Переменная звезда

Переменность звезды описывается кривой блеска — функцией видимой звёздной величины в зависимости от времени[4], или, более строго, временным рядом соответствующих наблюдательных данных. Кривой блеска также называют графическое представление этих данных[12].

Изменения блеска могут быть периодическими, и, например, моменты максимума или минимума могут выражаться по формуле ${\textstyle T_{E}=T_{0}+PE}$. Здесь ${\displaystyle P}$ — период переменности, ${\displaystyle T_{0}}$ — эпоха произвольного максимума или минимума, а ${\displaystyle E}$ — количество периодов, прошедших с момента ${\displaystyle T_{0}}$. Тогда можно говорить о фазе ${\textstyle \Phi ={\Big \{}{\frac {T-T_{0}}{P}}{\Big \}}}$, где ${\displaystyle T}$ — момент наблюдения с максимумом или минимумом блеска. Фигурные скобки обозначают дробную часть числа, то есть, фаза — доля времени, прошедшего между предыдущим максимумом блеска и текущим моментом, от периода. Фаза меняется от 0 до 1 и часто удобно рассматривать кривые блеска, которые представляют зависимость блеска от фазы[12][13].

К некоторому рассеянию точек, соответствующих результатам наблюдений, на кривой блеска могут приводить не только погрешности измерений, но и неточность в определении периода и вариации периода со временем. Если период изменения блеска приблизительно известен, то для его уточнения можно построить диаграмму O−C: она отображает разность наблюдаемого момента максимума блеска (${\displaystyle O}$, от англ. observed) и вычисленного по формуле ${\textstyle T_{E}=T_{0}+PE}$ (${\displaystyle C}$, от англ. calculated) в зависимости от ${\displaystyle E}$. Например, если ${\displaystyle T_{0}}$ и ${\displaystyle P}$ определены правильно и ${\displaystyle P}$ не меняется, то наблюдаемый и вычисляемый момент всегда будут совпадать, и ${\displaystyle O-C}$ всегда будет равно нулю, а если ${\displaystyle P}$ определено неверно, то ${\displaystyle O-C}$ будет возрастать линейно, на величину ошибки с каждым максимумом. Если же, например, период изменений блеска равномерно возрастает, то точки на диаграмме будут образовывать параболу: с каждым максимумом ${\displaystyle O-C}$ будет увеличиваться на всё большую величину[12][14].

Официальной каталогизацией и классификацией переменных звёзд занимается Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ), в 2017 году была издана его версия 5.1[15]. Переменную звезду добавляют в ОКПЗ только после того, как её изменчивость была подтверждена. В то же время существуют специальные каталоги для звёзд, переменность которых ещё не подтверждена и находится под вопросом[5]. Всего известны сотни тысяч звёзд, переменность которых установлена или хотя бы подозревается, и ещё десятки тысяч — в других галактиках[3][16]. К переменным звёздам относится и Солнце[17].

Изучение переменных звёзд — одна из областей астрономии, в которую вклад могут внести астрономы-любители: в частности, они нередко открывают новые переменные. Это связано, например, с большим количеством переменных звёзд, так что профессионалы не могут отслеживать их все; некоторые из переменных меняют свой блеск непредсказуемо, а у других длительность изменений очень велика, и их исследование в рамках одной наблюдательной программы затруднительно. Часто астрономы-любители координируют свои наблюдения друг с другом: одна из наиболее известных подобных групп — Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд (AAVSO)[18].

Кривая блеска Дельты Цефея, относящейся к классическим цефеидам[22]

Пульсирующие переменные меняют свою светимость из-за поочерёдного расширения и сжатия внешних слоёв и изменения их температуры. Минимальный и максимальный радиус звезды при пульсациях может отличаться в два раза, но обычно изменения размеров не так велики, и основной вклад в изменение светимости вносит изменение температуры поверхности[21][23].

Вне зависимости от механизма, фундаментальный период колебаний звезды ${\displaystyle P}$ связан с её средней плотностью ${\displaystyle \rho }$ как ${\textstyle P\propto {\frac {1}{\sqrt {\rho }}}}$. Поскольку при длительных наблюдениях даже небольшие изменения периода могут быть обнаружены (см. выше), то можно выявить медленное изменение плотности в результате эволюции звезды[23][24]. Кроме пульсаций в фундаментальном периоде возможны пульсации в обертонах с другим периодом. Пульсации могут быть как радиальными — сферически симметричными, так и нерадиальными — во втором случае сферическая форма звезды не сохраняется[21][25].

Если звезда выводится из гидростатического равновесия, например, расширяется, то она стремится вернуться в исходное положение. Однако свободные колебания звёзд быстро затухают, поэтому для того, чтобы колебания происходили длительное время, должен присутствовать механизм преобразования тепловой энергии звезды в механическую энергию колебаний[23][24].

Один из распространённых механизмов пульсаций — каппа-механизм, где основную роль играет меняющаяся непрозрачность звёздного вещества. Например, у звёзд средней температуры на некоторой глубине располагается зона двукратной критической ионизации гелия — слой звезды, где температура составляет несколько тысяч кельвинов. В определённое время гелий в ней однократно ионизован и при сжатии часть выделяемой энергии уходит не на нагрев, а на ионизацию вещества. Из-за этого температура слоя меняется слабо, зато увеличивается его плотность, что приводит к повышению непрозрачности и задержке энергии в слое. При следующем расширении звезды происходит рекомбинация вещества, из-за чего слой отдаёт больше энергии[24][26][27].

Для того, чтобы пульсации поддерживались таким механизмом, зона двукратной критической ионизации гелия должна располагаться на оптимальной глубине, которая достигается при определённой температуре поверхности звезды[26]. Таким образом, звёзды, у которых реализуется такой механизм, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся на полосе нестабильности. Несколько типов переменных звёзд пульсируют именно благодаря каппа-механизму: это, например, цефеиды, переменные типа RR Лиры, Дельты Щита и ZZ Кита. Существуют пульсирующие переменные и других типов, расположенные вне полосы нестабильности — для них механизм переменности обычно также представляет собой каппа-механизм. Например, в переменных типа Беты Цефея, температура которых значительно выше, чем у звёзд полосы нестабильности, пульсации поддерживаются ионами железа[24][27].

Один из важнейших типов пульсирующих переменных звёзд — цефеиды. Эти звёзды — сверхгиганты спектральных классов F—K с периодами обычно от 1 до 50 суток и амплитудами — 0,1—2,5^m. Выделяется два основных типа таких звёзд — классические цефеиды и цефеиды II типа, и для обоих типов существует зависимость между периодом и светимостью[28]. Она позволяет использовать их как стандартные свечи: из периода цефеид можно определять их абсолютную звёздную величину, и, сравнив последнюю с видимым блеском, определить расстояние до звезды[29][30]. Благодаря высокой светимости, цефеиды наблюдаются не только в нашей, но и в других галактиках[31].

Другой важный тип пульсирующих звёзд — переменные типа RR Лиры. Их периоды обычно составляют менее суток, а амплитуды меньше, чем таковые у цефеид. Эти звёзды распространены в шаровых скоплениях и имеют практически одну и ту же абсолютную звёздную величину, поэтому также используются как стандартные свечи[30]. Мириды — сверхгиганты спектральных классов M, S и C. Периоды их пульсаций обычно составляют 100—500 суток, а типичная амплитуда изменений блеска — 6^m. У медленных неправильных и у полуправильных переменных пульсации имеют нерегулярный характер, а их причины плохо изучены[32].

Кривая блеска UV Кита — вспыхивающей звезды, в ультрафиолетовом диапазоне[33]

Эруптивные переменные меняют свой блеск резко и непредсказуемо. Эти изменения вызваны активностью или вспышками в хромосфере и в короне, такая активность нередко сопровождаются усилением звёздного ветра и потерями массы[21][34]. Иногда к эруптивным переменным причисляют катаклизмические переменные (см. ниже)[35].

В отличие от других категорий переменных звёзд, не существует общего механизма, который вызывает изменения блеска у всех эруптивных переменных. У звёзд различных типов активность и вспышки объясняются разными механизмами и плохо изучены[36].

К эруптивным переменным относятся вспыхивающие звёзды (также известные как переменные типа UV Кита), которые являются молодыми оранжевыми карликами и ещё чаще красными карликами. Из-за возмущений в магнитных полях на поверхностях этих звёзд происходят вспышки, подобные солнечным, но значительно более сильные относительно светимости самой звезды — во время вспышки звезда может стать на 4—5 звёздных величины ярче, чем обычно. Вспышки наблюдаются и в оптическом диапазоне, но особенно сильны на коротких волнах: в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах, а также сопровождаются повышением потока в радиодиапазоне. Вспышка обычно достигает максимума за несколько секунд, а на затухание уходит от нескольких минут до часов, одна и та же звезда может вспыхивать несколько раз в сутки[37]. Из-за того, что оранжевые и красные карлики составляют около 90 % всех звёзд, вспыхивающие звёзды — самый распространённый тип переменных в нашей Галактике[38].

Орионовы переменные — группа эруптивных переменных, включающая в себя такие объекты, как фуоры и звёзды типа T Тельца. Все эти объекты — молодые звёзды, связанные с туманностями. Их изменения блеска носят неправильный характер и связаны с нестабильностями в аккреционных дисках[39]. Ещё один тип — переменные типа R Северной Короны. Они отличаются от большинства эруптивных переменных тем, что в обычном состоянии они находятся в максимуме блеска и непредсказуемым образом уменьшают свой блеск в масштабах до 10 звёздных величин, после чего в течение нескольких лет возвращаются к исходной яркости[36][37].

Кривые блеска сверхновых некоторых типов[40]

Изменения блеска катаклизмических переменных вызваны термоядерными взрывами на поверхности или внутри таких звёзд. К катаклизмическим переменным также относят звёзды, у которых не обнаружено термоядерных взрывов, но наблюдаются похожие кривые блеска, либо они по некоторым параметрам похожи на другие катаклизмические переменные в минимуме блеска. Такие звёзды называют новоподобными, в противоположность взрывным, где термоядерные взрывы случаются[21]. Большинство катаклизмических переменных, включая новоподобные, представляют собой тесные двойные системы, где присутствует белый карлик, на который перетекает вещество со второго компонента[41][42].

Сверхновые звёзды относятся к катаклизмическим переменным. При их вспышке абсолютные звёздные величины сверхновых, в зависимости от типа, за срок около двух недель достигают от −16^m до −20^m, так что их светимости становятся сравнимы со светимостью небольших галактик, а затем начинают спадать. По наблюдаемым параметрам сверхновые делятся на несколько типов, но существует всего два механизма их вспышек. Вспышки сверхновых типа Ia происходят, когда в двойной системе из-за перетекания вещества на белый карлик его масса превышает предел Чандрасекара ― тогда в ядре белого карлика начинаются термоядерные реакции с участием углерода, приводящие к разрушению звезды и выбросу её вещества, что наблюдается как вспышка сверхновой. Остальные типы сверхновых возникают при коллапсе ядра массивной звезды на поздних стадиях её эволюции, при этом также выделяется большое количество энергии, а звезда разрушается[43][44].

Новые звёзды делятся на несколько типов, но все обладают сходными кривыми блеска с резким повышением яркости и принадлежат двойным системам, где происходит аккреция вещества на белый карлик. Так, классические новые при вспышке повышают свой блеск на величину обычно от 7^m до 16^m за несколько суток, а затем медленно возвращаются к изначальной яркости. Хотя звезда при этом не разрушается, вспышки классических новых для каждой звезды за историю наблюдений происходили лишь однократно, что связано с очень большим периодом повторения вспышек — более 3000 лет. У повторных новых вспышки происходят с периодом в несколько десятилетий, но блеск повышается на меньшую величину. Вспышки звёзд этих двух типов объясняются одинаково: когда на поверхности белого карлика скапливается достаточно вещества, в этом веществе начинают быстро идти термоядерные реакции, из-за чего повышается светимость и сбрасывается часть оболочки, что и наблюдается как вспышка новой звезды. У карликовых новых повышение блеска ещё меньше — на 2—6^m, а вспышки повторяются с интервалом менее года, но термоядерных взрывов на их поверхности не происходит: изменение блеска в них связано с нестабильностями в аккреционном диске, когда последний достигает достаточно высокой плотности[45][46].

Тесные двойные системы, излучающие в рентгеновском диапазоне, называются рентгеновскими двойными. Такие объекты проявляют переменность в оптическом диапазоне и составляют отдельную группу переменных звёзд[21][47].

В рентгеновских двойных один из компонентов — компактный объект, вокруг которого образуется аккреционный диск из вещества со второй звезды. Вещество нагревается до очень высоких температур, что и создаёт рентгеновское излучение. Часть этого излучения попадает на вторую звезду и нагревает область на её поверхности, которая начинает светиться ярче в оптическом диапазоне, из-за чего и возникает оптическая переменность. Различные типы рентгеновских двойных, такие как поляры, барстеры и рентгеновские пульсары имеют переменность разного характера, её амплитуда может составлять несколько звёздных величин[21][48][49].

Вращающиеся переменные имеют неравномерное распределение яркости на поверхности или эллиптическую форму, что может быть вызвано различными факторами, такими как наличие пятен на поверхности звезды. При вращении вокруг оси их видимый блеск с точки зрения наблюдателя изменяется[21][50].

Переменные типа BY Дракона — красные и оранжевые карлики, переменность которых связана с пятнами на их поверхности. Амплитуда их изменений блеска может достигать 0,3^m, а период ― от менее чем суток до 120 дней. Переменные типа BY дракона часто являются вспыхивающими звёздами (см. выше). Переменные типа Альфы² Гончих Псов ― звёзды главной последовательности со спектральными классами B—A, обладающие сильным магнитным полем и оттого неравномерным распределением на поверхности таких химических элементов, как железо, кремний и хром. Их периоды изменения блеска варьируются от 0,5 до 160 суток, а амплитуды обычно не превышают 0,1^m[21][51][52].

Эллипсоидальные переменные находятся в двойных системах, где звёзды достаточно близки друг к другу и из-за приливного взаимодействия между ними их формы отличаются от сферических. При движении этих звёзд по орбитам меняется видимая наблюдателем площадь поверхности звёзд, а период переменности совпадает с орбитальным периодом системы. Амплитуда переменности при этом не превышает 0,1^m[21][51][53].

Кривая блеска Алголя[9]

Кривая блеска Беты Лиры[9]

В затменных двойных системах периодически происходит покрытие звёздами друг друга, что приводит к снижению блеска системы на время покрытия[54], также к этому классу относят звёзды, у которых наблюдается прохождение экзопланет по их диску. Для этого необходимо, чтобы наблюдатель находился достаточно близко к плоскости орбиты системы[55]. Затменные двойные могут классифицироваться не только по виду общей кривой блеска, но также по физическим характеристикам компонент и по степени заполнения компонентами их полостей Роша. Прохождение звёзд по друг перед другом может чередоваться, тогда в кривой блеска будет два минимума разной глубины, но также вторичный минимум может отсутствовать[21][56].

По виду кривых блеска можно выделить переменные типа Алголя, переменные типа Беты Лиры и переменные типа W Большой Медведицы. В первом случае вне затмений блеск остаётся практически постоянным ― это значит, что обе звезды в системе сохраняют сферическую форму или близкую к ней, а периоды могут составлять от 0,2 суток до более чем 10000 дней. Во втором случае форма звёзд оказывается эллипсоидальной из-за приливных взаимодействий, а кривая блеска становится более гладкой. Переменные типа W Большой Медведицы представляют собой тесные двойные системы, где обе звезды заполняют свои полости Роша и соприкасаются, а минимумы блеска практически равны по глубине[21][56][57].