменные, а цефеидами оказываются даже те звезды, которые мы по привычке считаем самыми обычными и устойчивыми. Такой, например, является Полярная звезда, - просто изменения в ее блеске выражаются не так очевидно, как у других цефеид.

В 1922 г. выдающийся американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл обнаружил несколько цефеид в и, используя переменные звезды как эталон светимости, вычислил расстояние до них. Так впервые в истории астрономии было доказано существование космических объектов за пределами нашей звездной системы - Туманность Андромеды оказалась гигантской спиральной галактикой, удаленной от Млечного пути на 2,5 млн световых лет.

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

Наблюдение переменных звезд

Существуют звезды, блеск которых заметно меняется, иногда с правильной периодичностью. Такие звезды называются переменными. Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более чем 30"000 и многие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы - бинокль, зрительную трубу или телескоп с апертурой 60-350 mm.. Изменение блеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь через некоторые промежутки времени. И если построить график, на котором по оси абсцисс отсчитывать время, а по оси ординат - звездные величины, то полученная кривая даст представление о характере изменения блеска. По такой кривой можно проследить, как происходят колебания блеска от его минимального значения к максимальному. Разность звездных величин в максимуме и минимуме называется амплитудой, а время от одного максимума до следующего называют периодом переменной звезды. У некоторых звезд переменность вызвана оптическими причинами. Так ведут себя двойные звезды, обращаясь вокруг общего центра масс, периодически затмевая друг друга. Такие звезды называют затменно-переменными. У других звезд причины изменения блеска заключаются в происходящих внутри или на поверхности физических процессах. Такие звезды уже могут и не иметь постоянную кривую блеска. Для определения характеристик переменной путем наблюдений разработаны несложные способы измерения блеска звезд.

Оценки блеска Для измерения блеска переменной звезды необходимо сравнить его с блеском постоянных (не меняющих блеск) звезд. Мы советуем использовать следующий простой способ, позволяющий при навыке снизить погрешность определения до 0.05 зв.величины. По своей сути это очередное усовершенствование метода Аргеландера, который был предложен в конце 19 столетия. Суть его состоит в том, что наблюдатель описывает свое восприятие разницы блеска двух звезд через соответствующие ему степени сравнения. Иными словами если звезды кажутся одинаковыми, тогда говорят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. Если разница незначительна - в 1 степень, если больше - в 2 степени и так далее. Для более точного определения блеска переменной звезды необходимо подобрать как минимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чуть больше и чуть меньше, чем у переменной. Такие звезды называют звездами сравнения и им присваивают буквенные имена (a, b, c и т.д.). Выбрав несколько таких пар звезд необходимо оценить разницу в блеске между ними и переменной по следующей шкале:

Звезда a большей частью имеет одинаковый блеск, но временами кажется, что то одна, то другая звезда чуть ярче, тогда говорят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут

Если звезда a (одна из звезд сравнения) и v (переменная) при попеременном рассматривании их представляются почти одинаково яркими, но иногда кажется, что звезда a немного ярче чем звезда v, тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1v

Звезда a чуть ярче v, но иногда кажется, что они равны по блеску, тогда эту разницу оценивают в две степени a2v

Если звезда a чуть ярче переменной и это ясно с первого взгляда, но разница не столь велика, тогда считают что они имеют разницу в блеске в три степени a3v

Звезда a определенно ярче звезды v, тогда пишут a4v

Умение оценивать различие в более чем четыре степени приходит лишь с опытом. Если сравнить подобным образом блеск переменной звезды с более слабой звездой, тогда можно получить запись вида: a2v3b. Если знать звездные величины для звезд сравнения a и b, тогда можно нехитрым способом рассчитать звездную величину и для переменной звезды. Мы не будем здесь подробно останавливаться на методах обработки полученных результатов измерений и советуем обратиться за дополнительной информацией к другим источникам. Для повышения точности измерения блеска необходимо правильно подобрать звезды сравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной, тем точнее и объективней будут ваши наблюдения. Необходимо учесть, что звезды сравнения надо стараться подбирать как можно более близкого спектрального класса, так как в обратном случае в ваши измерения будут вкрадываться ошибки связанные с различиями в восприятии глазом того или иного цвета.

Систематические наблюдения переменных звезд позволяют уточнять их характеристики, периоды, делать предположения о причинах изменения блеска, и физических процессах происходящих в недрах звезд, находить аномалии и многое другое. Так как переменных звезд довольно много, а переменность некоторых еще не открыта или находится под вопросом, то любитель может сделать свой вклад в их исследования. В обществе "Процион" к первым наблюдениям переменных звезд приступили летом 1991 года. В настоящий момент ведутся наблюдения целого ряда звезд и с некоторыми вы можете ознакомиться посетив раздел наших проектов. Ваши наблюдения, которые вы предоставите нам будут обработаны и все уточненные материалы будут рассылаться в различные научные и любительские организации, включая зарубежные, такие как AAVSO (Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд).

Пульсирующие переменные звезды

Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.

Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.

Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.

Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. Неправильные переменные

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.

П.Паренаго, Б.Кукаркин "Переменные звезды и способы их наблюдения"

Астрономический Календарь "Постоянная часть", ВАГО

В.Цесевич "Переменные звезды и их наблюдение"

Видимая яркость которой изменяется. Эти изменения могут иметь период в несколько лет или в тысячные доли секунды, а величина изменений варьируется от тысячной доли средней яркости до увеличения в 20 раз. Более 100000 переменных звезд было занесено в каталоги, и к ним можно отнести даже . Плотность потока энергии нашего светила изменяется примерно на 0.1 процента, или тысячную долю, в ходе 11-летнего солнечного цикла.

История переменных звезд

Первая идентифицированная переменная звезда - Омикрон Кита, позднее получившая имя . В 1596 году она была отнесена к новым звездам, а в 1638 году Иоганн Холвардс наблюдал изменения в яркости звезды в ходе 11-месячного цикла. Расстояние до звезды составляет 200-400 световых лет. Это , состоящая из красного гиганта - переменной звезды. Период колебаний яркости - 332 дня, а яркость в видимом диапазоне изменяется в сотни раз в ходе одного цикла, тогда как в инфракрасной части спектра яркость колеблется всего в два раза. Вторая звезда также переменная, но без точного периода. Ее колебания скорости вызваны поступлением вещества с первой звезды. Это было важное открытие, так как вместе со сверхновыми оно показало, что звезды не являются постоянными сущностями, как считалось со времен Древней Греции.

Свойства переменных звезд

Существует множество причин для изменения видимой яркости звезд. Подчеркнем, именно видимой, то есть сама звезда совершенно не должна меняться, изменяются обычно условия наблюдения - как, например, в случае Алголя. Тем не менее, часть звезд мигает из-за изменений своих свойств - пульсирующие переменные имеют переменные радиус или массу. Некоторые переменные звезды - двойные системы, в которых звезды-собраты расположены так близко, что материал постоянно перетекает от одной к другой и обратно. Вообще, классификация переменных звезд очень богата, но они, в первую очередь, делятся по причине переменности - внутренней (в отечественной астрономии принято отдельно рассматривать эруптивные переменные) или внешней.

Внутренние причины

Цефеиды - очень яркие звезды, с яркостью в 500-300000 солнечных, и с очень малым периодом пульсаций - от 1 до 100 дней. Эти звезды расширяются и уменьшаются в соответствии с четкой схемой. Эти звезды особенно ценны для астрономов, так как измерения изменений их яркости позволяют очень точно определить расстояния до них, превращая цефеиды в дорожные столбы Вселенной. Другие типы переменных звезд с внутренними причинами колебаний яркости: RR Лиры, короткопериодические, старые звезды меньшего размера, нежели цефеиды; RV Тельца, сверхгиганты с огромными колебаниями яркости; типа Миры (по имени первой переменной звезды), холодные красные сверхгиганты; неправильные, или сверхгиганты с большими периодами в пределах от 30 до 1000 дней, к этому типу относится и в основном это красные сверхгиганты.

Эруптивные переменные также связаны с внутренними процессами, они резко увеличивают свою яркость из-за термоядерных взрывов внутри или на поверхности звезды. К ним относятся близкие двойные звезды, обменивающиеся массой. , новые, повторные новые, карликовые новые и другие - группа звезд, испытывающих сильные резкие изменения яркости, обычно из-за взрыва. Самые известные из них - сверхновые, способные затмить целую галактику и увеличить яркость в сто миллионов раз. Новые и повторные новые - близкие двойные звезды, на поверхностях которых происходят взрывы, но, в отличие от сверхновых, звезды при этом не разрушаются. Карликовые новые - двойные системы белых карликов, обменивающихся массой, вызывающей на них периодические взрывы. На них похожи симбиотические переменные, состоящие из красного гиганта и горячей голубой звезды, заключенных в общей оболочке пыли и газа.

Внешние причины

Затменные переменные - звезды, проходящие друг перед другом, закрывая часть света. Это также может быть вызвано планетами звезды. Вращающиеся звезды имеют переменную яркость из-за наличия на их поверхности темных, или, наоборот, ярких пятен и вращением звезды. Аналогичные изменения наблюдаются в случае звезды, форма которой заметно отлична от сферы (обычно в двойной системе). В этом случае вращение эллипсоида приводит к изменениям площади излучающей поверхности. К этому типу относятся и .

Будущие исследования

Исследования переменных звезд снабжают астрономов данными о массах, радиусах, температурах и других свойствах звезд. Косвенно получается информация о структуре и эволюции звезды. Однако, для изучения переменных звезд с большим периодом нужно много времени - обычно десятилетия. Большую роль в постоянном наблюдении переменных звезд играют астрономы-любители. Некоторые переменные особенно важны для науки, как например цефеиды, дающие информацию о возрасте Вселенной. Изучение переменных типа Миры дает сведения о Солнце и похожих на него звездах, используются для измерения скорости расширения Вселенной, эруптивные переменные - при исследовании и сверхмассивных .