Переменные звезды

Классификация и физическая природа переменных звёзд

Фотометрическая изменчивость звёзд

Переменными звёздами называют такие звёзды, блеск которых изменяется с течением времени, наблюдаемым в оптическом диапазоне. Эти изменения могут быть как периодическими, так и нерегулярными, иметь различные амплитуды — от тысячных долей звёздной величины до нескольких звёздных величин — и происходить на временных масштабах от секунд до лет.

Причины переменности могут быть внутренними (внутризвёздные процессы) или внешними (взаимодействие в двойных и кратных системах). Исследование переменных звёзд имеет фундаментальное значение для астрофизики: по их пульсациям определяется строение звезды, выявляются детали эволюции, измеряются расстояния до галактик и уточняются параметры расширения Вселенной.

Классификация переменных звёзд

Все переменные звёзды делятся на две большие категории:

Физически переменные — изменяют свой блеск в результате процессов, происходящих в самой звезде (например, пульсации, вспышки, взрывы).
Геометрически переменные — изменение блеска связано с конфигурацией системы, в частности с затмениями или вращением неоднородной поверхности.

Более детальная классификация проводится по наблюдаемым свойствам, механизму переменности и эволюционной стадии.

Пульсирующие переменные звёзды

Основным механизмом изменения блеска пульсирующих звёзд являются радиальные и нерадиальные колебания внешних слоёв звезды. В результате периодически меняются радиус, температура и светимость.

Классы пульсирующих звёзд:

Цефеиды (δ Cephei) Массы: 3–12 M☉. Периоды: от 1 до 100 суток. Амплитуды: до 2^m. Эти звёзды находятся на стадии постглавной последовательности и пульсируют благодаря κ-механизму, действующему в зоне частичной ионизации гелия. Являются одними из важнейших стандартных свечей благодаря точной зависимости “период–светимость”.
RR Лиры Массы: ~0.6–0.8 M☉. Периоды: 0.2–1 суток. Амплитуды: до 1.5^m. Представляют горизонтальные ветви звёзд в шаровых скоплениях. Полезны для измерения расстояний в пределах Галактики.
Mira (длиннопериодические переменные) Это звёзды поздних спектральных классов (M, S, C), находящиеся на асимптотической ветви гигантов. Периоды: от 100 до 1000 суток. Амплитуды: до 11^m в видимом диапазоне. Проявляют сильные радиальные пульсации с участием молекулярных и пылевых оболочек.
δ Scuti, β Cephei, γ Doradus и другие Это звёзды с менее выраженной амплитудой и короткими периодами (от часов до суток), пульсирующие как в радиальных, так и в нерадиальных модах. Их изучение требует высокоточной фотометрии и спектроскопии.

Вспыхивающие и катаклизмические переменные

Эти объекты проявляют резкие изменения яркости, вызванные взрывными или аккреционными процессами.

Новоподобные и катаклизмические переменные Это взаимодействующие двойные системы с белым карликом, аккрецирующим вещество от компаньона. К ним относятся:
- Классические и повторяющиеся новые — термоядерный взрыв на поверхности белого карлика, приводящий к увеличению светимости на 10^4–106 раз.
- Карликовые новые (тип U Geminorum) — нестабильности в аккреционном диске приводят к квазипериодическим вспышкам.
- Сверхновые типа Ia — термоядерное разрушение белого карлика после достижения предела Чандрасекара. Хотя они не являются «повторными» переменными в обычном смысле, их переменность уникальна и яркость может нарастать на 20 и более звёздных величин.
Звёзды типа UV Ceti Это красные карлики низкой массы, способные к мощным вспышкам в результате магнитной активности и ускорения заряженных частиц. Вспышки кратковременны (минуты) и могут изменить блеск звезды на величину до нескольких звёздных величин.

Затменно-переменные звёзды

Геометрические переменные формируют особый класс, связанный с взаимодействием в двойных и кратных системах.

Основные типы:

Затменные переменные (тип Algol, β Lyrae, W UMa) Состоит из двух звёзд, движущихся по орбитам, близким к направлению к Земле. Изменение блеска обусловлено взаимными затмениями. Временные интервалы между затмениями отражают орбитальные периоды, а форма кривой блеска даёт информацию о радиусах, массах и светимостях компонентов.
- Тип Algol — затмения хорошо выражены, компоненты отделены.
- Тип β Lyrae — компоненты деформированы, обмен массой. Световая кривая без чётких минимумов.
- Тип W UMa — контактные системы, общий слой между компонентами.

Ротационные переменные

В некоторых случаях изменение блеска вызывается неоднородностями на поверхности звезды (например, звёздные пятна), наблюдаемыми при вращении.

Звёзды типа BY Draconis и RS CVn Обладают активной хромосферой и крупными магнитными структурами. Периоды вращения от нескольких суток до десятков дней. Яркость изменяется на доли звёздной величины, но часто сопровождается вспышечной активностью.
Химически пекулярные звёзды (Ap/Bp) Проявляют фотометрическую и спектральную переменность, связанную с неравномерным распределением химических элементов на поверхности. Изменения происходят синхронно с вращением.

Микролинзирование и внешние факторы переменности

Отдельно стоит упомянуть переменные звёзды, светимость которых изменяется не из-за внутренних процессов или геометрических эффектов, а вследствие гравитационного микролинзирования. Это временное усиление блеска фона звезды, когда на пути её света появляется массивный объект (линза), искривляющий свет в соответствии с Общей теорией относительности. Такие явления важны для поиска экзопланет и компактных тёмных объектов в гало Галактики.

Роль переменных звёзд в астрономии

Калибровка шкалы расстояний — Цефеиды и RR Лиры используются как стандартные свечи.
Изучение структуры Галактики — Распределение переменных звёзд показывает форму и размер гало и балджа.
Испытание моделей звёздной эволюции — Пульсации дают доступ к внутренним слоям звёзд.
Тестирование физики экстремальных условий — Вспышки, аккреция, взаимодействие в тесных двойных системах.

Изучение переменных звёзд требует длительных, точных наблюдений и междисциплинарного подхода, объединяющего фотометрию, спектроскопию, моделирование и теорию звёздной структуры.