O klassifikacii peremennyh zvezd
P.N.Holopov
V stat'e rassmotrena sistema klassifikacii peremennyh zvezd osnovannaya na razvitii obsheprinyatyh principov klassifikacii etih ob'ektov v svete sovremennyh predstavlenii ob ih evolyucii. |
1.
Peremennye zvezdy - eto zvezdy, menyayushie blesk na glazah lyudei i ih pokolenii. Evolyucionnye izmeneniya bleska podavlyayushego bol'shinstva zvezd, kak pravilo, slishkom neznachitel'ny i proishodyat slishkom medlenno, chtoby byt' zamechennymi za kakoi-nibud' chetyreh-trehtysyacheletnii period istoricheskogo razvitiya chelovechestva Odnako "zvezdy-gost'i" drevnih kitaicev, zvezda d'yavola (Algol') drevnih arabov, Udivitel'naya (Mira) v sozvezdii Kita, porazivshaya voobrazhenie astronomov konca epohi Vozrozhdeniya, sverhnovye Tiho Brage i Keplera uzhe davno raznoobraziem svoego povedeniya svidetel'stvovali o raznoobrazii prichin, vyzyvayushih izmeneniya ih bleska I uzhe davno astronomy zanimayutsya klassifikaciei peremennyh zvezd stremyas' vmestit' v kratkii simvol togo ili inogo tipa peremennosti bleska vse mnogoobrazie fizicheskih harakteristik i prichin izmeneniya bleska dannoi konkretnoi zvezdy.
S techeniem vremeni problemy, svyazannye s klassifikaciei peremennyh zvezd, stanovyatsya vse slozhnee. Postepenno vyyasnyaetsya vzaimosvyaz' razlichnyh tipov peremennosti bleska. Neredko voznikaet neobhodimost' otneseniya odnogo i togo zhe ob'ekta srazu k neskol'kim tipam peremennosti, poskol'ku oni opredelyayutsya raznymi fizicheskimi prichinami.
Povyshenie tochnosti nablyudenii i sovershenstvovanie metodov ih analiza priveli k obnaruzheniyu mnozhestva mikroperemennyh zvezd i vyyasneniyu zakonomernostei izmeneniya ih fotometricheskih i spektral'nyh harakteristik. V nastoyashee vremya yasno, chto ne sushestvuet nizhnego predela amplitudy izmenenii bleska peremennyh, podlezhashih registracii; vse delo v nadezhnosti registracii takih izmenenii v ih dostovernosti.
Peremennost' v dalekom ul'trafioletovom i rentgenovskom izluchenii, v dalekom infrakrasnom i radiodiapazone okazyvaetsya harakternym svoistvom peremennyh zvezd raznyh tipov. Lish' trudnosti otozhdestvleniya ob'ektov, nablyudaemyh v etih oblastyah spektra, s opticheskimi ob'ektami nakladyvayut poka ogranicheniya na vklyuchenie ih v katalogi peremennyh zvezd.
V svyazi s podgotovkoi k novomu (chetvertomu) izdaniyu Obshego kataloga peremennyh zvezd my stolknulis' s neobhodimost'yu sushestvennogo utochneniya klassifikacii peremennyh, prinyatoi v tret'em izdanii kataloga (Kukarkin i dr., 1969) i treh dopolneniyah k nemu. Tak, naprimer, obnaruzhenie hromosfernoi aktivnosti ryada zvezd trebuet otrazheniya etogo yavleniya v klassifikacii. Svoeobrazny proyavleniya opticheskoi peremennosti istochnikov rentgenovskogo izlucheniya. Nuzhdaetsya v sovershenstvovanii klassifikaciya zatmenno-dvoinyh sistem i t. p.
Nizhe budet izlozhena predstavlyayushayasya nam naibolee racional'noi sistema klassifikacii peremennyh zvezd, osnovannaya na razvitii obsheprinyatyh principov klassifikacii etih ob'ektov i na analize predlozhenii, sdelannyh ryadom specialistov.
Ishodya iz osnovnyh prichin, opredelyayushih nablyudaemuyu s Zemli peremennost' bleska teh ili inyh ob'ektov, prinyato delit' peremennye na sleduyushie klassy: eruptivnye, pul'siruyushie i zatmenno-dvoinye. V nastoyashee vremya neobhodimo vvesti eshe odin klass - vrashayushiesya peremennye (Efremov, 1975; Persi, 1978). Pri etom podrazumevaetsya, chto poverhnost' takih zvezd mozhet byt' pokryta pyatnami-uchastkami s ponizhennoi ili povyshennoi poverhnostnoi yarkost'yu, i pri nesovpadenii osi vrasheniya zvezdy s napravleniem k nablyudatelyu srednyaya poverhnostnaya yarkost' ee polusfery, obrashennoi k Zemle, mozhet menyat'sya vsledstvie vrasheniya zvezdy,
Predstavlyaetsya takzhe celesoobraznym vydelit' iz klassa eruptivnyh peremennyh v otdel'nyi klass vzryvnye peremennye -sverhnovye i Novye zvezdy.
Kazhdyi iz etih klassov ob'edinyaet ob'ekty sovershenno razlichnoi prirody, otnosyashiesya k raznym tipam peremennosti bleska. V to zhe vremya odni i te zhe ob'ekty odnovremenno mogut byt' i pul'siruyushimi i eruptivnymi i vhodit' v sostav zatmenno-dvoinyh sistem, t.e. menyat' blesk pochti po vsem vozmozhnym prichinam ili lyubym kombinaciyam poslednih.
2.
Dlya togo chtoby razobrat'sya v razlichnyh tipah peremennyh zvezd, celesoobrazno rassmotret' ih polozhenie na diagramme MV, B-V, prichem razdel'no v zavisimosti ot vozrasta (t) samih peremennyh (sm., ris.1). Preryvistoi liniei vsyudu na ris. 1 naneseno polozhenie nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti. Oblasti, zanimaemye peremennymi raznyh tipov, obvedeny sploshnymi liniyami. Oni ukazany shematicheski. Granicy ih ne sleduet prinimat' slishkom ser'ezno. Oni mogut perekryvat'sya i zanimat' gorazdo bol'shie ploshadi. Ne sleduet takzhe slishkom strogo vosprinimat' vozrastnye harakteristiki peremennyh, otmechennye na ris. 1a, 1b i 1s.
Na ris. 1a pokazano polozhenie samyh molodyh peremennyh zvezd (0<t<107 let). Sredi nih vstrechayutsya kak eruptivnye (orionovy peremennye Ina, Inb, InT, peremennye tipov S Dor i FU Ori, vspyhivayushie peremennye tipa UV Kita, svyazannye s tumannostyami), tak i pul'siruyushie peremennye (nepravil'nye Lc i polupravil'nye SRc sverhgiganty pozdnih spektral'nyh klassov). Vse eti ob'ekty nablyudayutsya v samyh molodyh i voznikayushih zvezdnyh skopleniyah, v OV- i T-associaciyah. Nekotorye tipy (FU Ori, S Dor) harakterizuyut, po-vidimomu, kratkovremennye etapy razvitiya orionovyh peremennyh. Rassmotrim eti tipy bolee podrobno. Privodimye nizhe sokrashennye oboznacheniya tipov ne sleduet neosmotritel'no menyat', vo izbezhanie putanicy v dal'neishem, v svyazi s bol'shim chislom uzhe vydelennyh tipov.
S Dor - eruptivnye zvezdy vysokoi svetimosti
spektral'nyh klassov Bpeq-Fpeq, pokazyvayushie nepravil'nye (inogda
ciklicheskie) izmeneniya bleska v predelah ot 1 do 3m. Eto
odni iz samyh yarkih golubyh zvezd galaktiki, v kotoroi oni
nablyudayutsya. K peremennym etogo tipa otnosyatsya R Cyg i 
Car.
In - orionovy peremennye. Nepravil'nye eruptivnye peremennye, svyazannye s diffuznymi tumannostyami i raspolozhennye na diagramme MV, B-V v raione glavnoi posledovatel'nosti i v oblasti subgigantov. Na ris. 1a pokazana oblast', zanimaemaya imi v minimume bleska. V rezul'tate dal'neishei evolyucii eti zvezdy prevrashayutsya v zvezdy glavnoi posledovatel'nosti postoyannogo bleska. Predely izmeneniya bleska mogut dostigat' neskol'kih velichin. Delyatsya na podtipy:
Ina - orionovy peremennye spektral'nyh klassov V-A (T Ori).
Inb - orionovy peremennye spektral'nyh klassov F-M ili Fe-Me (AN Ori).
InT - orionovy peremennye tipa T Tel'ca. Spektral'nye
klassy Fe-Me. Specificheskii priznak tipa - flyuorescentnye
emissionnye linii Fe I
4046, 4132 (anomal'no
intensivnye u etih zvezd), emissionnye linii [S II], [O I] i liniya
poglosheniya Li I 
6707. Esli svyaz' s tumannost'yu
nezametna, bukva n v simvole tipa mozhet byt' opushena.
V spektrah nekotoryh orionovyh peremennyh (YY Ori) nablyudaetsya "obratnyi R Cyg effekt", - nalichie temnyh komponent s dlinnovolnovoi storony emissionnyh linii, - svidetel'stvuyushii o padenii veshestva na poverhnost' etih zvezd. V etom sluchae simvol tipa mozhet soprovozhdat'sya simvolom YY.
UVn-svyazannye s diffuznymi tumannostyami vspyhivayushie eruptivnye peremennye, podobnye peremennym tipa UV Kita (sm, nizhe). Eto raznovidnost' orionovyh peremennyh podtipa Inb, na nepravil'nye izmeneniya bleska kotoryh nakladyvayutsya vspyshki.
FU - eruptivnye novopodobnye peremennye tipa FU Ori
spektral'nyh klassov Ae
-Fpe, svyazannye s
diffuznymi tumannostyami; pokazyvayut dlyasheesya neskol'ko mesyacev
postepennoe vozrastanie bleska na 6m, posle chego nastupaet
pochti polnoe postoyanstvo bleska v maksimume, sohranyayusheesya na
protyazhenii desyatiletii, i postepennoe razvitie emissii v spektre.
Oblast', zanimaemaya etimi peremennymi na ris. 1a, sootvetstvuet
maksimumu ih bleska.
Lc - nepravil'nye medlennye pul'siruyushie peremennye sverhgiganty spektral'nogo klassa M (TZ Cas) s amplitudoi poryadka 1m.
SRc - polupravil'nye pul'siruyushie peremennye
sverhgiganty spektral'nogo klassa M (
Ser).
Amplitudy-poryadka 1m, periody izmeneniya bleska - ot 30 do
neskol'kih tysyach dnei.
V svyazi s ris. 1a sleduet rassmotret' eshe dve kategorii ob'ektov, a imenno: sverhnovye i pul'sary.
Sverhnovye (SN) - zvezdy, v rezul'tate vzryva bystro uvelichivayushie svoi blesk na 20 i bolee velichin, a zatem medlenno oslabevayushie. Spektr pri vspyshke harakterizuetsya nalichiem ochen' shirokih emissionnyh polos. V rezul'tate vzryva struktura zvezdy polnost'yu menyaetsya. Na meste sverhnovoi ostaetsya rasshiryayushayasya emissionnaya tumannost' i (ne vsegda nablyudaemaya) bystro vrashayushayasya neitronnaya zvezda s sil'nym magnitnym polem, izluchayushaya v radio, opticheskom i rentgenovskom diapazonah dlin voln, - pul'sar (PSR), period izmeneniya bleska kotorogo (ot neskol'kih sotyh sekundy do neskol'kih sekund) raven periodu ego vrasheniya.
3.
Na ris. 1b pokazano polozhenie peremennyh zvezd, vozrast kotoryh zaklyuchen v predelah ot 107 do 109 let.
V processe evolyucionnogo otkloneniya ot nachal'noi glavnoi posledovatel'nosti zvezdy spektral'nyh klassov B-F nachinayut proyavlyat' peremennost' bleska. V osnovnom, eti yavleniya vyzyvayutsya radial'noi i neradial'noi pul'saciei blizkih k poverhnosti sloev zvezdy, vrasheniem zvezd s pyatnami, a takzhe processami obrazovaniya i ischeznoveniya emissionnyh ekvatorial'nyh kolec ili diskov u bystro vrashayushihsya V-zvezd. Pri radial'nyh pul'saciyah forma zvezdy ostaetsya sfericheskoi, proishodit periodicheskoe rasshirenie i szhatie poverhnosti zvezdy. V sluchae neradial'nyh pul'sacii forma zvez. dy periodicheski otklonyaetsya ot sfericheskoi, prichem dazhe sosednie uchastki ee poverhnosti mogut nahodit'sya v protivopolozhnyh fazah kolebanii.
V nastoyashee vremya mozhno vydelit' sleduyushie tipy peremennosti zvezd etih spektral'nyh klassov.
Cyg - neradial'no pul'siruyushie sverhgiganty spektral'nyh
klassov Beq-Aeq Ia, izmeneniya bleska kotoryh s amplitudoi poryadka 0.m1
neredko kazhutsya nepravil'nymi, ibo vyzyvayutsya nalozheniem mnogih kolebanii s
blizkimi periodami. Nablyudayutsya cikly ot ne. skol'kih dnei do neskol'kih
desyatkov dnei. Vozmozhno, eti peremennye yavlyayutsya posleduyushei stadiei
razvitiya zvezd tipa S Dor.
Ser - pul'siruyushie peremennye spektral'nyh klassov O8-V6 I-V
s periodami izmeneniya bleska i luchevyh skorostei, zaklyuchennymi v predelah
0.d1-0.d6, i predelami izmeneniya bleska ot 0.m01 do
0.m3. Maksimum bleska sootvetstvuet minimal'nomu radiusu zvezdy. V
osnovnom, u etih zvezd nablyudayutsya radial'nye pul'sacii, odnako seichas
mnogie issledovateli nahodyat vozmozhnym vydelyat' sredi nih peremennye,
podobnye 53 Per (V469 Per), harakterizuyushiesya neradial'nymi pul'saciyami
(sm., naprimer, Unno i dr., 1979).
K peremennym tipa Ser primykaet vydelennaya Dzhakate (1979)
gruppa peremennyh, kotorye mozhno nazvat' peremennymi tipa
Cen. Eto zvezdy spektral'nyh klassov V2-VZ IV-V, periody i
amplitudy izmeneniya bleska kotoryh na poryadok men'she po sravneniyu
s nablyudaemymi u zvezd tipa Ser, t.e. zaklyucheny v predelah
0.d02-0.d04 i 0.m15-0.m025 sootvetstvenno.
Sleduyushim horosho izvestnym tipom pul'siruyushih peremennyh glavnoi
posledovatel'nosti yavlyaetsya tip 
Sct. Obychno k nemu
otnosyat zvezdy spektral'nyh klassov A2-F5 III-V s
amplitudami izmeneniya bleska ot 0.m003 (v osnovnom
0.m02) do 0.d8 i periodami ot 0.d02 do 0.d4.
Forma krivyh bleska sil'no menyaetsya. Nablyudayutsya kak radial'nye,
tak i neradial'nye pul'sacii; mogut nastupat' i kratkovremennye
prekrasheniya izmenenii bleska. Krivaya izmeneniya luchevyh skorostei
yavlyaetsya pochti zerkal'nym otobrazheniem krivoi izmeneneniya bleska,
prichem maksimum skorosti priblizheniya k nablyudatelyu prakticheski
sovpadaet s maksimumom bleska zvezdy.
V nachale pyatidesyatyh godov Struve (1955) vydvinul gipotezu o
sushestvovanii gipoteticheskoi posledovatel'nosti Maiya, zapolnyayushei
probel mezhdu pul'siruyushimi peremennymi tipov Ser i
Sct. Struve provodil etu posledovatel'nost' mezhdu dvumya
zvezdami - chlenom skopleniya Pleyady Maiei (B7III) i 
UMi
(A3II-III). Do sih por razlichnye issledovateli (sm., naprimer,
Berdsli, Zhizhka, 1977; Breger, 1979) prodolzhayut vozvrashat'sya k
obsuzhdeniyu etogo voprosa.
Peremennost' bleska Maii eshe ne dokazana. Nam predstavlyaetsya, chto
posledovatel'nosti Maiya voobshe ne sushestvuet. Po vyrazheniyu Breger
a (1979), v more zvezd s maloamplitudnoi neradial'noi pul'saciei
zvezdy tipov Ser i Sct obrazuyut dva ostrova
peremennyh s bol'shoi amplitudoi, podderzhivaemoi dopolnitel'nym
vozbuzhdeniem radial'nyh pul'sacii.
V svyazi s etim umestno ostanovit'sya na voprose o peremennosti
bleska Lyr (AOV), do nedavnego vremeni ispol'zovavsheisya v
kachestve odnogo iz osnovnyh fotometricheskih i
spektrofotometricheskih standartov. O peremennosti bleska etoi
zvezdy, otkrytoi eshe Gutnikom i Pragerom (1915) i podtverzhdennoi
Fezom (1935), vspomnili lish' nedavno posle poyavleniya stat'i
Vishnevskogo i Dzhonsona (1979). Zvezda ne vklyuchalas' v katalogi
peremennyh zvezd, potomu chto mnogie nablyudateli nahodili ee
postoyannoi. Odnako eshe Gutnik (1930), sopostaviv fotoelektricheskie
nablyudeniya Lyr 1915 g. s nablyudeniyami ee luchevoi
skorosti, vypolnennymi v 1929 g., pokazal, chto obnaruzhennye
izmeneniya bleska sinhronny s izmeneniyami luchevoi skorosti,
proishodyashimi s periodom blizkim k 0.d07, prichem maksimumy
bleska zvezdy sovpadayut s minimumami ee luchevoi skorosti. Fez
(1935) i Neibauer(1935) proveli odnovremennye (s tochnost'yu do
minuty) nablyudeniya bleska i luchevoi skorosti Lyr,
podtverdiv vyvody Gutnika (sm. ris.2). Tol'ko chto Dzhonson (1980)
soobshil o peremennosti bleska Lyr na osnovanii svoih
fotoelektricheskih nablyudenii, provodivshihsya im s 1950 g. na
protyazhenii 30 let.
Fazovye sootnosheniya bleska i luchevoi skorosti Lyr vo
vremya ih izmenenii takovy zhe, kak i u zvezd tipa Sct,
amplituda i period takzhe ukladyvayutsya v sootvetstvuyushie predely.
Na diagramme s1, b-y, vosproizvedennoi nami na ris.3 iz
raboty Kubyaka (1979), Lyr raspolagaetsya vne osnovnoi
oblasti, zanyatoi peremennymi tipa Cep i Sct
(tochki). Odnako nedaleko ot nee raspolozhena i 
Ser
- peremennaya etogo tipa. Takim obrazom, mozhno dumat', chto
Lyr (A0V), ravno kak i UMi (A3II-III) i
CrB (A0IV) mozhno otnesti k peremennym tipa Sct,
prinimaya v kachestve intervala spektral'nyh klassov, prisushih
poslednim, interval A0-F5III-V.
Ochevidno, u zvezd, nahodyashihsya na krayu polosy nestabil'nosti,
zanyatoi peremennymi tipa Sct, stabil'nost' pul'sacii
narushaetsya. U nekotoryh zvezd oni mogut voznikat' i ischezat'.
Peremennost' bleska nastupaet sporadicheski i inogda polnost'yu
prekrashaetsya.
Sleduyushei za pul'saciyami prichinoi izmeneniya bleska zvezd, nahodyashihsya v raione glavnoi posledovatel'nosti, yavlyaetsya vrashenie zvezd s neodnorodnoi poverhnostnoi yarkost'yu. Eta neodnorodnost' mozhet byt' vyzvana ili nalichiem pyaten ili voobshe temperaturnoi i himicheskoi neodnorodnost'yu zvezdnoi atmosfery pod deistviem magnitnogo polya, os' kotorogo ne sovpadaet s os'yu vrasheniya zvezdy.
Vrasheniem po otnosheniyu k zemnomu nablyudatelyu obuslovlena
peremennost' zvezd tipa 
CVn - pekulyarnyh zvezd glavnoi
posledovatel'nosti spektral'nyh klassov V8r-A7r s sil'nymi
peremennymi magnitnymi polyami. V ih spektrah anomal'no usileny
linii kremniya, marganca, stronciya, hroma i redkozemel'nyh
elementov, menyayushie intensivnost' s periodom, ravnym periodu
izmeneniya magnitnogo polya i bleska (0.d5-160d).
Amplitudy izmeneniya bleska obychno zaklyucheny v predelah
0.m01-0.m1.
Zvezdy spektral'nyh klassov V0r-V7r s peremennoi intensivnost'yu
linii He I, Si III i nekotoryh linii metallov (SX Ari,
Ori E = V1030 Ori) inogda nazyvayut gelievymi peremennymi.
My budem nazyvat' ih peremennymi tipa SX Ari. Eti zvezdy,
obladayushie takzhe i peremennymi magnitnymi polyami, yavlyayutsya
vysokotemperaturnymi analogami peremennyh tipa CVn. Ih
mozhno bylo by ob'edinit' v odin tip s peremennymi tipa
( CVn, tak kak prichina peremennosti bleska i spektra
(vrashenie zvezdy) u peremennyh zvezd oboih tipov odinakova.
U nekotoryh peremennyh tipa CVa (naprimer, UU Com,
spektral'nogo klassa A3pV) obnaruzheny i korotkoperiodicheskie
pul'sacii s periodami 0.d02-0.d1 i amplitudoi poryadka
0.m01, svidetel'stvuyushie o tom, chto odnovremenno eti zvezdy
mogut byt' i peremennymi tipa Sct.
K vrashayushimsya peremennym otnosyatsya i peremennye tipa BY Dra -emissionnye zvezdy - karliki spektral'nyh klassov dKe-dMe, pokazyvayushie kvaziperiodicheskie izmeneniya bleska s periodami ot dolei dnya do 120 i amplitudami ot neskol'kih sotyh do 0.m5. Peremennost' bleska v etom sluchae vyzyvaetsya, po-vidimomu, osevym vrasheniem zvezd s izmenyayusheisya s techeniem vremeni stepen'yu neodnorodnosti poverhnostnoi yarkosti (pyatnami) i hromosfernoi aktivnost'yu. U nekotoryh iz nih nablyudayutsya takzhe vspyshki, podobnye vspyshkam zvezd tipa UV Kita (sm. nizhe), i v takom sluchae ih mozhno otnosit' takzhe k poslednemu tipu, schitaya odnovremenno i eruptivnymi.
Peremennye tipa UV Cet - eruptivnye zvezdy spektral'nyh klassov dKe-dMe, inogda ispytyvayushie vspyshki s amplitudoi ot neskol'kih desyatyh do 6m. Maksimum bleska dostigaetsya cherez sekundy ili desyatki sekund posle nachala vspyshki, k normal'nomu blesku zvezda vozvrashaetsya cherez neskol'ko minut ili desyatkov minut.
Na ris.1b pokazana oblast', zanimaemaya etimi peremennymi v minimume bleska. Verhnyaya levaya granica oblasti sootvetstvuet peremennym, nablyudaemym v skoplenii Pleyady (t=5.107 let). S techeniem vremeni eta granica smeshaetsya vpravo, k bolee pozdnim spektral'nym klassam; v skoplenii Giady (t=5.108 let) ona prohodit uzhe v raione MV=+10m, B-V=+1.m6.
Po-vidimomu, ne sluchaino nashe Solnce (kruzhok s tochkoi na ris.1b, s) raspolozheno v samoi spokoinoi oblasti diagrammy (MV, V-V) - ryadom s nim v raione glavnoi posledovatel'nosti net odinochnyh fizicheskih peremennyh zvezd, inache my chuvstvovali by sebya ne ochen' uyutno.
Process uhoda s glavnoi posledovatel'nosti soprovozhdaetsya u bystro
vrashayushihsya V-zvezd istecheniem veshestva v ih ekvatorial'noi zone i
obrazovaniem ekvatorial'nyh kolec ili diskov, chto privodit k
prevrasheniyu ih v emissionnye nepravil'nye peremennye tipa
Cas spektral'nogo klassa BeIII-V, otnosyashiesya k klassu
eruptivnyh. Amplitudy izmeneniya ih bleska mogut dostigat'
1.m5.
Uidya s glavnoi posledovatel'nosti. V-zvezdy prohodyat oblast'
nestabil'nosti cefeid, prevrashayas' v radial'no pul'siruyushie
peremennye tipa Ser. Eto cefeidy ploskoi sostavlyayushei
Galaktiki, podchinyayushiesya izvestnoi zavisimosti
period-svetimost'. Spektral'nye klassy ih v maksimume bleska
F5-F8, v minimume G-K, prichem
tem bolee pozdnie, chem bol'she periody izmeneniya bleska,
zaklyuchayushiesya v predelah ot 1d do 135d . Amplitudy
izmeneniya bleska-ot (0.m1 do 2m. Kak i u
zvezd tipa Sct, maksimum bleska sovpadaet s maksimumom
skorosti priblizheniya poverhnostnyh sloev zvezdy k nablyudatelyu.
S etimi zvezdami mogut byt' svyazany polupravil'nye peremennye giganty i sverhgiganty spektral'nyh klassov F-K, inogda emissionnye, kotorye prinyato oboznachat' simvolom SRd (SX Her, SV UMa). Amplitudy izmeneniya ih bleska zaklyucheny v predelah ot 0.m01 do 4m, periody-ot 30d do 1100d.
V processe dal'neishei evolyucii peremennye vysokoi svetimosti popadayut v oblast' krasnyh sverhgigantov, prevrashayas' v uzhe opisannye peremennye tipov Lc i SRc, a peremennye men'shei svetimosti (no yarche MV=+1m) prevrashayutsya v nepravil'nye (Lb) i polupravil'nye (SRab) peremennye pozdnih spektral'nyh klassov s amplitudami poryadka 1m.
Lb - medlenno menyayushiesya nepravil'nye peremennye spektral'nyh klassov K, M, S, S, kak pravilo, giganty (SO Cyg).
SRa - polupravil'nye giganty pozdnih spektral'nyh klassov (M, S, S) s horosho vyrazhennoi periodichnost'yu i, kak pravilo, nebol'shimi (men'she 2.m5) amplitudami izmeneniya bleska. Periody zaklyucheny v predelah ot 35 do 1200d. Amplitudy i formy krivyh izmeneniya bleska obychno menyayutsya.
SRb - polupravil'nye giganty pozdnih spektral'nyh klassov (M, S, SV s ploho vyrazhennoi periodichnost'yu (srednii cikl-ot 20d do 2300d) ili so smenoi periodicheskih izmenenii medlennymi nepravil'nymi kolebaniyami ili dazhe intervalami postoyanstva bleska.
4.
Na ris. 1s pokazano polozhenie peremennyh zvezd, vozrast kotoryh prevyshaet 109 let. Sploshnymi krivymi namecheny osnovnye posledovatel'nosti staryh skoplenii-rasseyannogo (NGC 188) s normal'nym soderzhaniem tyazhelyh elementov i sharovogo (M15) s ponizhennym soderzhaniem tyazhelyh elementov.
Na etoi stadii evolyucii vse zvezdy, raspolozhennye na diagramme MV, B-V v oblasti s MV yarche +3m, yavlyayutsya malo massivnymi ob'ektami s massoi men'shei 1.3 massy Solnca. Osobennosti peremennosti bleska mnogih iz nih svyazany s rasshireniem vneshnih sloev i sbrasyvaniem obolochek, t.e. s poterei massy. V etom sluchae v koncah vetvei krasnyh gigantov staryh rasseyannyh i sharovyh skoplenii, po-vidimomu, poyavlyayutsya peremennye tipov SRab, Lb i Miry Kita (M), harakternye kak dlya staroi sostavlyayushei diska, tak i dlya sfericheskoi sostavlyayushei Galaktiki.
M - peremennye tipa Miry Kita, radial'no pul'siruyushie dolgoperiodicheskie peremennye s harakternymi emissionnymi spektrami pozdnih klassov (Me, Ce, Se), s amplitudami izmeneniya bleska, prevyshayushimi 2.m5 (do 5-6m), s horosho vyrazhennoi periodichnost'yu i periodami, zaklyuchennymi v predelah ot 80 do 1000d. Na ris. 1s pokazana oblast', zanyataya peremennymi tipa Miry Kita spektral'nyh klassov Me v maksimume ih bleska.
V malo massivnyh staryh rasseyannyh skopleniyah peremennye etogo tipa prakticheski ne nablyudayutsya, po-vidimomu, v svyazi s kratkovremennost'yu stadii takoi peremennosti i potomu, chto eti skopleniya uspevayut raspast'sya, prezhde chem ih chleny nachinayut stanovit'sya zvezdami tipa Miry Kita. Poetomu peremennye tipa Miry Kita, v osnovnom, vstrechayutsya lish' v galakticheskom pole i v massivnyh staryh sharovyh skopleniyah.
Zvezdy ochen' staryh sharovyh skoplenii, popadayushie posle gelievoi vspyshki v probel Shvarcshil'da na gorizontal'noi vetvi, stanovyatsya peremennymi tipa RR Liry.
RR - peremennye tipa RR Liry, radial'no pul'siruyushie giganty spektral'nyh klassov A-F s periodami, zaklyuchennymi v predelah ot 0.d2 do 1.d2, i amplitudami izmeneniya bleska, ne prevyshayushimi 2m. Po forme krivoi bleska i velichine perioda ih prinyato delit' na podtipy RRab i RRc.
RRab - peremennye s rezko asimmetrichnoi krivoi bleska (krutoi voshodyashei vetv'yu) i periodami ot 0.d4 do 1.d2 (RR Lyr).
RRc - peremennye s pochti simmetrichnymi, chasto sinusoidal'nymi, krivymi bleska i srednim periodom okolo 0.d3 (TVBoo).
V hode dal'neishei evolyucii zvezd gorizontal'noi vetvi po napravleniyu k asimptoticheskoi vetvi i vdol' nee voznikayut radial'no pul'siruyushie peremennye tipov BL Her, W Vir i RV Tau.
BLH - peremennye tipa BL Her, pul'siruyushie peremennye sfericheskoi sostavlyayushei ili staroi sostavlyayushei diska s periodami ot 1 do 8 . Harakterizuyutsya nalichiem gorba na nishodyashei vetvi krivoi bleska.
CW - peremennye tipa W Vir, pul'siruyushie peremennye
sfericheskoi sostavlyayushei ili staroi sostavlyayushei diska s
periodami ot 12 do 35d. Harakterizuyutsya zavisimost'yu
period-svetimost', otlichayusheisya ot analogichnoi zavisimosti dlya
peremennyh tipa Ser. Krivye bleska takzhe otlichayutsya ot
krivyh bleska peremennyh tipa Ser sootvetstvuyushih
periodov nalichiem gorbov na nishodyashei vetvi.
Po tradicii peremennye tipov Ser, W Vir i BL Her neredko
nazyvayut cefeidami (a peremennye tipa RR Liry -
korotkoperiodicheskimi cefeidami), tak kak chasto po vidu krivoi
bleska nevozmozhno otlichit' peremennye etih tipov drug ot druga,
hotya v principe eto sovershenno raznye ob'ekty, nahodyashiesya na
razlichnyh etapah evolyucii.
RV - peremennye tipa RV Tai, sverhgiganty spektral'nyh klassov F-G v maksimume bleska; krivye bleska harakterizuyutsya nalichiem dvoinyh voln s chereduyushimisya glavnymi i vtorichnymi minimumami, glubina kotoryh mozhet menyat'sya tak, chto glavnye minimumy mogut prevrashat'sya vo vtorichnye i naoborot; obshaya amplituda izmeneniya bleska mozhet dostigat' 3-4m; periody mezhdu dvumya sosednimi glavnymi minimumami, nazyvaemye formal'nymi, zaklyucheny v predelah ot 30 do 150d. Delyatsya na podtipy RVa i RVb.
RVa - peremennye tipa RV Tai, srednyaya velichina kotoryh ne menyaetsya (AC Her).
RVb - peremennye tipa RV Tau, u kotoryh nablyudaetsya periodicheskoe izmenenie srednei velichiny s periodom ot 600d do 1500d (DF Cyg).
V tom zhe raione diagrammy MV, B-V na ris. 1s raspolozheny peremennye tipa R SgV - bednye vodorodom, bosatye uglerodom i geliem zvezdy vysokoi svetimosti spektral'nyh klassov Bpe-R, odnovremenno yavlyayushiesya eruptivnymi i pul'siruyushimi. Harakterizuyutsya medlennymi neperiodicheskimi oslableniyami bleska s amplitudoi ot 1 do 9m, prodolzhayushimisya ot neskol'kih desyatkov do soten dnei. Na eti izmeneniya nakladyvayutsya ciklicheskie pul'sacii s amplitudoi v neskol'ko desyatyh zvezdnoi velichiny i periodami ot 30 do 100d (Fist, 1975; Zhilyaev i dr., 1978).
K peremennym tipa R SgV primykayut (vozmozhno, svyazannye s nimi
evolyucionno) peremennye tipa PV Tel - gelievye sverhgiganty spektral'nyh klassov Vr, harakterizuyushiesya slabymi liniyami vodoroda, usilennymi liniyami geliya i ugleroda, pul'siruyushie s periodami ot 0.d1 do 1 ili menyayushie blesk na protyazhenii intervalov vremeni poryadka goda. Amplituda izmeneniya ih bleska-poryadka 0.m1.
Stol' zhe vysokoi svetimost'yu i eshe bolee vysokoi temperaturoi poverhnosti harakterizuyutsya zvezdy, kotorye mozhno nazvat' eruptivnymi peremennymi tipa WR. Eto ili odinochnye zvezdy tipa Vol'. fa-Raie (esli takie sushestvuyut) ili, vo vsyakom sluchae, ne yavlyayushiesya zatmennymi dvoinye sistemy, v sostav kotoryh vhodyat komponenty tipa Vol'fa-Raie, harakterizuyushiesya nepravil'nymi izmeneniyami bleska poryadka 0.m1, vyzvannymi, po-vidimomu, fizicheskimi prichinami, v chastnosti, nestacionarnost'yu istecheniya veshestva s poverhnosti etih zvezd.
Zdes' zhe raspolozheny yadra planetarnyh tumannostei (PN), pokazyvayushie (podobno V605 Aql) ogromnye monotonnye izmeneniya bleska do 10m, kotorye my poka ne vydelyaem v osobyi tip peremennosti, predpochitaya otnosit' k unikal'nym ob'ektam.
Na ris. 1s predstavleny eshe dva tipa pul'siruyushih peremennyh: SX Phe i ZZ Cet.
Peremennye tipa SX Phe - shodnye s peremennymi tipa Sct
pul'siruyushie subkarliki sfericheskoi sostavlyayushei ili staroi
sostavlyayushei diska spektral'nyh klassov A2-F5; u etih ob'ktov
odnovremenno nablyudaetsya neskol'ko periodov kolebanii ot
0.d04 do 0.d06 (neradial'nye pul'sacii) s peremennoi
amplitudoi izmenenii bleska, kotoraya mozhet dostigat' 0.m7.
ZZ - peremennye tipa ZZ Cet, pul'siruyushie belye karliki, menyayushie blesk s periodami ot 30 sekund do 25 minut i amplitudami ot 0.m001 do 0.d2. Inogda nablyudayutsya vspyshki na 0m, mogushie, pravda, ob'yasnyat'sya nalichiem tesnogo komponenta tipa UV Cet. Pul'sacii neradial'nye, u zvezdy obychno nablyudaetsya neskol'ko blizkih periodov.
5.
Do sih por my rassmatrivali, v osnovnom, odinochnye peremennye zvezdy, evolyucioniruyushie normal'no v rezul'tate deistviya sobstvennyh istochnikov energii i izmeneniya vnutrennei struktury i himicheskogo sostava, hotya, nesomnenno, nekotorye iz nih mogut byt' komponentami dvoinyh sistem.
Pereidem teper' k rassmotreniyu tipov peremennosti, associirovannyh s tesnymi dvoinymi sistemami, t.e. sistemami, komponenty kotoryh okazyvayut sil'neishee vzaimnoe vliyanie na evolyuciyu drug druga. V etom sluchae v pervuyu ochered' neobhodimo ostanovit'sya na klassifikacii zatmenno-dvoinyh sistem.
Obsheprinyataya klassifikaciya zatmenno-dvoinyh sistem po forme
krivyh izmeneniya ih bleska horosho izvestna. Po etoi klassifikacii
zatmenno-dvoinye so sfericheskimi ili slegka ellipsoidal'nymi
komponentami, obladayushie krivymi bleska, pozvolyayushimi fiksirovat'
momenty nachala i konca zatmenii, otnosyatsya k peremennym tipa
Algolya (EA). Zatmenno-dvoinye s ellipsoidal'nymi komponentami i
krivymi bleska, ne pozvolyayushimi fiksirovat' momenty nachala i
konca zatmenii iz-za nepreryvnogo izmeneniya summarnogo bleska
sistemy mezhdu zatmeniyami, otnosyat k tipam Lyr ili W UMa.
Pri etom obychno peremennymi tipa Lyr (EV) nazyvayut
peremennye s periodami bol'she 1d i horosho vyrazhennym
vtorichnym minimumom, glubina kotorogo sushestvenno men'she glubiny
glavnogo minimuma. Peremennye s periodami men'she 1d i ochen'
neznachitel'nym razlichiem ili ravenstvom glubin glavnogo i
vtorichnogo minimumov bleska prinyato nazyvat' peremennymi tipa
W UMa (EW).
K sozhaleniyu, eta klassifikaciya ne pozvolyaet nadezhno sudit' o fizicheskih i vozrastnyh harakteristikah komponentov etih sistem. Mezhdu tem uzhe seichas razvity sistemy klassifikacii tesnyh dvoinyh sistem, pozvolyayushie reshat' eti voprosy.
Normal'naya evolyuciya odinochnoi zvezdy glavnoi posledovatel'nosti oznachaet, chto, uvelichivaya svoi razmery, ona sovershaet perehod s glavnoi posledovatel'nosti v oblast' gigantov ili sverhgigantov. Esli zhe zvezda okazyvaetsya komponentom tesnoi dvoinoi sistemy, to normal'nyi hod ee evolyucii narushaetsya.
Gravitacionnoe pole vrashayusheisya tesnoi dvoinoi sistemy opredelyaet polozhenie tak nazyvaemoi vnutrennei kriticheskoi ekvipotencial'noi poverhnosti Rosha, sechenie kotoroi ploskost'yu, prohodyashei cherez centry mass oboih komponentov (A, V) i perpendikulyarnoi k ih orbital'noi ploskosti, izobrazheno na ris. 4. Forma secheniya i polozhenie tochki L1, nazyvaemoi pervoi libracionnoi tochkoi Lagranzha, zavisyat ot otnosheniya mass komponentov; L1 raspolozhena blizhe k menee massivnomu komponentu V. Razmery vnutrennei kriticheskoi poverhnosti Rosha opredelyayut verhnie vozmozhnye granicy razmerov dinamicheski ustoichivyh komponentov dvoinoi sistemy.
Esli bolee massivnyi komponent A, evolyucioniruya bystree, zapolnit svoyu vnutrennyuyu kriticheskuyu poverhnost' (sistema iz razdelennoi prevratitsya v polurazdelennuyu), to sozdadutsya blagopriyatnye usloviya dlya perehoda veshestva etogo komponenta cherez tochku L1 k menee massivnomu komponentu V. Nachnetsya obmen mass mezhdu komponentami, v rezul'tate kotorogo mozhet proizoiti, kak govoryat, peremena rolei komponentov: menee massivnyi komponent stanet bolee massivnym i naoborot.
Gazovyi potok, tekushii iz tochki L1 k menee massivnomu komponentu mozhet takzhe obrazovat' vokrug nego v ploskosti orbity disk, pogloshayushii padayushee na nego veshestvo i nazyvaemyi akkrecionnym diskom.
V osnovu prinimaemoi nami klassifikacii zatmenno-dvoinyh sistem polozhena klassifikaciya Svechnikova (1969), opirayushayasya na klassifikacii Kopala (1959) i Krata (1962) i izlozhennaya takzhe Svechnikovym i Snezhko (1974). Ona osnovana na polozhenii komponentov dvoinyh sistem na diagramme (MV, B-V) i stepeni zapolneniya imi svoih vnutrennih kriticheskih poverhnostei Rosha.
Rassmotrim osnovnye tipy zatmennyh dvoinyh sistem s prinyatymi nami simvolami ih sokrashennyh oboznachenii (ris. 1d). Sleduet podcherknut', chto na ris. 1d, v otlichie ot ris. 1a, b, s, ne ukazan orientirovochnyi vozrast sistem. On mozhet byt' lyubym. Osobenno eto kasaetsya sistem tipa WR.
DM - razdelennye sistemy glavnoi posledovatel'nosti (detached main sequence), oba komponenta kotoryh yavlyayutsya chlenami glavnoi posledovatel'nosti i ne dostigayut svoih vnutrennih kriticheskih poverhnostei Rosha.
DS - razdelennye sistemy s subgigantom, v kotoryh subgigant takzhe eshe ne dostigaet svoei vnutrennei kriticheskoi poverhnosti.
AR - razdelennye sistemy tipa AR Lac, oba komponenta kotoryh - subgiganty, ne dostigayushie svoih vnutrennih kriticheskih poverhnostei.
SD - polurazdelennye (semi-detached) sistemy, v kotoryh poverhnost' menee massivnogo komponenta-subgiganta blizka k ego vnutrennei kriticheskoi poverhnosti.
KE - kontaktnye sistemy rannih (O-A3) spektral'nyh klassov, oba komponenta kotoryh blizki po razmeram k svoim vnutrennim kriticheskim poverhnostyam.
KW - kontaktnye sistemy tipa W UMa, s ellipsoidal'nymi komponentami spektral'nyh klassov A5-K, glavnye iz kotoryh yavlyayutsya chlenami glavnoi posledovatel'nosti, a sputniki raspolagayutsya levee i nizhe ee na diagramme MV, B-V.
DW - sistemy, shodnye po svoim fizicheskim harakteristikam s kontaktnymi sistemami tipa W UMa, no ne yavlyayushiesya kontaktnymi.
GS - sistemy, u kotoryh odin ili oba komponenta yavlyayutsya gigantami ili sverhgigantami; v pervom sluchae odin iz komponentov mozhet byt' chlenom glavnoi posledovatel'nosti.
Dlya massovoi klassifikacii zatmenno-dvoinyh sistem opisannyh vyshe
tipov Svechnikov i Istomin (1979) predlozhili pol'zovat'sya
razrabotannymi imi prostymi kriteriyami, pokazav, chto v 90%
sluchaev znanie glubiny glavnogo minimuma A1, raznosti glubin
glavnogo i vtorichnogo minimumov 
A i perioda izmeneniya
bleska sistemy pozvolyaet dostatochno uverenno otnesti peremennuyu k
odnomu iz ukazannyh vyshe tipov.
Krome togo, neobhodimo vvesti eshe neskol'ko tipov zatmennyh sistem, a imenno:
WR - sistemy, sredi komponentov kotoryh soderzhatsya zvezdy tipa Vol'fa-Raie (V444 Cyg).
PN - sistemy, komponentami kotoryh yavlyayutsya yadra planetarnyh tumannostei (UU Sge),
WD - sistemy, sredi komponentov kotoryh soderzhatsya belye karliki,
RS - sistemy tipa RS CVn (Plavec, Smetanova, 1959; Holl, 1972). Sushestvennoi osobennost'yu etih sistem yavlyaetsya nalichie v spektre sil'nyh emissionnyh linii N i K Ca II, a takzhe nebol'shih nepravil'nyh izmenenii bleska vne zatmenii, ob'yasnyayushihsya povyshennoi hromosfernoi aktivnost'yu solnechnogo tipa. Mnogie iz sistem tipa RS CVn yavlyayutsya v to zhe vremya sistemami tipov DS i AR.
Mnogie schitayut celesoobraznym sohranit' i prezhnyuyu klassifikaciyu
zatmennyh dvoinyh, osnovannuyu na forme krivyh bleska. Ona prosta,
privychna i udobna dlya nablyudatelei. Tip EW prakticheski odnoznachno
opredelyaet prinadlezhnost' sistemy k tipu KW, odnako tipy EA i EV
uzhe ne pozvolyayut sudit' o fizicheskih harakteristikah komponentov,
a sama Lyr voobshe yavlyaetsya pekulyarnoi sistemoi, v kotoroi,
po mneniyu Krushevskogo (1967), eshe idet process peretekaniya massy
ot bolee massivnogo komponenta k menee massivnomu.
Poetomu my schitaem vozmozhnym sochetanie obeih sistem klassifikacii zatmenno-dvoinyh i ispol'zovanie, naprimer, sleduyushei simvoliki dlya oboznacheniya ih tipov, v kotoroi pervaya gruppa simvolov harakterizuet formu krivoi bleska, a posleduyushie -fizicheskie osobennosti komponentov: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN i t.p.
Rassmatrivaya tesnye dvoinye sistemy, ne yavlyayushiesya zatmennymi, no tem ne menee pokazyvayushie peremennost' bleska, neobhodimo vydelit' dva tipa peremennosti: uzhe izvestnyi tip vrashayushihsya ellipsoidal'nyh peremennyh (Ell), t.e. dvoinyh sistem s ellipsoidal'nymi komponentami, vidimyi summarnyi blesk kotoryh menyaetsya s periodom, ravnym periodu orbital'nogo obrasheniya, vsledstvie izmeneniya ploshadi izluchayushei poverhnosti, obrashennoi k nablyudatelyu, i novyi tip eruptivnyh peremennyh RS CVn (RS), yavlyayushiisya analogom tipa E/RS zatmennyh sistem. K tipu RS CVn mozhno otnosit' ne pokazyvayushie zatmenii dvoinye sistemy s emissiei N i K Sa II v spektre, komponenty kotoryh obladayut povyshennoi hromosfernoi aktivnost'yu, vyzyvayushei peremennost' ih bleska (UX Ari).
6.
Sleduyushaya harakternaya raznovidnost' peremennyh, yavlyayushihsya tesnymi dvoinymi sistemami, eto Novye zvezdy (N) - tesnye dvoinye s periodami orbital'nogo dvizheniya ot 0.d05 (WZ Sge) do 230d(T CrB), odnim iz komponentov kotoryh yavlyaetsya karlikovaya goryachaya zvezda. Novye zvezdy vnezapno uvelichivayut svoi blesk na 6-16m a zatem postepenno v techenie neskol'kih let ili desyatkov let vozvrashayutsya k pervonachal'nomu sostoyaniyu. Primernoe polozhenie goryachih (vspyhivayushih) komponentov Novyh pokazano na ris. Id, Holodnye komponenty, v zavisimosti ot svetimosti goryachih, yavlyayutsya gigantami, subgigantami ili karlikami spektral'nyh klassov K-M.
Spektry Novyh bliz maksimuma bleska snachala pohozhi na spektry poglosheniya A-F zvezd vysokoi svetimosti. Zatem v nih poyavlyayutsya shirokie emissionnye linii vodoroda, geliya i drugih elementov o absorbcionnymi komponentami, svidetel'stvuyushimi o nalichii bystro rasshiryayusheisya obolochki. Po mere oslableniya bleska v spektre poyavlyayutsya zapreshennye emissionnye linii, harakternye dlya spektrov gazovyh tumannostei, vozbuzhdaemyh goryachei zvezdoi. V minimume bleska spektry Novyh, kak pravilo, nepreryvny ili shodny so spektrami zvezd tipa Vol'fa-Raie. Priznaki holodnyh komponentov obnaruzhivayutsya v spektrah lish' naibolee massivnyh sistem.
U nekotoryh Novyh posle vspyshki obnaruzhivayutsya pul'sacii goryachih komponentov s periodami poryadka 100 sekund i amplitudami okolo 0.m05. Nekotorye Novye, estestvenno, okazyvayutsya takzhe zatmennymi sistemami.
Po harakteru izmeneniya bleska Novye delyatsya na bystrye (Na), medlennye (Nb), ochen' medlennye (Nc) i povtornye (Nr).
Na - bystrye Novye, harakterizuyushiesya bystrym pod'emom bleska i umen'shayushie blesk posle dostizheniya maksimuma na 3m za 100 ili men'she dnei (GK Per).
Mb - medlennye Novye, umen'shayushie blesk posle dostizheniya maksimuma na 3m za 150 i bolee dnei (RR Pic).
Nc - Novye s ochen' medlennym razvitiem, svyshe desyati let ostayushiesya v maksimume bleska i oslabevayushie ochen' medlenno. Edinstvennyi predstavitel'-RT Ser. He isklyucheno, chto v deistvitel'nosti dolzhny otnosit'sya k drugomu tipu peremennosti.
Nr - povtornye Novye Otlichayutsya ot tipichnyh Novyh tem, chto u nih zaregistrirovana ne odna, a dve ili neskol'ko vspyshek, razdelennyh intervalami ot 10 do 80 let (T CrB).
Nedostatochno izuchennye ob'ekty, shodnye s Novymi po harakteru izmenenii bleska ili po spektral'nym osobennostyam, prinyato nazyvat' novopodobnymi (N1), K nim otnosyatsya ne tol'ko peremennye, pokazyvayushie novopodobnye vspyshki, no i ob'ekty, u kotoryh vspyshki nikogda ne nablyudalis', odnako spektry ih pohozhi na spektry byvshih Novyh, a nebol'shie izmeneniya bleska napominayut te, kotorye svoistvenny byvshim Novym v minimume bleska. Neredko, posle nadlezhashego issledovaniya, otdel'nyh predstavitelei etoi ves'ma raznorodnoi gruppy ob'ektov udaetsya otnesti k tomu ili inomu tipu peremennyh zvezd,.
Stol' zhe raznorodnoi gruppoi yavlyayutsya peremennye tipa Z&nbap;And (simbioticheskie peremennye) - tesnye dvoinye, sostoyashie iz goryachei zvezdy i zvezdy pozdnego spektral'nogo klassa, summarnyi blesk kotoryh ispytyvaet nepravil'nye izmeneniya s amplitudoi do 4m.
Novoi raznovidnost'yu peremennyh zvezd, nesomnenno, zasluzhivayushii vydeleniya ee v otdel'nyi tip, yavlyayutsya peremennye tipa RR Tel. Eto novonodobnye simbioticheskie eruptivnye peremennye, blesk kotoryh posle vozrastaniya na 4-6m pokazyvaet znachitel'nye izmeneniya, no do sih por ne vernulsya k pervonachal'nomu urovnyu; do vspyshki eti ob'ekty mogut pokazyvat' dolgoperiodicheskie izmeneniya bleska s amplitudoi v odnu-dve velichiny; harakternaya osobennost' etih peremennyh - emissionnyi spektr vysokogo vozbuzhdeniya, shodnyi so spektrami planetarnyh tumannostei, zvezd tipa Vol'fa-Raie i simbioticheskih peremennyh. Nekotorye issledovateli schitayut, chto eti ob'ekty, vozmozhno, yavlyayutsya voznikayushimi planetarnymi tumannostyami.
Eshe odna horosho vyrazhennaya raznovidnost' eruptivnyh peremennyh, yavlyayushihsya tesnymi dvoinymi sistemami,-peremennye tipa U Gem (UG), neredko nazyvaemye karlikovymi Novymi (sm., naprimer, Robinson, Nazer, 1979). Oni sostoyat iz zvezdy-karlika ili subgiganta spektral'nogo klassa K-M, zapolnyayushei ob'em svoei vnutrennei kriticheskoi poverhnosti Rosha, i belogo karlika, okruzhennogo akkrecionnym diskom. Orbital'nye periody zaklyucheny v predelah ot 0.d05 do 0.d5. Spektr sistemy v minimume bleska nepreryvnyi s shirokimi emissionnymi liniyami vodoroda i geliya. V maksimume bleska eti linii pochti ischezayut ili prevrashayutsya v neglubokie linii poglosheniya. Na ris. 1d pokazana oblast', zanyataya goryachimi komponentami peremennyh tipa U Gem.
Do sih por net polnoi yasnosti v reshenii voprosa o tom, kakoi iz komponentov zvezd etogo tipa ispytyvaet vspyshku. Nekotorye iz etih sistem yavlyayutsya zatmennymi, prichem mozhno polagat', chto prichinoi umen'sheniya bleska pri zatmenii yavlyaetsya zatmenie goryachego pyatna, obrazovannogo v akkrecionnom diske padayushim na nego gazovym potokom, ishodyashim ot zvezdy klassa K-M.
Po harakteru izmeneniya bleska peremennye tipa U Gem mozhno razdelit' na tri podtipa: SS Cyg, Z Cam i SU UMa. Vtoroi iz nih do sih por schitalsya samostoyatel'nym tipom. Po predlozheniyu N.N.Samusya, odnako, celesoobrazno ob'edinit' eti podtipy v odin tip - U Gem, chtoby izbezhat' neobhodimosti primeneniya k nim termina "karlikovye Novye". Sama U Gem pri etom budet otnosit'sya k podtipu SS Cyg, a simvolika tipov mozhet byt' sleduyushei: UG(SS), UG(Z) , UG(SU).
Peremennye tipa UG(SS) uvelichivayut svoi blesk za 1-2d na2-6di cherez neskol'ko dnei vozvrashayutsya k pervonachal'nomu blesku. Promezhutki mezhdu sosednimi vspyshkami menyayutsya, no dlya kazhdoi zvezdy harakteren svoi srednii cikl, sootvetstvuyushii srednei amplitude izmeneniya ee bleska. Chem bol'she cikl, tem bol'she amplituda. Znacheniya ciklov zaklyucheny v predelah ot 10 do neskol'kih tysyach dnei.
Peremennye tipa UG(Z) takzhe pokazyvayut ciklicheskie vspyshki, no v otlichie ot peremennyh tipa UG(SS) inogda posle vspyshki ne vozvrashayutsya k pervonachal'nomu blesku, a v techenie neskol'kih ciklov sohranyayut velichinu, promezhutochnuyu mezhdu maksimal'noi i minimal'noi. Znacheniya ciklov zaklyucheny v predelah ot 10 do 40d, amplitudy izmeneniya bleska - ot 2 do 5m.
Peremennye tipa UG(SU), vpervye vydelennogo Brenom i Pti (1952), harakterizuyutsya nalichiem dvuh vidov vspyshek - normal'nyh sverhmaksimumov. Normal'nye, korotkie vspyshki pohozhi na vspyshki zvezd tipa UG(SS). Sverhmaksimumy yarche normal'nyh na 2m, bolee chem v pyat' raz prodolzhitel'nee (shire) i nastupayut bolee chem v tri raza rezhe normal'nyh (Fogt, 1980). Vo vremya sverhmaksimumov - na krivoi bleska nablyudayutsya nakladyvayushiesya na nee periodicheskie kolebaniya (superhamps) s periodom, blizkim k orbital'nomu, i amplitudami okolo 0.m2-0.m3. Orbital'nye periody men'she 0.d1, spektral'nyi klass sputnikov - dM.
7.
V sluchae, esli goryachim komponentom v tesnoi dvoinoi sisteme yavlyaetsya neitronnaya zvezda s magnitnym polem, to veshestvo, istekayushee ot sputnika, napravlyaetsya etim polem v oblast' magnitnyh polyusov vrashayusheisya neitronnoi zvezdy. V etih polyusah obrazuyutsya goryachie pyatna i voznikaet sil'noe napravlennoe rentgenovskoe izluchenie. Esli ono pri vrashenii neitronnoi zvezdy peresekaet polozhenie nablyudatelya, sistema vosprinimaetsya im kak rentgenovskii pul'sar, kotoryi mozhet byt' i opticheskim. V svoyu ochered' rentgenovskoe izluchenie, nagrevayushee atmosferu bolee holodnogo sputnika neitronnoi zvezdy, pereizluchaetsya v vide opticheskogo vysokotemperaturnogo izlucheniya (effekt otrazheniya), delaya bolee rannim i spektral'nyi klass sootvetstvuyushego uchastka poverhnosti sputnika. Eto privodit k ves'ma svoeobraznoi kartine opticheskoi peremennosti tesnyh dvoinyh, yavlyayushihsya istochnikami sil'nogo rentgenovskogo izlucheniya (slaboe rentgenovskoe izluchenie, po-vidimomu, est' u vseh zvezd, vklyuchaya Solnce).
V svyazi s etim predstavlyaetsya celesoobraznym vvesti neskol'ko novyh tipov peremennosti bleska, svyazannyh s nalichiem sil'nogo rentgenovskogo izlucheniya. Simvolicheskie oboznacheniya tipov chastichno predlozheny E.A. Karickoi. V obsuzhdenii principov vydeleniya etih tipov uchastvovali takzhe N.N.Samus' i N.E. Kurochkin.
HV - rentgenovskie (X) vspyhivayushie (bursters). Tesnye dvoinye sistemy, pokazyvayushie rentgenovskie i opticheskie vspyshki prodolzhitel'nost'yu ot neskol'kih sekund do desyati minut s amplitudoi poryadka 0.m1V (V801 Ara, V926 Sco).
XN1a - rentgenovskie novopodobnye (XNI), glavnyi komponent kotoryh yavlyaetsya sverhgigantom rannego spektral'nogo klassa, a sputnik-goryachim kompaktnym ob'ektom (belym karlikom ili neitronnoi zvezdoi). Pri vspyshke glavnogo komponenta vybroshennaya im massa padaet na kompaktnyi ob'ekt, vyzyvaya s znachitel'nym zapozdaniem poyavlenie rentgenovskogo izlucheniya. Amplituda-poryadka 1-2mV (V725 Tai).
XN1b - rentgenovskie novopodobnye (XN1), soderzhashie naryadu s goryachim kompaktnym ob'ektom karlik ili subgigant spektral'nogo klassa K-M. Sistemy, bystro uvelichivayushie svoi blesk na 4-9mV odnovremenno v opticheskom i rentgenovskom diapazonah dlin voln bez vybrosa obolochki. Prodolzhitel'nost' vspyshki-do neskol'kih mesyacev (V616 Mon).
Obychnye Novye ne pokazyvayut zametnogo rentgenovskogo izlucheniya pri vspyshke (naprimer, V1500 Cyg). No vspyshki peremennyh tipa U Gem mogut soprovozhdat'sya takim izlucheniem (ono uzhe obnaruzheno pri vspyshkah U Gem i SS Cyg). V svyazi s etim mogut vozniknut' trudnosti pri otnesenii zvezdy k tipu XN1bili UG, kotorye poka ne predstavlyayutsya nam nepreodolimymi.
XFL - rentgenovskie fluktuiruyushie (F) sistemy; glavnyi komponent - ellipsoidal'nyi (L) sverhgigant rannego spektral'nogo klas sa. Naryadu s izmeneniem bleska s amplitudoi poryadka 0.m1, obuslovlennym vrasheniem ellipsoidal'nogo komponenta s periodom v neskol'ko dnei (orbital'nym), nablyudayutsya fluktuacii rentgenovskogo i opticheskogo izlucheniya s periodom poryadka desyatkov millisekund (Cyg X-l = V1357 Cyg).
XPL - rentgenovskie sistemy s pul'sarom (R); glavnyi komponent - ellipsoidal'nyi (L) sverhgigant rannego spektral'nogo klassa. Effekt otrazheniya ochen' mal, i peremennost' bleska v osnovnom obuslovlena vrasheniem ellipsoidal'nogo glavnogo komponenta. Periody izmeneniya bleska zaklyucheny v predelah ot 1d do 10d, period pul'sara v sisteme - ot 1 sekundy do 100 minut., Amplituda izmenenii bleska ne prevyshaet neskol'kih desyatyh zvezdnoi velichiny (Vel X-1 = GP Vel).
XPRE - rentgenovskie dvoinye s pul'sarom (R), harakterizuyushiesya nalichiem effekta otrazheniya (R) i zatmeniyami (E). Sostoyat iz komponenta spektral'nogo klassa dB-dF i goryachego kompaktnogo komponenta. Kogda glavnyi komponent sistemy podvergaetsya rentgenovskomu oblucheniyu, srednii blesk sistemy maksimalen, v periody maloi aktivnosti rentgenovskogo istochnika - minimalen. Polnaya amplituda izmenenii bleska mozhet dostigat' 2-3m. Vtorichnyi minimum na krivoi izmeneniya bleska, nosyashei zatmennyi harakter, mozhet ischezat' i vnov' poyavlyat'sya (HZ Her).
HM - rentgenovskie dvoinye, sostoyashie iz karlika spektral'nogo klassa dK-dM i goryachego kompaktnogo ob'ekta s sil'nym magnitnym polem (M). Akkreciya veshestva na magnitnye polyusa kompaktnogo ob'ekta soprovozhdaetsya poyavleniem krugovoi polyarizacii izlucheniya; poetomu eti sistemy chasto nazyvayutsya polyarami. Obychno amplituda izmeneniya bleska poryadka 1m, no srednii blesk pri obluchenii glavnogo komponenta rentgenovskim izlucheniem mozhet vozrastat' na 3m. Polnaya amplituda izmeneniya bleska mozhet dostigat' 4-5m. Karlikovaya raznovidnost' sistem tipa XPRE (AM Her, AN UMa).
XI - rentgenovskie nepravil'nye (I). Tesnye dvoinye sistemy, so stoyashie iz goryachego kompaktnogo ob'ekta i karlika spektral'nogo klassa dG-dM; harakterizuyutsya nepravil'nymi izmeneniyami bleska s harakternym vremenem poryadka minut i chasov i amplitudoi poryadka 1m (V818 Sco).
8.
Rassmotrennaya sistema klassifikacii ohvatyvaet daleko ne vse izvestnye nam raznovidnosti peremennyh zvezd. Mnogie zvezdy i vpred' budut schitat'sya unikal'nymi.
Unikal'nye ob'ekty - eto, vidimo, kratkovremennye perehodnye stadii ot odnih tipov peremennosti k drugim ili nachal'nye i konechnye stadii etih tipov. Na nashih glazah FG Sge - central'naya zvezda planetarnoi tumannosti - peresekla polosu nestabil'nosti cefeid, nachav pul'sirovat' s vozrastayushim periodom; RU Cam - uglerodnaya peremennaya tipa W Vir katastroficheski umen'shila amplitudu izmenenii bleska s 1.m2 do 0.m1; udivitel'naya peremennaya V725 Sgr uvelichila period s 16d do 21d, a zatem pochti perestala pul'sirovat'.
Vse eti i drugie podobnye im ob'ekty zasluzhivayut nepreryvnogo slezheniya za nimi. K sozhaleniyu, ob etom zabyvayut.
Na kazhdye neskol'ko peremennyh, kotorye udaetsya ob'edinit' v novyi tip, poveriv v to, chto oni obladayut obshnost'yu kakih-to priznakov poka poyavlyaetsya takoe kolichestvo novyh peremennyh, ne pohozhih ni na odnu druguyu, chto chislo unikal'nyh ob'ektov v kataloge ne umen'shaetsya.
Literatura
Berdsli, Zhizhka, 1977- Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. Astrof. 3, 109.
Breger, 1979- Breger M., PASP 91, 5. Bren, Pti, 1952-Brun A., Petit M., BAF 12, 1.
Vishnevskii, Dzhonson, 1979 - Wisniewski W.Z., Johnson H.L., Sky and Telescope 57, No. 1, 4.
Gutnik, 1930 - Guthnick P., Sitzungsberichten der Preuss. Akad. Der Wissenschaften, Phys.-math. Klasse 1930.I.
Gutnik, Prager, 1915 - Guthnick P., Prager R., AN 201, 443.
Dzhakate, 1979 - Jakate Sh.M., AJ 84, No. 7, 1042.
Dzhonson, 1980 - Johnson H.L., Revista Mexicana Astron. Astrof. 5, 25.
Efremov Yu.N., 1975 - "Peremennye zvezdy", M., Znanie, str.9-10.
Zhilyaev i dr., 1978 - Zhilyaev B.E., Orlov M,Ya., Pugach A.F., Rodriges M.G., Totochava A.G., "Zvezdy tipa R Severnoi Korony", Kiev, Naukova dumka, 128 s.
Kopal, 1959-Kopal Zd., Close binarysystems, ed. Chapman and Hall, London.
Krat V.A. 1962 - v kn. "Kurs astrofiziki i zvezdnoi astronomii", M., Fizmatgiz, t.2, gl. V, s.129-134.
Krushevskii, 1967 - Kruszewski A., Acta Astronomica 17, 297.
Kubyak, 1979 - Kubiak M., Acta Astronomica 29, 220.
Kukarkin i dr., 1969 - Kukarkin B.V., Holopov P,N., Efremov Yu.N., Kukarkina N.P., Kurochkin N.E., Medvedeva G.I., Perova N.B., Fedorovich V.P., Frolov M.S., Obshii katalog peremennyh zvezd, t. 1, tret'e izdanie, M.
Neibauer, 1935 - Neubauer F.J., Lick Obs. Bull. 17, 109.
Persi, 1978 - Regsu J.R., JRAS Can. 72, 162.
Plavec, Smetanova, 1959 - Plavec M., Smetanova M., VAS 10, 192.
Robinson, Nazer, 1979 - Robinson E.L., Nather R.E., ApJ Suppl.Ser. 38, 461.
Svechnikov M.A., 1969 - Katalog orbital'nyh elementov, mass i svetimostei tesnyh dvoinyh zvezd. Uch.zap. UrGU, ser. astron., vyp. 5.
Svechnikov M.A., Istomin L.F., 1979, AC ¹1083.
Svechnikov M.A., Snezhko L.I., 1974-v kn. "Yavleniya nestacionarnosti i zvezdnaya evolyuciya", M., Nauka, gl. 5, s. 181-260.
Struve, 1955 - Struve O., Sky and Telescope 14, 461.
Unno i dr., 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; H., Nonradial oscillations of stars, Univ. of Tokyo Press.
Fist, 1975 - Feast M.W., The R Coronae Borealis type variables, IAU Symp. No. 67, Variable stars and stellar evolution, D.Reidel Publ. Corp., Dordrecht - Holland/Boston - U.S.A., p. 129-141.
Fogt. 1980 - Vogt N., AsAp 88, 66.
Fez, 1935 - Fath E.A., Lick Obs. Bull. 17, 115.
Holl, 1972 - Hall D.S., PASP 84, 323.
|
Gos. astronomicheskii institut |
Postupila v redakciyu |
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Peremennye zvezdy - klassifikaciya peremennyh zvezd
Publikacii so slovami: Peremennye zvezdy - klassifikaciya peremennyh zvezd | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
