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 M_V, 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 3^m. 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 M_V, 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 6^m, 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 1^m.

SRc - polupravil'nye pul'siruyushie peremennye sverhgiganty spektral'nogo klassa M ( Ser). Amplitudy-poryadka 1^m, 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.^d5-160^d). 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