P. z. delyatsya na dva bol'shih klassa: zatmennye P. z. i fizicheskie P. z.

Zatmennye P. z.

Ris. 1. Krivaya bleska i shema sistemy Perseya (a) i Liry (b). Bukvami A, V, S, D oboznacheny vzaimnye polozheniya zvezd, otvechayushie maksimumam i minimumam krivoi bleska; m - zvezdnaya velichina; vremya ukazano v chasah (h), svetlyi kruzhok - bolee yarkaya zvezda.

predstavlyayut soboi sistemu iz dvuh zvezd, vrashayushihsya vokrug obshego centra mass, prichem ploskost' ih orbit stol' blizka k luchu zreniya zemnogo nablyudatelya, chto pri kazhdom oborote nablyudaetsya zatmenie odnoi zvezdy drugoi. Eto privodit k oslableniyu summarnogo bleska sistemy. V nashei Galaktike obnaruzheno svyshe 4000 zvezd etogo klassa. U odnih, tipa Algolya ( Perseya), blesk vne zatmeniya prakticheski postoyanen (ris. 1,a), u drugih zhe, tipa ( Liry, periody postoyanstva bleska otsutstvuyut, chto daet osnovanie schitat' komponenty takih sistem ellipsoidal'nymi, vytyanutymi vzaimnym prityazheniem. Izmeneniya bleska vne zatmeniya u takih sistem ob'yasnyayutsya nepreryvnym izmeneniem obrashennoi k nablyudatelyu ploshadi svetyasheisya poverhnosti zdezd (ris. 1,6). Periody izmeneniya bleska zatmennyh zvezd (sovpadayushie, estestvenno, s ih orbital'nymi periodami) ochen' raznoobrazny: ot desyatkov minut do desyatkov let.

Ris. 2. Krivaya bleska i shema sistemy s vrasheniem linii apsid (bol'shoi poluosi orbity).

Zatmennye P. z. predostavlyayut unikal'nuyu vozmozhnost' opredeleniya ryada vazhneishih harakteristik zvezd, osobenno v tom sluchae, esli izvestny rasstoyanie do sistemy i krivaya izmeneniya luchevyh skorostei vhodyashih v sistemu zvezd. Po prodolzhitel'nosti zatmeniya mozhno opredelit' diametry zvezd v dolyah bol'shoi poluosi ih otnosit. orbity, a zatem i v kilometrah. Po svetimosti L i razmeram zvezd mozhno opredelit' effektivnuyu temperaturu T_e ih poverhnosti. Nablyudaya izmeneniya v spektre v hode zatmeniya, mozhno izuchit' stroenie atmosfery zatmevayushei zvezdy (skvoz' k-ruyu prosvechivaet vtoroi komponent sistemy) na raznyh glubinah. Osobenno interesnye rezul'taty daet issledovanie sistem tipa Voznichego, u k-ryh nablyudayutsya zatmeniya goryachei zvezdy (spektr, klassa V) krasnym sverhgigantom (klassa K) s obshirnoi atmosferoi. Izmeneniya intensivnosti linii poglosheniya v hode zatmeniya pozvolili opredelit' soderzhanie him. elementov v atmosfere sverhgiganta na raznyh vysotah, po sdvigu linii udalos' izmerit' skorost' vrasheniya zvezdy vokrug osi (sm. Doplera effekt). Zatmennye P. z. yavl. glavnym istochnikom svedenii o samoi vazhnoi harakteristike zvezd - ih masse, dlya opredeleniya k-roi primenyayut 3-i zakon Keplera, svyazyvayushii orbital'nyi period, bol'shuyu poluos' orbity i massy komponentov sistemy (sm. Massy nebesnyh tel). U nek-ryh zatmennyh zvezd nablyudaetsya vrashenie bol'shoi osi elliptich. orbity (linii apsid), vyzvannoe vzaimnoi prilivnoi deformaciei komponentov (ris. 2); na krivoi bleska eto otrazhaetsya v vide medlennogo smesheniya polozheniya vtorichnogo (men'shego) minimuma. Skorost' etogo vrasheniya opredelyaetsya stepen'yu koncentracii veshestva k centru zvezdy, i nablyudeniya takih zvezd dayut chut' li ne edinstvennuyu vozmozhnost' proverki vyvodov teorii vnutr. stroeniya zvezd.

Fizicheskie P. z.
izmenyayut svoi blesk v rezul'tate proishodyashih na nih fiz. processov. Fiz. peremennye podrazdelyayut na pul'siruyushie i eruptivnye. Pul'siruyushie P. z. harakterizuyutsya plavnymi i nepreryvnymi izmeneniyami bleska (ris. 3); v bol'shinstve sluchaev mozhno s uverennost'yu govorit' o tom, chto oni vyzvany pul'saciei zvezd. Pri szhatii zvezdy razmery ee umen'shayutsya, ona nagrevaetsya i stanovitsya yarche, pri rasshirenii zvezdy blesk ee oslabevaet. Periody izmeneniya bleska zaklyucheny v predelah ot dolei sutok (zvezdy tipa RR Liry, Shita i Bol'shogo Psa) do desyatkov (cefeidy, zvezdy tipa RV Tel'ca) i soten sutok [zvezdy tipa Miry Kita (spektr, klassa M), polupravil'nye zvezdy (SR)]. U nek-ryh zvezd periodichnost' izmeneniya bleska vyderzhivaetsya s tochnost'yu horoshego chasovogo mehanizma (napr., cefeidy i zvezdy tipa RR Liry), u drugih zhe prakticheski otsutstvuet (u krasnyh nepravil'nyh P. z.). Pri pul'saciyah kolebaniya radial'nyh razmerov zvezd mogut dostigat' znachit, velichiny, u cefeid, napr., 2-3 radiusov Solnca. Eto ne dolzhno udivlyat', t. k. cefeidy - zvezdy-sverhgiganty [radius RR Lyr sostavlyaet ].

V tabl. privedeny harakteristiki nek-ryh periodich. pul'siruyushih P. z.

Tip zvezdy	Period, sut	Spektral'nyi klass	Amplituda (v sinih luchah)	Tip zvezdnogo naseleniya Galaktiki
Cefeidy C	2-218	FII-GI	0,1-2m	I
Cefeidy CW	1-3, 11-30	(F-G)	0,5-1,5m	II
RR Liry	0,05-1,2	A-F	0,5-2m	II
Shita	0,03-0,2	A-FV-III	0,1-0,5m	I
RV Tel'ca	30-140	F-GI	2-3m	I
Miry Kita	80-220 500-1000	M,C,S	2,5-10m	II I
Bol'shogo Psa	0,1-0,6	BO-B3III-IV	0,1m	I

Ris. 3. Krivaya bleska cefeidy CF Kassiopei po dannym amerikanskogo astronoma A. Sandidzha. Po osi absciss otlozheno vremya v dolyah perioda, otschityvaemoe ot momenta maksimuma (faza). Period P= 4,88 sutok, mV - vizual'naya zvezdnaya velichina.

Eruptivnye P. z. harakterizuyutsya nepravil'nymi, chasto bystrymi i sil'nymi izmeneniyami bleska, vyzvannymi, po-vidimomu, burnymi processami, nosyashimi vzryvoobraznyi (eruptivnyi) harakter (ris. 4). Eti zvezdy delyat na dve gruppy: 1) gruppu molodyh, nedavno sformirovavshihsya zvezd, k k-rym otnosyat bystrye nepravil'nye peremennye (tipa T Tel'ca ili RW Voznichego), vspyhivayushie zvezdy (tipa UV Kita) i rodstvennye im ob'ekty, mnogochislennye v molodyh zvezdnyh skopleniyah i svyazannye s tumannostyami; 2) gruppu zvezd, u k-ryh vremya ot vremeni otmechayutsya bystrye i bol'shie uvelicheniya yarkosti (t.n. kataklizmicheskie P. z.). Eto novye zvezdy, povtornye novye, zvezdy tipa U Bliznecov, novopodobnye i simbiotich. P. z. (dlya poslednih harakterno prisutstvie v spektre linii, tipichnyh kak dlya goryachih, tak i dlya holodnyh zvezd).

Ris. 4. Krivaya bleska bystroi nepravil'noi peremennoi RV Tel'ca po dannym sovetskogo astronoma P.N. Holopova. Cena deleniya osi absciss - 100 sutok, mV - vizual'naya zvezdnaya velichina.

V bol'shinstve sluchaev kataklizmich. zvezdy okazyvayutsya dvoinymi sistemami. Chasto odnim iz komponentov yavl. belyi karlik. Izvestno bolee 1600 eruptivnyh zvezd.

Naryadu s tradic. tipami P. z. v poslednee vremya vydelyayut novyi tip - vrashayushiesya zvezdy s neodnorodnoi poverhnostnoi yarkost'yu. K etomu tipu P. z. otnosyat magnitnye zvezdy s anomaliyami him. sostava, vrashayushiesya s periodom v nesk. sut; zvezdy tipa BY Drakona (karliki klassa M, u k-ryh pomimo vspyshek, analogichnyh nablyudaemym u zvezd tipa UV Kita, obnaruzheny nebol'shie kolebaniya bleska s periodom v nesk. sut) i, nakonec, zvezdy tipa HZ Gerkulesa, vhodyashie v tesnuyu dvoinuyu sistemu s rentg. istochnikom (izluchenie istochnika vyzyvaet na poverhnosti vtorogo komponenta poyavlenie goryachego pyatna). Prisutstvie goryachih ili holodnyh pyaten podozrevaetsya i u zvezd dr. tipov, osobenno zatmennyh peremennyh.

Peremennost' i evolyuciya zvezd.
Fiz. peremennost' voznikaet u zvezd na opredelennyh etapah ih evolyucii, tak chto na protyazhenii svoei zhizni odna i ta zhe zvezda, perehodya ot odnogo etapa razvitiya k drugomu, byvaet kak postoyannoi zvezdoi, tak i P. z. raznyh tipov. Poetomu osoboe znachenie dlya ponimaniya prirody peremennosti imeet izuchenie P. z. v zvezdnyh skopleniyah (dlya zvezd, vhodyashih v skopleniya, mozhno opredelit' i vozrast, i evolyup. stadiyu), a takzhe sopostavlenie polozheniya na diagramme spektr-svetimost' postoyannyh zvezd i P. z. raznyh tipov (sm. Diagramma Gercshprunga-Ressella).

Nachinaya svoe razvitie v vide gravitacionno obosoblennogo sgustka gazopylevoi materii, zvezda postepenno szhimaetsya, i gravitac. energiya, osvobozhdayushayasya pri etom, razogrevaet ee. Perenos energii iz vnutr. sloev k poverhnosti u takoi zvezdy osushestvlyaetsya vnachale konvekciei, i lish' pri podhode k glavnoi posledovatel'nosti (GP) v zvezde poyavlyaetsya yadro, v k-rom energiya perenositsya izlucheniem. Chem massivnee zvezda, tem bystree ona dostigaet GP; istochnikom energii takoi zvezdy stanovyatsya termoyadernye reakcii goreniya vodoroda v ee centre. Sushestvuyut ochen' molodye zvezdnye skopleniya (s vozrastom zvezd ~ 10⁶-10⁷ let), v k-ryh lish' naibolee massivnye zvezdy znachit. svetimosti dostigli GP; oni zanimayut verhnyuyu chast' diagrammy Gercshprunga-Ressella (d. G.-R.) skopleniya i yavl. obychnymi postoyannymi zvezdami. Zvezdy skopleniya, imeyushie men'shuyu svetimost' i massu, eshe ne zakonchili stadiyu gravitac. szhatiya i ne "vyshli" na GP. U takih zvezd eshe sohranilas' obshirnaya konvektivnaya zona, i imenno sredi nih vo vse vozrastayushem kolichestve obnaruzhivayutsya bystrye nepravil'nye peremennye i vspyhivayushie zvezdy. Po vsei vidimosti, za vspyshechnuyu aktivnost' zvezd otvetstvenno vzaimodeistvie konvektivnoi zony s magn. polem, prichem vazhnuyu rol' igraet i vrashenie zvezdy, poskol'ku vysokie skorosti vrasheniya tipichny dlya molodyh zvezd. V celom peremennost' takih zvezd predstavlyaet soboi, po-vidimomu, mnogokratno usilennyi analog yavlenii, nablyudaemyh v aktivnyh oblastyah Solnca.

Ris. 5. Evolyucionnye treki zvezd s massami 1-15 ; MV - absolyutnaya zvezdnaya velichina, V - V - pokazatel' cveta; A5, F5, ... - spektral'nye klassy zvezd. Zashtrihovany oblasti, gde evolyuciya protekaet otnositel'no medlenno.

Ryad tipov pul'siruyushih peremennyh raspolozhen v predelah polosy nestabil'nosti, peresekayushei d. G.-R. ot krasnyh sverhgigantov spektr. klassa K do belyh zvezd klassa A (ris. 5 i 6). K nim otnosyatsya cefeidy (S na ris. 6), zvezdy tipa RV Tel'ca, RR Liry i Shita. Vo vseh etih zvezdah deistvuet, po-vidimomu, edinyi mehanizm, vyzyvayushii pul'saciyu ih verhnih sloev. Soglasno obsheprinyatoi teorii, v naruzhnyh oblastyah zvezd, naselyayushih polosu nestabil'nosti, sushestvuet zona kritich. ionizacii geliya, k-ryi poperemenno to ionizuetsya do Ne II (pri povyshenii temp-ry),to rekombiniruet i ohlazhdaetsya. Zona kritich. ionizacii pri szhatii pogloshaet i ne vypuskaet naruzhu idushee iznutri izluchenie, a pri rasshirenii, naprotiv, usilenno izluchaet ego naruzhu (sm. Pul'sacii zvezd). Takoi mehanizm raskachki kolebanii deistvuet lish' pri opredelennom (> 15% po chislu atomov) soderzhanii geliya i opredelennoi glubine zaleganiya zony kritich. ionizacii, zavisyashei ot svetimosti i poverhnostnoi temp-ry zvezdy. Eti prichiny i obuslovlivayut sushestvovanie dovol'no uzkoi polosy nestabil'nosti.

V predelah GP zvezdy zhivut dol'she vsego, poetomu GP - naibolee naselennaya oblast' d. G.-R. Kritich. moment dlya zvezdy na GP nastupaet, kogda massa yadra, v k-rom vodorod prevratilsya v gelii, dostigaet 10-12% massy zvezdy i termoyadernaya reakciya prevrasheniya vodoroda v gelii v centre zvezdy zatuhaet. S etogo momenta struktura zvezdy nachinaet izmenyat'sya. Vnachale vsya zvezda szhimaetsya, a zatem lishennoe na dannom etape istochnikov energii yadro szhimaetsya i nagrevaetsya, a vnesh. chasti zvezdy rasshiryayutsya i ohlazhdayutsya. Zvezda uhodit s GP v oblast' krasnyh gigantov i sverhgigantov (ris. 5).

S etim izmeneniem struktury mozhet byt' svyazana peremennost' ryada zvezd, nahodyashihsya bliz verhnei granicy GP. Bol'shinstvo iz nih otlichaetsya ot sosednih (po d. G.-R.) postoyannyh zvezd takzhe i bolee medlennym vrasheniem. Mozhno predpolagat', chto izmenenie radiusa zvezdy bliz verhnei granicy GP mozhet privesti k izmeneniyu haraktera vrasheniya i vyzvat' pul'saciyu. Veroyatno, na stadii uhoda s GP nahodyatsya zvezdy tipa Bol'shogo Psa (spektr, klass V), k-rye izmenyayut blesk s periodom v nesk. chasov (ris. 6). Popadaya v predely polosy nestabil'nosti posle uhoda s GP, zvezdy raznyh mass nachinayut pul'sirovat' s raznymi periodami i amplitudami.

Detal'no rasschitannye evolyuc. treki zvezd s massoi 3-12 posle prihoda v oblast' krasnyh gigantov i sverhgigantov (gde yadro zvezdy nagrevaetsya uzhe do takoi temp-ry, chto vklyuchaetsya reakciya prevrasheniya geliya v uglerod) opisyvayut shirokie petli, neodnokratno peresekayushie polosu nestabil'nosti (ris. 5). Kazhdyi raz vo vremya etogo peresecheniya zvezda stanovitsya cefeidoi. Pri etom, chem bol'she massa zvezdy (ot 3 do 10-12 ), tem s bol'shim periodom ona pul'siruet (ot 1 do 50-100 sut). Vozmozhnost' vozniknoveniya pul'sacii u massivnyh zvezd na opredelennom etape evolyucii pokazana teoreticheski: rasschitany modeli zvezd, k-rye pri opredelennyh poverhnostnoi temp-re i svetimosti stanovyatsya neustoichivymi i nachinayut pul'sirovat'. Eti svetimosti i temp-ry horosho sovpadayut s nablyudaemym polozheniem polosy nestabil'nosti.

Ris. 6. Polozhenie na diagramme Gercshprunga- Ressella peremennyh zvezd, massy kotoryh prevyshayut 2 , C - zvezdy tipa Bol'shogo Psa, Ar - magnitnye peremennye, S - zvezdy tipa Shita, S - cefeidy ploskoi sostavlyayushei, SRc - peremennye krasnye sverhgiganty. Zhirnymi liniyami naneseny takzhe posledovatel'nosti dlya skoplenii s vozrastom, men'shim let, v kotoryh vstrechayutsya zvezdy etih tipov: skopleniya h i Perseya, NGC 6067, NGC 2362 i Giady (G).

U zvezd s massoi etap evolyucii, svyazannyi s termoyadernym prevrasheniem geliya v uglerod, nachinaetsya posle znachit. uvelicheniya svetimosti i prodvizheniya takih zvezd k koncu vetvi krasnyh gigantov na d. G.-R. (ris. 5 i 7). Eto vyzvano bolee medlennym szhatiem i nagrevom ih vyrozhdennogo yadra. Dolgoperiodich. peremennye (zvezdy tipa Miry Kita, izmenyayushie blesk s amplitudoi v 3-7^m i periodom v sotni sutok) i krasnye nepravil'nye i polupravil'nye giganty nahodyatsya imenno u koncov vetvi gigantov sharovyh i staryh rasseyannyh skoplenii. Otsutstvie v takih skopleniyah bolee krasnyh zvezd pokazyvaet, chto zdes' nachinaetsya perestroika struktury zvezdy, v rezul'tate k-roi ona uhodit s vetvi gigantov. Eta perestroika, veroyatno, i vyzyvaet peremennost' krasnyh gigantov i zvezd tipa Miry Kita. Pryamye opredeleniya mass takih zvezd govoryat o tom, chto oni blizki k 1 .

Posle uhoda s vetvi gigantov zvezdy malyh mass popadayut na gorizontal'nuyu vetv', tipichnuyu dlya d. G.-R. sharovyh skoplenii, k-rye vse imeyut bol'shoi vozrast - ok. 10¹⁰ let (ris. 7). Uchastok etoi vetvi, peresekayushii polosu nestabil'nosti, naselen isklyuchitel'no zvezdami tipa RR Liry, pul'siruyushimi s periodom v doli sutok. V sharovyh skopleniyah vstrechayutsya inogda i cefeidy, a takzhe zvezdy tipa RV Tel'ca. Otkuda imenno oni popadayut v polosu nestabil'nosti, neizvestno. Cefeidy sharovyh skoplenii vo mnogih otnosheniyah otlichayutsya ot cefeid, vstrechayushihsya v rasseyannyh skopleniyah i v ploskosti Galaktiki, massy ih, tak zhe kak i zvezd tipa RR Liry, blizki, po-vidimomu, k 1 .

Ris. 7. Polozhenie na diagramme Gercshprunga- Ressella peremennyh zvezd, massy kotoryh men'she 2 ; CW - cefeidy sfericheskoi sostavlyayushei (tipa W Devy), RRs - zvezdy tipa RR Liry s periodom P < 0,21 sutok, M - zvezdy tipa Miry Kita, SRb - krasnye peremennye giganty, RV - peremennye sverhgiganty (tipa RV Tel'ca). Zhirnymi liniyami ukazany posledovatel'nosti dlya skoplenii, v kotoryh vstrechayutsya eti zvezdy (sharovoe skoplenie M13 i starye rasseyannye skopleniya NGC 7789 i NGC 188).

Otnositel'no novyh zvezd, povtornyh novyh, zvezd tipa U Bliznecov, novopodobnyh i simbioticheskih peremennyh vse shire rasprostranyaetsya ubezhdenie, chto oni yavl. dvoinymi zvezdami, nahodyashimisya na pozdnei stadii evolyucii. Zvezdy tipa U Bliznecov i povtornye novye ob'edinyaet zavisimost' cikl-amplituda: pervye vspyhivayut na 2-4 zvezdnye velichiny cherez interval v desyatki sutok, vtorye zhe na 5-6 velichin cherez desyatki let. Est' vse osnovaniya ozhidat', chto i tipichnye novye zvezdy s amplitudami 8-12^m prodolzhayut etu zavisimost' i vspyhivayut cherez sotni ili tysyachi let. Dvoistvennost' mnogih zvezd etih tipov dokazana spektr. i fotometrich. nablyudeniyami. Evolyuciya tesnyh dvoinyh zvezd iz-za vzaimodeistviya komponentov mozhet sushestvenno otlichat'sya ot evolyucii odinochnyh zvezd. Vozmozhnoi prichinoi vspyshek mozhet byt' peretekanie na poverhnost' goryachei, lishennoi vodoroda zvezdy (tipa belogo karlika) bogatogo vodorodom veshestva dr. zvezdy, chto mozhet privesti k burnym termoyadernym reakciyam. Obnaruzhenie dvoistvennosti i zatmenii u novyh zvezd pozvolilo ocenit' ih massu: ona sostavlyaet lish' doli . Sredi povtornyh novyh nahoditsya sistema WZ Strely s periodom 82 min - odnim iz samyh korotkih sredi sistem dvoinyh zvezd.

P. z. pozvolyayut izuchat' ne tol'ko osn. harakteristiki zvezd, ih stroenie i evolyuciyu. Ne menee vazhny oni dlya issledovaniya stroeniya i evolyucii zvezdnyh sistem. Mnogie P. z., prezhde vsego cefeidy, novye zvezdy i zvezdy tipa RR Liry, sluzhat luchshimi ob'ektami dlya opredeleniya rasstoyanii do dalekih zvezdnyh sistem (sm. Period-svetimost' zavisimost', Rasstoyaniya do kosmicheskih ob'ektov).

Znanie rasstoyanii do P. z. pozvolyaet ispol'zovat' eti dannye dlya izucheniya stroeniya obrazuemyh imi zvezdnyh galaktich. podsistem. Imenno issledovanie prostranstv. raspredeleniya P. z. nashei Galaktiki pozvolilo priiti k vyvodu o sushestvovanii ploskoi, promezhutochnoi i sfericheskoi sostavlyayushih Galaktiki, obrazovannyh podsistemami zvezd raznyh fiz. tipov.

Dlya kazhdoi podsistemy harakterny svoya d. G.-R. i svoi tipy P. z. Sharovye skopleniya i zvezdy tipa RR Liry, napr., tipichny dlya sferich. sostavlyayushei, a rasseyannye skopleniya i cefeidy svyazany s ploskoi sostavlyayushei. Izuchenie P. z. v dannoi zvezdnoi sisteme pozvolyaet srazu zhe skazat', kakoi tip zvezdnogo naseleniya harakteren dlya nee, i ocenit' ee vozrast.

Naryadu s detal'nym issledovaniem otdel'nyh P. z. bol'shoe znachenie imeet obnaruzhenie novyh P. z. i vyyavlenie interesnyh anomal'nyh zvezd, i zdes' ves'ma sushestvenna pomosh' lyubitelei astronomii. Issledovaniya P. z. vnosyat bol'shoi vklad v nashi znaniya o stroenii i razvitii zvezd i zvezdnyh sistem.

Lit.:
Kaplan S.A., Fizika zvezd, 3 izd., M., 1977; Kulikovskii L.G., Spravochnik lyubitelya astronomii, 4 izd., M., 1971; Cesevich V.P., Peremennye zvezdy i ih nablyudenie, M., 1980; Metody issledovaniya peremennyh zvezd, M., 1971; Pul'siruyushie zvezdy, M., 1970; Eruptivnye zvezdy, M., 1970; Zatmennye peremennye zvezdy, M., 1971; Yavleniya nestacionarnosti i zvezdnaya evolyuciya, M., 1974; Gershberg R.E., Vspyhivayushie zvezdy malyh mass, M., 1978; Zvezdy i zvezdnye sistemy, M., 1981; Koks D.P., Teoriya zvezdnyh pul'sacii, per. s angl., M., 1983.

(Yu.N. Efremov)