Эруптивные, взрывные, сверхновые и другие переменные звезды и цефеиды

Эруптивные переменные звезды

Под эруптивными переменными звездами мы подразумеваем звезды, меняющие блеск вследствие активных процессов и вспышек, происходящих в их хромосферных и корональных областях. Изменения блеска обычно сопровождаются образованием или сбрасыванием протяженных оболочек, истечением вещества в виде звездного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействием с окружающей межзвездной средой.

Сброс оболочки звезды. За счет резкого увеличения размеров отражающего свет пятна, видимая яркость звезды также резко возрастает

Сброс оболочки звезды. За счет резкого увеличения размеров отражающего свет пятна, видимая яркость звезды также резко возрастает. Но со временем, по мере рассеивания пылевого облака, яркость вновь упадет

Делятся на типы:

  • FU – орионовы переменные типа FU Ориона (FU Ori). Характеризуются продолжающимся несколько месяцев возрастанием блеска примерно на 5-6m, после чего наступает относительное постоянство блеска. В максимуме блеск сохраняется иногда на протяжении десятилетий, иногда наблюдается медленное ослабление его на 1-2m. Спектральные классы в максимуме блеска заключены в пределах Aea-Gpea.
    После вспышки наблюдается постепенное развитие эмиссий в спектре, который становится более поздним. Может быть, эти переменные характеризуют один из этапов эволюции орионовых переменных типа Т Тельца (INT), так как одна из таких переменных (V1057 Cyg) показала подобную вспышку, но ослабление ее блеска (на 2.5m за 11 лет) началось сразу же после достижения максимума. Все известные в настоящее время переменные типа FU Ori связаны с отражательными кометообразными туманностями.
  • GCAS – эруптивные неправильные переменные типа (гамма) Кассиопеи ((гамма) Cas). Быстро вращающиеся звезды спектрального класса Be III – V; характеризуются истечением вещества в их экваториальной зоне. Образование экваториальных колец или дисков сопровождается временным ослаблением блеска звезды. Амплитуды изменения блеска могут достигать l.5m V.
  • I – плохо изученные неправильные переменные, особенности изменения блеска и спектральные классы которых неизвестны. Очень разнородная группа объектов.
  • IА – плохо изученные неправильные переменные ранних ( О-А) спектральных классов.
  • IВ – плохо изученные неправильные переменные промежуточных (F-G) и поздних (К-М) спектральных классов.
  • IN – орионовы переменные. Неправильные эруптивные переменные, связанные со светлыми и темными диффузными туманностями или наблюдаемые в районах таких туманностей. У некоторых из них может наблюдаться цикличность изменений блеска, связываемая с осевым вращением. На диаграмме спектр-светимость расположены в районе главной последовательности и в области субгигантов. По-видимому, молодые объекты, превращающиеся в ходе дальнейшей эволюции в звезды начальной главной последовательности постоянного блеска. Пределы изменения блеска могут достигать нескольких величин. Если у звезды наблюдаются быстрые изменения блеска (до 1m за l-10d), символ типа сопровождается символом S(INS). Делятся на следующие подтипы:
    • INA – орионовы переменные ранних спектральных классов В-А или Ае. Характеризуются наблюдаемыми время от времени резкими алголеподобными ослаблениями блеска (Т Or i ).
    • INB- орионовы переменные промежуточных и поздних спектральных классов F-M или Fe-Me (ВН Сер, АН Ori ). У звезд класса F могут наблюдаться алголеполобные ослабления блеска, как у звезд подтипа INA; у звезд классов К-М, наряду с неправильными изменениями блеска, могут наблюдаться вспышки.
    • INT- орионовы переменные типа Т Тельца (Т Таu). Относятся к этому типу на основании следующих (исключительно спектральных) признаков. Спектральные классы заключены в пределах Fe-Me. Спектр наиболее типичных звезд напоминает спектр солнечной хромосферы. Специфическим признаком типа является наличие флюоресцентных эмиссионных линий Fel (лямбда)(лямбда)4046, 4132 (аномально интенсивных у этих звезд), эмиссионных линий [ S II ] и [ OI ], а также линии поглощения Li I (лямбда) 6707. Эти переменные наблюдаются обычно только в диффузных туманностях. Если связь с туманностью незаметна, буква N в символе типа может быть опущена – IT (RW Aur).
    • IN(YY) – В спектрах некоторых орионовых переменных (YY Ori) наблюдаются темные компоненты с длинноволновой стороны эмиссионных линий, что свидетельствует о падении вещества на поверхность звезды. В этом случае символ типа может сопровождаться символом YY, заключенным в скобки.

Звезды рождаются, живут и умирают почти как живые существа. Узнайте больше об эволюции звезд Подробнее об этом

  • IS – быстрые неправильные переменные, явным образом не связанные с диффузными туманностями и показывающие изменения блеска на 0.5-1.0m в течение нескольких часов или суток. Резкой границы между быстрыми неправильными и орионовыми переменными не существует.
    Если быстрая неправильная наблюдается в районе диффузной туманности, она относится к орионовым переменным и обозначается символом INS .Относить переменные к типу IS следует с большой осторожностью, лишь убедившись, что изменения их блеска действительно непериодичны. Очень многие из звезд, отнесенных к этому типу в третьем издании ОКПЗ, оказались затменно-двойными системами, переменными типа RR Lyr и даже внегалактическими объектами типа ВL Lac.

    • ISA – быстрые неправильные ранних спектральных классов В-А или Ае.
    • ISB – быстрые неправильные промежуточных и поздних спектральных классов F-M или Fe-Me.
  • RCB – переменные типа R Северной Короны (R СгВ). Бедные водородом, богатые углеродом и гелием звезды высокой светимости спектральных классов Bpe-R, одновременно являющиеся эруптивными и пульсирующими. Характеризуются медленными непериодическими ослаблениями блеска с амплитудами от 1 до 9m V, продолжающимися от нескольких десятков до сотен дней. На эти изменения накладываются циклические пульсации с амплитудой до нескольких десятых звездной величины и периодами от 30 до 100d.
  • RS – эруптивные переменные типа RS Гончих Псов. К этому типу мы относим тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к орбитальному, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m V (UX Ari). Источники рентгеновского излучения. Одновременно являются вращающимися переменными, а сама RS CVn-также и затменной системой (см. ниже).
  • SDOR – переменные типа S Золотой Рыбы (S Dor). Эруптивные звезды высокой светимости спектральных классов Bpeq-Fpeq, показывающие неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m V. Обычно самые яркие голубые звезды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками (Р Cyg, (эта) Car).
  • UV- эруптивные переменные типа UV Кита (UV Cet). Звезды спектральных классов KVe-MVe; иногда испытывают вспышки с амплитудой от нескольких десятых до 6m V, существенно большей в ультрафиолетовой области спектра. Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через несколько минут или десятков минут.
  • UVN – вспыхивающие орионовы переменные спектральных классов Ке-Ме. Феноменологически почти ничем не отличаются от переменных типа UV Кита, наблюдаемых в окрестностях Солнца. Помимо связи с туманностью характеризуются в среднем более ранними спектральными классами, большей светимостью и более медленным развитием вспышек (V389 Ori). Возможно, являются разновидностью орионовых переменных типа INB, на неправильные изменения блеска которых накладываются вспышки.
  • WR – эруптивные переменные типа Вольфа—Райе. Звезды с широкими эмиссионными линиями HeI , HeII, а также СII-CIV, ОII-OV или NIII-NV. Характеризуются неправильными изменениями блеска до 0.l m V, вызываемыми, по-видимому, физическими причинами, в частности, нестационарностью истечения вещества с поверхности этих звезд.

Пульсирующие переменные звезды

Пульсирующими переменными звездами принято называть звезды, показывающие периодическое расширение и сжатие поверхностных слоев. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. При радиальных пульсациях форма звезды остается сферической. В случае нерадиальных пульсаций форма звезды периодически отклоняется от сферической, причем даже соседние участки ее поверхности могут находиться в противоположных фазах колебаний.
В зависимости от величины периода, массы звезды, эволюционной стадии и масштаба явления можно выделить следующие типы пульсирующих переменных.

  • ACYG – переменные типа (альфа) Лебедя ((альфа) Cyg). Hepадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Beq -Aeq Ia; изменения блеска с амплитудой порядка 0.1m нередко кажутся неправильными, ибо вызываются наложением многих колебаний с близкими периодами. Наблюдаются циклы от нескольких дней до нескольких десятков дней.
  • ВСЕР – переменные типа (бета) Цефея ((бета) Сер, (бета) СМа). Пульсирующие переменные спектральных классов O8-В6 I-V с периодами изменения блеска и лучевых скоростей, заключенными в пределах 0.1-0.6d, и амплитудами изменения блеска от 0.01 до 0.3m V. Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на четверть периода, так что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них (V469 Per) характеризуются нерадиальными пульсациями; для многих характерна мультипериодичность.
  • BCEPS – короткопериодическая группа переменных типа (бета) Сер спектральных классов В2-ВЗ IV-V; периоды и амплитуды изменения блеска заключены в пределах 0.02-0.04d и 0.015-0.025m соответственно, т.е. на порядок меньше обычно наблюдаемых у звезд типа (бета) Сер.
  • СЕР – цефеиды. Радиально пульсирующие переменные высокой светимости (классы светимости Ib-II) с периодами от l d до 135 d и амплитудами от нескольких сотых до 2m V (в системе В-большими, чем в V). Спектральные классы в максимуме блеска F, в минимуме G-K, причем тем более поздние, чем больше период изменения блеска. Кривая лучевых скоростей Vr практически является зеркальным отображением кривой блеска, причем максимум скорости расширения поверхностных слоев наблюдается почти одновременно с максимумом блеска звезды.
  • СЕР(В) – цефеиды (TU Cas , V367 Sct), характеризующиеся наличием двух или нескольких одновременно действующих мод пульсаций (обычно основного тона с периодом P0 и первого обертона с периодом Р1). Периоды P0 заключены в пределах от 2 d до 7d. Отношение P1/P0≈0.71.
  • CW – переменные типа W Девы (W Vir). Пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0.8 до 35d и амплитудами от 0.3 до 1.2m V. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа (дельта) Цефея – см. ниже (DCEP). При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0.7-2ь слабее переменных типа (дельта) Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска переменных типа (дельта) Цефея соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы:
    • CWA – переменные типа W Девы с периодами больше 8d (W Vir).
    • CWB – переменные типа W Девы с периодами меньше 8d (BL Her).
  • DCEP – классические цефеиды, переменные типа (дельта) Цефея ((дельта) Сер). Сравнительно молодые объекты, располагающиеся после ухода с главной последовательности в полосе нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Подчиняются известной зависимости период-светимость; относятся к плоской составляющей Галактики, встречаются в рассеянных скоплениях; характеризуются наличием определенного соответствия между формой кривой блеска и длиной периода.
  • DCEPS – переменные типа ((дельта) Цефея с амплитудами меньше 0.5m V(0.7m В) и почти симметричными кривыми блеска (M-m ≈ 0.4-0.5P); периоды, как правило, не превышают 7d; возможно, что эти звезды пульсируют в первом обертоне и/или впервые проходят полосу нестабильности после ухода с главной последовательности (SU Cas).
    По традиции переменные типов (дельта) Цефея и W Девы нередко называют цефеидами, так как часто (при периодах от 3d до 10d) по виду кривой блеска бывает невозможно отличить переменные этих типов друг от друга.
    Однако в действительности это совершенно разные объекты, находящиеся на разных этапах эволюции. Одно из существенных спектральных отличий звезд типа W Девы от цефеид состоит в том, что в спектрах первых в некотором диапазоне фаз наблюдаются эмиссии в водородных линиях, а в спектрах цефеид – в линиях Н и К Ca II.
  • DSCT – переменные типа (дельта) Щита ((дельта) Set). Пульсирующие переменные спектральных классов A0-F5III-Vc амплитудами изменения блеска от 0.003 до 0.9m V (в основном несколько сотых звездной величины) и периодами от 0.01 до 0.2d.Форма кривой блеска, период и амплитуда обычно сильно меняются. Наблюдаются как радиальные, так и нерадиальные пульсации. У некоторых звезд этого типа переменность блеска наступает спорадически и иногда полностью прекращается; не исключено, что это – следствие сильной амплитудной модуляции с нижним пределом амплитуды не более 0.001m. Кривая изменения блеска является почти зеркальным отображением кривой лучевых скоростей: максимум скорости расширения поверхностных слоев звезды запаздывает по отношению к максимуму блеска не более, чем на 0.1P.
    Звезды типа DSCT-представители плоской составляющей Галактики. Феноменологически к ним примыкают переменные типа SXPHE (см. ниже).
  • DSCTC – малоамплитудная группа переменных типа (дельта) Щита (амплитуда изменения блеска меньше 0.1 m V). Большинство представителей этого подтипа являются звездами V класса светимости; как правило, именно такие объекты встречаются в рассеянных звездных скоплениях.
  • L – медленные неправильные переменные. Переменные звезды, изменения блеска которых лишены каких-либо признаков периодичности или же периодичность выражена слабо, наступая лишь временами. Отнесение переменных к этому типу, как и к типу I , зачастую обусловлено лишь недостаточной изученностью этих объектов. Многие из них могут оказаться полуправильными переменными или переменными других типов.
  • LB – медленно меняющиеся неправильные переменные поздних спектральных классов К, М, С и S, как правило, гиганты (СО Cyg). К этому типу в каталоге отнесены медленные красные неправильные переменные и в тех случаях, когда их спектральные классы и светимости еще неизвестны.
  • LC – неправильные переменные сверхгиганты поздних спектральных классов с амплитудой порядка l.0m V (TZ Cas).
  • M – переменные типа Миры Кита ((омикрон) Cet). Долгопериодические переменные гиганты с характерными эмиссионными спектрами поздних классов Me, Ce, Se, c амплитудами изменения блеска от 2.5m до 11m V, с хорошо выраженной периодичностью и периодами, заключенными в пределах от 80d до 1000d. Инфракрасные амплитуды изменения блеска невелики и могут быть меньше 2.5m. Так, например, в системе К они обычно не превышают 0.9m. Если амплитуды превышают 1-1.5m, но нет уверенности в том, что истинная амплитуда изменений блеска превышает 2.5m, символ М сопровождается двоеточием или же звезда относится к типу полуправильных переменных, причем рядом с символом этого типа (SR) также ставится двоеточие.
  • PVTEL – переменные типа PV Телескопа (PV Tel). Гелиевые сверхгиганты спектрального класса Bp, характеризующиеся слабыми линиями водорода, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0.1 до l d или меняющие блеск с амплитудой около 0.1m V на протяжении интервалов времени порядка года.
  • RR – переменные типа RR Лиры. Радиально пульсирующие гиганты спектральных классов А – F с периодами, заключенными в пределах от 0.2 до l.2d, и амплитудами изменения блеска от 0.2 до 2m V. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода. Если эти изменения периодичны, они называются эффектом Блажко.
    По традиции переменные типа RR Лиры иногда называют короткопериодическими цефеидами или переменными шаровых скоплений. Входят в большинстве случаев в сферическую составляющую Галактики, встречаются (иногда в большом количестве) в некоторых шаровых скоплениях (пульсирующие звезды горизонтальной ветви). Как у цефеид, максимум скорости расширения поверхностных слоев этих звезд практически совпадает с максимумом их блеска.
  • RR(B) – переменные типа RR Лиры, характеризующиеся наличием двух одновременно действующих мод пульсации – основного тона с периодом P0 первого обертона с периодом Р1 (AQ Leo). Отношение Р1/Р0 ≈ 0.745.
  • RRAB – переменные типа RR Лиры с асимметричной кривой блеска (крутой восходящей ветвью), периодами от 0.3 до l.2 d и амплитудами от 0.5 до 2m V (RR Lyr).
  • RRC – переменные типа RR Лиры с почти симметричными, иногда синусоидальными, кривыми блеска с периодами от 0.2 до 0.5 d и амплитудами, не превышающими 0.8 V (SX UMa).
  • RV – переменные типа RV Тельца (RV Таu). Радиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов F-G в максимуме и К-М в минимуме блеска. Кривые блеска характеризуются наличием двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, глубина которых может меняться так, что главные минимумы могут превращаться во вторичные и наоборот; полная амплитуда изменений блеска может достигать 3-4m V. Периоды между двумя соседними главными минимумами, называемые обычно формальными, заключены в пределах от 30 до 150d (именно они и приводятся в каталоге). Делятся на подтипы RVA и RVB.
  • RVA – переменные типа RV Тельца, средняя величина которых не меняется (AC Her).
  • RVB – переменные типа RV Тельца, средняя величина которых периодически меняется с периодом от 600 до 1500 d и амплитудой до 2m V (DF Cyg, RV Таu).
  • SR – полуправильные переменные. Гиганты или сверхгиганты промежуточных и поздних спектральных классов, обладающие заметной периодичностью изменений блеска, сопровождаемой или временами нарушаемой различными неправильностями. Периоды заключены в пределах от 20 до 2000 d и больше, формы кривых изменения блеска весьма разнообразны и переменны, амплитуды – от нескольких сотых до нескольких звездных величин (обычно 1 – 2m V).
  • SRA – полуправильные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C, S или Me, Ce, Se) с устойчивой периодичностью, обладающие, как правило, небольшими (меньше 2.5m V) амплитудами блеска (Z Aqr). Амплитуды и формы кривых изменения блеска обычно меняются. Периоды заключены в пределах от 35 до 1200 d. Многие из этих звезд отличаются от переменных типа Миры Кита только меньшей амплитудой изменения блеска.
  • SRB – полуправильные переменные гиганты поздних спектральных классов (M, C ,S или Me, Се, Se) с плохо выраженной периодичностью (средний цикл – от 20 до 2300 d) или со сменен периодических изменений – медленными неправильными колебаниями или интервалами постоянства блеска (RR СгВ, AF Cyg). Каждая из этих звезд обычно характеризуется некоторым средним значением периода (циклом), которое и приводится в каталоге. В ряде случаев у этих звезд наблюдается одновременное действие двух или большего числа периодов изменения блеска.
  • SRC – полуправильные переменные сверхгиганты поздних спектральных классов M, C, S или Me, Ce, Se ((ми) Сер). Амплитуды – порядка 1m, периоды изменения блеска – от 30 d до нескольких тысяч дней.
  • SRD – полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты спектральных классов F, G, К, иногда с эмиссионными линиями в спектрах. Амплитуды изменения их блеска заключены в пределах от 0.l до 4m) периоды – от 30 до 1100 d (SX Her, SV UMa).
  • SXPHE – переменные типа SX Феникса (SX Phe). Сходные по внешним признакам с переменными типа DSCT, они являются пульсирующими субкарликами сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики спектральных классов А2-F5; y этих объектов может одновременно наблюдаться несколько периодов колебаний, как правило, от 0.04 до 0.08 d с переменной амплитудой изменения блеска, которая может достигать 0.7m V. Встречаются в шаровых скоплениях.
  • ZZ – переменные типа ZZ Кита (ZZ Cet). Нерадиально пульсирующие белые карлики, меняющие блеск с периодами от 30 секунд до 25 минут и амплитудами от 0.001 до 0.l2 m V. Обычно у звезды наблюдается несколько близких периодов. Иногда наблюдаются вспышки на 1m, могущие, правда, объясняться наличием тесного спутника типа UV Cet. Делятся на подтипы:
    • ZZA – водородные переменные типа ZZ Cet спектрального класса DA (ZZ Cet), только с водородными линиями поглощения в спектре.
    • ZZB – гелиевые переменные типа ZZ Cet спектрального класса DB, в спектрах которых наблюдаются только линии поглощения Не.

Более странным и загадочным явлением, чем взрыв сверхновой звезды, может быть только то, во что превращается эта звезда после взрыва Подробнее об этом

Вращающиеся переменные звезды

Вращающимися переменными звездами мы называем звезды с неоднородной поверхностной яркостью или эллипсоидальные по форме, переменность блеска которых обусловлена их осевым вращением по отношению к наблюдателю. Неоднородность распределения поверхностной яркости может быть вызвана или наличием пятен или вообще температурной и химической неоднородностью звездной атмосферы под действием магнитного поля, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. Делятся на типы:

  • ACV – переменные типа (альфа)2 Гончих Псов ((альфа)2 CVn). Звезды главной последовательности спектральных классов В8р – А7р с сильными магнитными полями. В их спектрах аномально усилены линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов, меняющие интенсивность с периодом вращения звезды, равным периоду изменения магнитного поля и блеска (0.5 – 160 d и больше). Амплитуды изменения блеска обычно заключены в пределах 0.01 – 0.1m V.
  • ACVO – быстро осциллирующие переменные типа (альфа)2 CVn. По-видимому, нерадиально пульсирующие вращающиеся магнитные переменные спектрального класса Ар (DO Eri). Периоды пульсаций 0.01d и менее, амплитуды изменений блеска, обусловленных пульсациями, – порядка 0.01m V. Эти изменения накладываются на изменения блеска, обусловленные вращением.
  • BY – переменные типа BY Дракона (BY Dra). Эмиссионные звезды – карлики спектральных классов dKe – dMe, показывающие квазипериодические изменения блеска с периодами от долей дня до 120d и амплитудами от нескольких сотых до 0.5m V. Переменность блеска вызывается осевым вращением звезд с изменяющейся с течением времени степенью неоднородности поверхностной яркости (пятнами) и хромосферной активностью. У некоторых из них наблюдаются вспышки, подобные вспышкам звезд типа UV Cet; в таких случаях они относятся также к типу UV, считаясь одновременно и эруптивными.
  • ЕLL – эллипсоидальные переменные (b Per, (альфа) Vir). Тесные двойные системы с эллипсоидальными компонентами, видимый суммарный блеск которых меняется с периодом, равным периоду орбитального движения, вследствие изменения площади излучающей поверхности, обращенной к наблюдателю, но без затмений. Амплитуды изменения блеска не превышают 0.1m V.
  • FKCOM – переменные типа FK Волос Вероники (FK Com). Быстро вращающиеся гиганты с неоднородной поверхностной яркостью спектральных классов G-К с широкими эмиссионными линиями Н и К Ca II, а также иногда с эмиссией H(альфа). Могут быть и спектрально-двойными системами. Периоды изменения блеска (достигающие нескольких дней) равны периодам вращения, а амплитуды составляют несколько десятых звездной величины. Не исключено, что эти объекты являются результатом дальнейшей эволюции тесных двойных систем типа EW (W UMa , см. ниже).
  • PSR – оптически переменные пульсары (СМ Таu). Быстро вращающиеся нейтронные звезды с сильным магнитным полем, излучающие в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн. Излучение пульсара имеет узкую диаграмму направленности. Периоды изменения блеска совпадают с периодами вращения (от 0.001 до 4 секунд), амплитуда световых импульсов достигает 0.8m.
  • SXARI – переменные типа SX Овна (SX Ari). Звезды главной последовательности спектральных классов В0р-В9р с переменной интенсивностью линий HeI, Si III и магнитными полями, иногда называемые гелиевыми переменными. Периоды изменения блеска и магнитного поля (порядка 1d) совпадают с периодами вращения, амплитуды-порядка 0.lm V. Эти звезды являются высокотемпературными аналогами переменных типа (альфа)2 CVn.
Взрыв сверхновой звезды

Взрыв сверхновой звезды

Взрывные и новоподобные переменные

Взрывными звездами называются звезды, показывающие вспышки, обусловленные термоядерными взрывами, происходящими в их поверхностных слоях (Новые звезды) или в глубоких недрах (сверхновые). К новоподобным мы будем относить переменные, показывающие новоподобные вспышки, связанные с быстрым выделением энергии в окружающих их объемах пространства (звезды типа UG-см. ниже), а также объекты, не показывающие вспышек, но по спектральным и другим особенностям сходные с взрывными переменными в минимуме блеска.
Большинство взрывных и новоподобных переменных являются тесными двойными системами, компоненты которых оказывают сильнейшее взаимное влияние на эволюцию друг друга. Вокруг карликового горячего компонента системы часто наблюдается аккреционный диск, образованный веществом, теряемым другим более холодным и обширным компонентом. Делятся на типы:

  • N – Новые звезды. Тесные двойные системы с периодами орбитального движения от 0.05 до 230d; одним из компонентов этих систем является карликовая горячая звезда, которая неожиданно, за время от одного дня до нескольких десятков или сотен дней, увеличивает свой блеск на 7 – 19mV. За время от нескольких месяцев до нескольких десятков лет блеск системы возвращается к первоначальному состоянию.
    В минимуме могут показывать небольшие изменения блеска. Холодные компоненты являются гигантами, субгигантами или карликами спектральных классов К-М. Спектры Новых близ максимума блеска сначала похожи на спектры поглощения А-F звезд высокой светимости. Затем в спектрах появляются широкие эмиссионные линии (полосы) водорода, гелия и других элементов с абсорбционными компонентами, свидетельствующими о наличии быстро расширяющейся оболочки. По мере ослабления блеска в сложном спектре появляются запрещенные эмиссионные линии, характерные для спектров газовых туманностей, возбуждаемых горячей звездой. В минимуме блеска спектры Новых, как правило, непрерывны или сходны со спектрами звезд типа Вольфа-Райе.
    Признаки холодных компонентов обнаруживаются лишь в спектрах наиболее массивных систем. У некоторых Новых после вспышки обнаруживаются пульсации горячих компонентов с периодами порядка 100 секунд и амплитудами около 0.05m V. Некоторые Новые, естественно, оказываются также затменными системами. По характеру изменения блеска Новые делятся на быстрые (NA), медленные (NB), очень медленные (NC) и повторные (NR).
  • NA – быстрые Новые, характеризующиеся быстрым подъемом блеска и уменьшающие блеск после достижения максимума на 3m за 100 или меньше дней (GKPer).
  • NB – медленные Новые, уменьшающие блеск после достижения максимума на 3m за 150 и более дней (RR Pic). При этом не принимается во внимание наличие известного “провала” на кривой блеска таких Новых, как Т Aur и DQ Her: скорость уменьшения блеска оценивается по виду плавной кривой, части которой до “провала” и после него являются непосредственным продолжением одна другой.
  • NC – Новые с очень медленным развитием, свыше десяти лет остающиеся в максимуме блеска и ослабевающие очень медленно. До вспышки эти объекты могут показывать долгопериодические изменения блеска с амплитудой 1-2m V (RR Tel); холодные компоненты этих систем, по-видимому, являются гигантами или сверхгигантами, иногда полуправильными переменными и даже переменными типа Миры Кита. Амплитуда вспышки может достигать 10m. Эмиссионный спектр высокого возбуждения сходен со спектрами планетарных туманностей, звезд типа Вольфа-Райе и симбиотических переменных. Не исключено, что эти объекты являются возникающими планетарными туманностями.
  • NL – новоподобные переменные звезды.. Недостаточно изученные объекты, сходные с Новыми по характеру изменений блеска или по спектральным особенностям. К ним относятся не только переменные, показывающие новоподобные вспышки, но и объекты, у которых вспышки никогда не наблюдались; спектры новоподобных переменных похожи на спектры бывших Новых, а небольшие изменения блеска напоминают, те, которые свойственны бывшим Новым в минимуме блеска. Нередко, однако, после надлежащего исследования, отдельных представителей этой весьма разнородной группы объектов удается отнести к другому типу переменных звезд.
  • NR – повторные Новые. Отличаются от типичных Новых тем, что у них зарегистрирована не одна, а две или несколько вспышек, разделенных интервалами от 10 до 80 лет (Т СгВ).
  • SN – сверхновые звезды (В Cas, CM Таu). Звезды, в результате взрыва быстро увеличивающие свой блеск на 20 и более величин, а затем медленно ослабевающие. Спектр во время вспышки характеризуется наличием очень широких эмиссионных полос, ширина которых в несколько раз превышает ширину ярких полос, наблюдаемых в спектрах Новых звезд; скорость расширения оболочки – несколько тысяч км/с. После взрыва структура звезды полностью меняется. На месте сверхновой остается расширяющаяся эмиссионная туманность и (не всегда наблюдаемый) пульсар. По форме кривых блеска и спектральным особенностям делятся на типы I и II.
  • SNI – сверхновые I типа. В спектрах присутствуют линии поглощения Са II, Si и др., кроме водородных. Расширяющаяся оболочка почти лишена водорода. В течение 20 – 30d после максимума блеск уменьшается со скоростью около 0.lm в сутки, затем скорость ослабления блеска замедляется и в дальнейшем становится постоянной – 0.014m в сутки.
  • SNII – сверхновые II типа. В спектрах видны линии водорода и других элементов. Расширяющаяся оболочка состоит в основном из водорода и гелия. Кривые блеска более разнообразны, чем кривые блеска сверхновых I типа. По истечении 40 – 100d после максимума скорость падения блеска обычно составляет 0.1m в сутки.
  • UG – переменные типа U Близнецов (U Gem), нередко называемые карликовыми Новыми. Тесные двойные системы, состоящие из звезды-карлика или субгиганта спектрального класса К-М, заполняющего объем своей внутренней критической поверхности Роша, и белого карлика, окруженного аккреционным диском. Орбитальные периоды заключены в пределах от 0.05 до 0.5d. Обычно наблюдаются лишь небольшие, в том числе быстрые, флуктуации блеска системы, но время от времени блеск быстро возрастает на несколько звездных величин и по истечении нескольких дней или десятков дней возвращается к первоначальному состоянию. Промежутки между двумя последовательными вспышками у данной звезды могут меняться в широких пределах, но каждая звезда характеризуется некоторым средним значением этих промежутков – средним циклом, соответствующим средней амплитуде изменения ее блеска. Чем больше цикл, тем больше
    амплитуда. Источники рентгеновского излучения. Спектр системы в минимуме блеска непрерывный с широкими эмиссионными линиями водорода и гелия. В максимуме блеска эти линии почти исчезают или превращаются в неглубокие линии поглощения. Некоторые из этих систем являются затменными, причем можно полагать, что главный минимум обусловлен затмением горячего пятна, образованного в аккреционном диске падающим на него газовым потоком, исходящим от звезды класса К-М.
    По характеру изменения блеска переменные типа U Gem можно разделить на три подтипа: SS Cyg, SU UMa и Z Cam.
  • UGSS – переменные типа SS Лебедя (SS Cyg, U Gem). Увеличивают свой блеск за 1 – 2d нa 2-6m V и через несколько дней возвращаются к первоначальному блеску. Значения циклов заключены в пределах от 10d дo нескольких тысяч дней.
  • UGSU – переменные типа SU Большой Медведицы (SU UMa). Характеризуются наличием двух видов вспышек – нормальных и сверхмаксимумов. Нормальные, короткие, вспышки похожи на вспышки звезд типа UGSS . Сверхмаксимумы ярче нормальных на 2m, более чем в пять раз продолжительнее (шире) и наступают более чем в три раза реже нормальных. Во время сверхмаксимумов на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на нее периодические колебания (superhumps) с периодом, близким к орбитальному, и амплитудами около 0.2 – 0.3m V. Орбитальные периоды меньше 0.1d, спектральный класс спутников – dM.
  • UGZ – переменные типа Z Жирафа (Z Cam). Также показывают циклические вспышки, но в отличие от переменных типа UGSS иногда после вспышки не возвращаются к первоначальному блеску, а в течение нескольких циклов сохраняют звездную величину, промежуточную между максимальной и минимальной. Значения циклов заключены в пределах от 10 до 40d, амплитуды изменения блеска – от 2 до 5m V.
  • ZAND – симбиотические переменные типа Z Андромеды (Z And). Тесные двойные, состоящие из горячей звезды, звезды позднего спектрального класса и протяженной оболочки, возбуждаемой излучением горячей звезды. Суммарный блеск системы испытывает неправильные изменения с амплитудой до 4m V. Очень разнородная группа объектов.

Тесные двойные затменные системы

Мы принимаем трехмерную систему классификации затменно-двойных звездных систем по форме кривой изменения их суммарного блеска, а также по физическим и эволюционным характеристикам их компонентов. Классификация по кривым блеска проста, привычна и удобна для наблюдателей; второй и третий способы классификации основаны на положении компонентов двойных систем на диаграмме Mv, В – V и степени заполнения ими своих внутренних критических эквипотенциальных поверхностей Роша. Для суждения об этом, как правило, использовались простые критерии, предложенные М.А.Свечниковым и Л.Ф.Истоминым (АЦ№ 1083, 1979). Ниже приводятся используемые в каталоге символы типов затменно-двойных систем.

а) Классификация по форме кривой блеска.

  • Е – затменно-двойные системы. Двойные системы, плоскость орбиты которых настолько близка к лучу зрения наблюдателя (наклонение i плоскости орбиты к плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, близко к 90°), что оба компонента (или один из них) периодически затмевают друг друга. Наблюдатель отмечает, вследствие этого, изменение видимого суммарного блеска системы, период которого совпадает с периодом обращения компонентов по орбите.
  • ЕА – затменные переменные типа Алголя ((бета) Per). Затменно-двойные со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами; кривые блеска позволяют фиксировать моменты начала и конца затмений. В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется незначительно, вследствие эффектов отражения, небольшой эллипсоидальности компонентов или физических изменений. Вторичный минимум может не наблюдаться. Периоды заключены в очень широких пределах – от 0.2 до 10000d и более; амплитуды изменения блеска весьма разнообразны и могут достигать нескольких величин.
  • ЕВ – затменные переменные типа (бета) Лиры ((бета) Lyr). Затменно-двойные с эллипсоидальными компонентами, обладающие кривыми блеска, которые не позволяют фиксировать моменты начала или конца затмений (вследствие непрерывного изменения видимого суммарного блеска системы в промежутках между затмениями); обязательно наблюдается вторичный минимум, глубина которого, как правило, существенно меньше глубины главного минимума; периоды преимущественно больше 1d (при периодах меньше 1d минимумы разной глубины, при периодах больше 1d глубина минимумов может быть почти одинаковой); компоненты обычно ранних спектральных классов В-А. Амплитуды изменения блеска обычно меньше 2m V.
  • EW – затменные переменные типа W Большой Медведицы (W UMa). Затменно-двойные с периодами меньше 1d, состоящие из почти соприкасающихся эллипсоидальных компонентов и обладающие кривыми блеска, не позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений; глубины главного и вторичного минимумов почти одинаковы или различаются очень незначительно. Амплитуды изменения блеска обычно меньше 0.8m V. Спектральные классы компонентов обычно F-G и более поздние.

б) Классификация по физическим характеристикам компонентов.

  • GS – системы, у которых один или оба компонента являются гигантами или сверхгигантами; один из компонентов может быть членом главной последовательности.
  • PN – системы, компонентами которых являются ядра планетарных туманностей (UU Sge).
  • RS – системы типа RS Гончих Псов (RS CVn). Существенной особенностью этих систем является наличие в спектре сильных эмиссионных линий Н и К Са II переменной интенсивности, свидетельствующее о повышенной хромосферной активности солнечного типа. Для этих систем характерно наличие радиоизлучения и рентгеновского излучения. У некоторых из них на кривой блеска вне затмений наблюдается квазисинусоидальная волна, амплитуда и положение которой медленно меняются с течением времени. Появление этой волны (часто называемой дисторсионной)
    объясняется дифференциальным вращением покрытой группами пятен поверхности звезды; период вращения групп пятен обычно близок к периоду орбитального движения (периоду затмений), но все же отличается от него, что и вызывает медленное изменение (миграцию) фаз минимума и максимума дисторсионной волны на средней кривой блеска. Переменность амплитуды волны (доходящей до 0.2m V) объясняется существованием долгопериодического цикла звездной активности (подобного солнечному одиннадцатилетнему циклу), в течение которого меняется количество и общая площадь пятен на поверхности звезды.
  • WD – системы, компонентами которых являются белые карлики.
  • WR – системы, среди компонентов которых содержатся звезды типа Вольфа-Райе (V 444Cyg).

в) Классификация по степени заполнения внутренних критических поверхностей Роша.

  • AR – разделенные системы типа AR Ящерицы (AR Lac), оба компонента которых – субгиганты, не достигающие своих внутренних критических эквипотенциальных поверхностей.
  • D – разделенные системы, компоненты которых не достигают своих внутренних критических эквипотенциальных поверхностей Роша.
  • DM – разделенные системы главной последовательности, оба компонента которых являются членами главной последовательности и не достигают своих внутренних критических поверхностей Роша.
  • DS – разделенные системы с субгигантом, в которых субгигант также еще не достигает своей внутренней критической поверхности.
  • DW – системы, сходные по своим физическим характеристикам с контактными системами типа W UMa (см. ниже), но не являющиеся контактными.
  • К – контактные системы, оба компонента которых заполняют свои внутренние критические поверхности.
  • КЕ – контактные системы ранних спектральных классов (О-А), оба компонента которых близки по размерам к своим внутренним критическим поверхностям.
  • КW – контактные системы типа WUMa с эллипсоидальными компонентами спектральных классов F0-К, главные из которых являются членами главной последовательности, а спутники располагаются левее и ниже ее на диаграмме Mv, В – V.
  • SD – полуразделенные системы, в которых поверхность менее массивного компонента-субгиганта близка к его внутренней критической поверхности.Сочетание всех трех способов классификации затменно-двойных систем предусматривает использование для одного объекта нескольких групп символов типа, разделенных наклонными черточками, например: E/DM, EA/DS/RS , EB/WR, EW/KW и т. п.

Тесные двойные оптически переменные источники сильного переменного рентгеновского излучения (Х-источники)

  • X – тесные двойные системы, являющиеся источниками сильного переменного рентгеновского излучения, не относящиеся или не отнесенные пока к рассмотренным выше типам переменных звезд. Одним из компонентов системы является горячий компактный объект (белый карлик, нейтронная звезда, а, быть может, и черная дыра). Рентгеновское излучение возникает при падении вещества, текущего от другого компонента, на компактный объект или окружающий этот объект аккреционный диск. В свою очередь, это рентгеновское излучение, попадая в атмосферу более холодного спутника компактного объекта, переизлучается в виде оптического высокотемпературного излучения (эффект отражения), делая более ранним и спектральный класс соответствующего участка поверхности спутника. Это приводит к весьма в своеобразной картине оптической переменности тесных двойных, являющихся источниками сильного рентгеновского излучения. Делятся на перечисленные ниже типы.
  • ХВ – рентгеновские вспыхивающие (bursters). Тесные двойные системы, показывающие рентгеновские и оптические вспышки продолжительностью от нескольких секунд до десяти минут с амплитудой порядка 0.1m V (V801 Аra, V926 Sco).
  • XF – рентгеновские флуктуирующие системы, показывающие быстрые флуктуации рентгеновского (Cyg X-1 = V1357 Cyg) и оптического (V821 Аra) излучения с циклом порядка десятков миллисекунд.
  • XI – рентгеновские неправильные. Тесные двойные системы, состоящие из горячего компактного объекта, окруженного аккреционным диском, и карлика спектрального класса dA-dM; характеризуются неправильными изменениями блеска с характерным временем порядка минут часов и амплитудой порядка 1m V; возможно наложение периодической составляющей, обусловленной орбитального движением (V818 Sco).
  • XJ – рентгеновские двойные, характеризующиеся наличием релятивистских струй, проявляющихся в рентгеновском и радиодиапазоне, а также в видимой области спектра в виде эмиссионных компонент, имеющих периодические смещения с релятивистскими скоростями (V1343 Aql).
  • XND – рентгеновские новоподобные, содержащие наряду с горячим компактным объектом карлик или субгигант спектрального класса G-M. Системы, иногда быстро увеличивающие свой блеск на 4-9m V одновременно в оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн без выброса оболочки. Продолжительность вспышки – до нескольких месяцев (V616 Моn).
  • XNG – рентгеновские новоподобные, главный компонент которых является сверхгигантом или гигантом раннего спектрального класса, а спутник – горячим компактным объектом. При вспышке главного компонента выброшенная им масса падает на компактный объект, вызывая со значительным запозданием появление рентгеновского излучения. Амплитуды-порядка l-2m V (V725 Тau).
  • ХР – рентгеновские системы с пульсаром; главный компонент – обычно эллипсоидальный сверхгигант раннего спектрального класса. Эффект отражения очень мал, и переменность блеска в основном обусловлена вращением эллипсоидального главного компонента. Периоды изменения блеска заключены в пределах от 1 до 10 d, период пульсара в системе – от 1 секунды до 100 минут. Амплитуда изменений блеска обычно не превышает нескольких десятых звездной величины (Vel Х-1 = GP Vel).
  • XPR – рентгеновские системы с пульсаром, характеризующиеся наличием эффекта отражения. Состоят из главного компонента спектрального класса dB-dF и рентгеновского пульсара, который может быть и оптическим. Когда главный компонент подвергается рентгеновскому облучению, средний блеск системы максимален, в периоды малой активности рентгеновского источника –
    минимален. Полная амплитуда изменений блеска может достигать 2-3m V (HZ Her).
  • XPRM – рентгеновские системы, состоящие из карлика позднего спектрального класса dK-dM и пульсара с сильным магнитным полем. Аккреция вещества на магнитные полюса компактного объекта сопровождается появлением переменной линейной и круговой поляризации излучения; поэтому эти системы иногда называются полярами. Обычно амплитуда изменений блеска порядка 1m V, но при облучении главного компонента рентгеновским излучением средний блеск системы может возрасти на 3m V. Полная амплитуда изменений блеска может достигать 4-5m V(AM Her, AN UMa).
    Если направленное рентгеновское излучение, возникающее в магнитных полюсах вращающегося горячего компактного объекта, не пересекает положения наблюдателя и система не воспринимается как пульсар, буква Р в приведенных выше символических обозначениях типов рентгеновских систем отсутствует. В случае, если рентгеновские системы являются затменными или эллипсоидальными, обозначению их типа предшествуют символы Е или ELL, объединенные с этим обозначением знаком + (например, Е+Х или ELL + X).

Другие типы звезд и космических объектов принятых за переменные звезды

  • BLLАС – внегалактические объекты типа BL Ящерицы (BL Lac). Компактные квазизвездные объекты, характеризующиеся почти непрерывным спектром с очень слабыми линиями эмиссии и поглощения и сравнительно быстрыми неправильными изменениями блеска с амплитудой до 3m V и больше. Источники сильного рентгеновского и радиоизлучения, показывающие сильную и переменную линейную поляризацию излучения в оптической и инфракрасной областях спектра. Небольшое число таких объектов, ошибочно принимаемых за переменные звезды и получающих соответствующие обозначения, по-видимому, и в дальнейшем будет иногда попадать в основную таблицу каталога.
  • CST – постоянные звезды. В свое время они были заподозрены в переменности блеска, и была проявлена торопливость в присвоении им окончательного обозначения. Дальнейшие наблюдения не подтвердили их переменности.
  • GAL – оптически переменные квазизвездные внегалактические объекты (активные ядра галактик), ошибочно принятые за переменные звезды.
    L: – неисследованные переменные звезды с медленными изменениями блеска.
  • QSO – оптически переменные квазизвездные внегалактические объекты (квазары), ошибочно принятые за переменные звезды.
    S: – неисследованные переменные звезды с быстрыми изменениями блеска.
    * – уникальные переменные звезды, не укладывающиеся в рамки описанной выше классификации. Это, видимо, кратковременные переходные стадии от одних типов переменности к другим, или начальные и конечные стадии эволюции этих типов, или недостаточно изученные представители будущих новых типов переменности блеска.
    Если переменная звезда относится одновременно к нескольким типам переменности блеска, эти типы объединяются в столбце “Тип” знаком + (например, E+UG, UV+BY).
    Несмотря на значительные успехи в понимании процессов звездной переменности, принятая в каталоге классификация далеко не совершенна. Особенно это относится к взрывным, симбиотическим и новоподобным переменным, рентгеновским источникам и пекулярным объектам. Мы будем продолжать работу по уточнению классификации переменных звезд, надеясь на критические замечания и полезные советы специалистов.