Астронет: П. Н. Холопов/ГАИШ О классификации переменных звезд http://variable-stars.ru/db/msg/1187292

О классификации переменных звезд

П.Н.Холопов

В статье рассмотрена система классификации переменных звезд основанная на развитии общепринятых принципов классификации этих объектов в свете современных представлений об их эволюции.

1.

Переменные звезды - это звезды, меняющие блеск на глазах людей и их поколений. Эволюционные изменения блеска подавляющего большинства звезд, как правило, слишком незначительны и происходят слишком медленно, чтобы быть замеченными за какой-нибудь четырех-трехтысячелетний период исторического развития человечества Однако "звезды-гостьи" древних китайцев, звезда дьявола (Алголь) древних арабов, Удивительная (Мира) в созвездии Кита, поразившая воображение астрономов конца эпохи Возрождения, сверхновые Тихо Браге и Кеплера уже давно разнообразием своего поведения свидетельствовали о разнообразии причин, вызывающих изменения их блеска И уже давно астрономы занимаются классификацией переменных звезд стремясь вместить в краткий символ того или иного типа переменности блеска все многообразие физических характеристик и причин изменения блеска данной конкретной звезды.

С течением времени проблемы, связанные с классификацией переменных звезд, становятся все сложнее. Постепенно выясняется взаимосвязь различных типов переменности блеска. Нередко возникает необходимость отнесения одного и того же объекта сразу к нескольким типам переменности, поскольку они определяются разными физическими причинами.

Повышение точности наблюдений и совершенствование методов их анализа привели к обнаружению множества микропеременных звезд и выяснению закономерностей изменения их фотометрических и спектральных характеристик. В настоящее время ясно, что не существует нижнего предела амплитуды изменений блеска переменных, подлежащих регистрации; все дело в надежности регистрации таких изменений в их достоверности.

Переменность в далеком ультрафиолетовом и рентгеновском излучении, в далеком инфракрасном и радиодиапазоне оказывается характерным свойством переменных звезд разных типов. Лишь трудности отождествления объектов, наблюдаемых в этих областях спектра, с оптическими объектами накладывают пока ограничения на включение их в каталоги переменных звезд.

В связи с подготовкой к новому (четвертому) изданию Общего каталога переменных звезд мы столкнулись с необходимостью существенного уточнения классификации переменных, принятой в третьем издании каталога (Кукаркин и др., 1969) и трех дополнениях к нему. Так, например, обнаружение хромосферной активности ряда звезд требует отражения этого явления в классификации. Своеобразны проявления оптической переменности источников рентгеновского излучения. Нуждается в совершенствовании классификация затменно-двойных систем и т. п.

Ниже будет изложена представляющаяся нам наиболее рациональной система классификации переменных звезд, основанная на развитии общепринятых принципов классификации этих объектов и на анализе предложений, сделанных рядом специалистов.

Исходя из основных причин, определяющих наблюдаемую с Земли переменность блеска тех или иных объектов, принято делить переменные на следующие классы: эруптивные, пульсирующие и затменно-двойные. В настоящее время необходимо ввести еще один класс - вращающиеся переменные (Ефремов, 1975; Перси, 1978). При этом подразумевается, что поверхность таких звезд может быть покрыта пятнами-участками с пониженной или повышенной поверхностной яркостью, и при несовпадении оси вращения звезды с направлением к наблюдателю средняя поверхностная яркость ее полусферы, обращенной к Земле, может меняться вследствие вращения звезды,

Представляется также целесообразным выделить из класса эруптивных переменных в отдельный класс взрывные переменные -сверхновые и Новые звезды.

Каждый из этих классов объединяет объекты совершенно различной природы, относящиеся к разным типам переменности блеска. В то же время одни и те же объекты одновременно могут быть и пульсирующими и эруптивными и входить в состав затменно-двойных систем, т.е. менять блеск почти по всем возможным причинам или любым комбинациям последних.

2.

Для того чтобы разобраться в различных типах переменных звезд, целесообразно рассмотреть их положение на диаграмме M_V, B-V, причем раздельно в зависимости от возраста (t) самих переменных (см., рис.1). Прерывистой линией всюду на рис. 1 нанесено положение начальной главной последовательности. Области, занимаемые переменными разных типов, обведены сплошными линиями. Они указаны схематически. Границы их не следует принимать слишком серьезно. Они могут перекрываться и занимать гораздо большие площади. Не следует также слишком строго воспринимать возрастные характеристики переменных, отмеченные на рис. 1а, 1b и 1с.

На рис. 1а показано положение самых молодых переменных звезд (0<t<10⁷ лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные Ina, Inb, InT, переменные типов S Dor и FU Ori, вспыхивающие переменные типа UV Кита, связанные с туманностями), так и пульсирующие переменные (неправильные Lc и полуправильные SRc сверхгиганты поздних спектральных классов). Все эти объекты наблюдаются в самых молодых и возникающих звездных скоплениях, в ОВ- и Т-ассоциациях. Некоторые типы (FU Ori, S Dor) характеризуют, по-видимому, кратковременные этапы развития орионовых переменных. Рассмотрим эти типы более подробно. Приводимые ниже сокращенные обозначения типов не следует неосмотрительно менять, во избежание путаницы в дальнейшем, в связи с большим числом уже выделенных типов.

S Dor - эруптивные звезды высокой светимости спектральных классов Bpeq-Fpeq, показывающие неправильные (иногда циклические) изменения блеска в пределах от 1 до 3^m. Это одни из самых ярких голубых звезд галактики, в которой они наблюдаются. К переменным этого типа относятся Р Cyg и Car.

In - орионовы переменные. Неправильные эруптивные переменные, связанные с диффузными туманностями и расположенные на диаграмме M_V, B-V в районе главной последовательности и в области субгигантов. На рис. 1а показана область, занимаемая ими в минимуме блеска. В результате дальнейшей эволюции эти звезды превращаются в звезды главной последовательности постоянного блеска. Пределы изменения блеска могут достигать нескольких величин. Делятся на подтипы:

Ina - орионовы переменные спектральных классов В-А (Т Ori).

Inb - орионовы переменные спектральных классов F-M или Fe-Me (АН Ori).

InT - орионовы переменные типа Т Тельца. Спектральные классы Fe-Me. Специфический признак типа - флюоресцентные эмиссионные линии Fe I  4046, 4132 (аномально интенсивные у этих звезд), эмиссионные линии [S II], [O I] и линия поглощения Li I  6707. Если связь с туманностью незаметна, буква n в символе типа может быть опущена.

В спектрах некоторых орионовых переменных (YY Ori) наблюдается "обратный Р Cyg эффект", - наличие темных компонент с длинноволновой стороны эмиссионных линий, - свидетельствующий о падении вещества на поверхность этих звезд. В этом случае символ типа может сопровождаться символом YY.

UVn-связанные с диффузными туманностями вспыхивающие эруптивные переменные, подобные переменным типа UV Кита (см, ниже). Это разновидность орионовых переменных подтипа Inb, на неправильные изменения блеска которых накладываются вспышки.

FU - эруптивные новоподобные переменные типа FU Ori спектральных классов Ae-Fpe, связанные с диффузными туманностями; показывают длящееся несколько месяцев постепенное возрастание блеска на 6^m, после чего наступает почти полное постоянство блеска в максимуме, сохраняющееся на протяжении десятилетий, и постепенное развитие эмиссий в спектре. Область, занимаемая этими переменными на рис. 1а, соответствует максимуму их блеска.

Lc - неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M (TZ Cas) с амплитудой порядка 1^m.

SRc - полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М ( Сер). Амплитуды-порядка 1^m, периоды изменения блеска - от 30 до нескольких тысяч дней.

В связи с рис. 1а следует рассмотреть еще две категории объектов, а именно: сверхновые и пульсары.

Сверхновые (SN) - звезды, в результате взрыва быстро увеличивающие свой блеск на 20 и более величин, а затем медленно ослабевающие. Спектр при вспышке характеризуется наличием очень широких эмиссионных полос. В результате взрыва структура звезды полностью меняется. На месте сверхновой остается расширяющаяся эмиссионная туманность и (не всегда наблюдаемая) быстро вращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем, излучающая в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн, - пульсар (PSR), период изменения блеска которого (от нескольких сотых секунды до нескольких секунд) равен периоду его вращения.

3.

На рис. 1b показано положение переменных звезд, возраст которых заключен в пределах от 10⁷ до 10⁹ лет.

В процессе эволюционного отклонения от начальной главной последовательности звезды спектральных классов B-F начинают проявлять переменность блеска. В основном, эти явления вызываются радиальной и нерадиальной пульсацией близких к поверхности слоев звезды, вращением звезд с пятнами, а также процессами образования и исчезновения эмиссионных экваториальных колец или дисков у быстро вращающихся В-звезд. При радиальных пульсациях форма звезды остается сферической, происходит периодическое расширение и сжатие поверхности звезды. В случае нерадиальных пульсаций форма звез. ды периодически отклоняется от сферической, причем даже соседние участки ее поверхности могут находиться в противоположных фазах колебаний.

В настоящее время можно выделить следующие типы переменности звезд этих спектральных классов.

 Cyg - нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Beq-Aeq Ia, изменения блеска которых с амплитудой порядка 0.^m1 нередко кажутся неправильными, ибо вызываются наложением многих колебаний с близкими периодами. Наблюдаются циклы от не. скольких дней до нескольких десятков дней. Возможно, эти переменные являются последующей стадией развития звезд типа S Dor.

 Сер - пульсирующие переменные спектральных классов O8-В6 I-V с периодами изменения блеска и лучевых скоростей, заключенными в пределах 0.^d1-0.^d6, и пределами изменения блеска от 0.^m01 до 0.^m3. Максимум блеска соответствует минимальному радиусу звезды. В основном, у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, однако сейчас многие исследователи находят возможным выделять среди них переменные, подобные 53 Per (V469 Per), характеризующиеся нерадиальными пульсациями (см., например, Унно и др., 1979).

К переменным типа  Сер примыкает выделенная Джакате (1979) группа переменных, которые можно назвать переменными типа  Cen. Это звезды спектральных классов В2-ВЗ IV-V, периоды и амплитуды изменения блеска которых на порядок меньше по сравнению с наблюдаемыми у звезд типа  Сер, т.е. заключены в пределах 0.^d02-0.^d04 и 0.^m15-0.^m025 соответственно.

Следующим хорошо известным типом пульсирующих переменных главной последовательности является тип  Sct. Обычно к нему относят звезды спектральных классов A2-F5 III-V с амплитудами изменения блеска от 0.^m003 (в основном 0.^m02) до 0.^d8 и периодами от 0.^d02 до 0.^d4. Форма кривых блеска сильно меняется. Наблюдаются как радиальные, так и нерадиальные пульсации; могут наступать и кратковременные прекращения изменений блеска. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отображением кривой измененения блеска, причем максимум скорости приближения к наблюдателю практически совпадает с максимумом блеска звезды.

В начале пятидесятых годов Струве (1955) выдвинул гипотезу о существовании гипотетической последовательности Майя, заполняющей пробел между пульсирующими переменными типов  Сер и  Sct. Струве проводил эту последовательность между двумя звездами - членом скопления Плеяды Майей (B7III) и  UMi (A3II-III). До сих пор различные исследователи (см., например, Бердсли, Жижка, 1977; Брегер, 1979) продолжают возвращаться к обсуждению этого вопроса.

Переменность блеска Майи еще не доказана. Нам представляется, что последовательности Майя вообще не существует. По выражению Брегер а (1979), в море звезд с малоамплитудной нерадиальной пульсацией звезды типов  Сер и  Sct образуют два острова переменных с большой амплитудой, поддерживаемой дополнительным возбуждением радиальных пульсаций.

В связи с этим уместно остановиться на вопросе о переменности блеска  Lyr (AOV), до недавнего времени использовавшейся в качестве одного из основных фотометрических и спектрофотометрических стандартов. О переменности блеска этой звезды, открытой еще Гутником и Прагером (1915) и подтвержденной Фэзом (1935), вспомнили лишь недавно после появления статьи Вишневского и Джонсона (1979). Звезда не включалась в каталоги переменных звезд, потому что многие наблюдатели находили ее постоянной. Однако еще Гутник (1930), сопоставив фотоэлектрические наблюдения  Lyr 1915 г. с наблюдениями ее лучевой скорости, выполненными в 1929 г., показал, что обнаруженные изменения блеска синхронны с изменениями лучевой скорости, происходящими с периодом близким к 0.^d07, причем максимумы блеска звезды совпадают с минимумами ее лучевой скорости. Фэз (1935) и Нейбауэр(1935) провели одновременные (с точностью до минуты) наблюдения блеска и лучевой скорости  Lyr, подтвердив выводы Гутника (см. рис.2). Только что Джонсон (1980) сообщил о переменности блеска  Lyr на основании своих фотоэлектрических наблюдений, проводившихся им с 1950 г. на протяжении 30 лет.

Фазовые соотношения блеска и лучевой скорости  Lyr во время их изменений таковы же, как и у звезд типа  Sct, амплитуда и период также укладываются в соответствующие пределы. На диаграмме с₁, b-y, воспроизведенной нами на рис.3 из работы Кубяка (1979),  Lyr располагается вне основной области, занятой переменными типа  Cep и  Sct (точки). Однако недалеко от нее расположена и Ser - переменная этого типа. Таким образом, можно думать, что  Lyr (A0V), равно как и  UMi (A3II-III) и  CrB (A0IV) можно отнести к переменным типа  Sct, принимая в качестве интервала спектральных классов, присущих последним, интервал А0-F5III-V.

Очевидно, у звезд, находящихся на краю полосы нестабильности, занятой переменными типа  Sct, стабильность пульсаций нарушается. У некоторых звезд они могут возникать и исчезать. Переменность блеска наступает спорадически и иногда полностью прекращается.

Следующей за пульсациями причиной изменения блеска звезд, находящихся в районе главной последовательности, является вращение звезд с неоднородной поверхностной яркостью. Эта неоднородность 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.

Вращением по отношению к земному наблюдателю обусловлена переменность звезд типа  CVn - пекулярных звезд главной последовательности спектральных классов В8р-А7р с сильными переменными магнитными полями. В их спектрах аномально усилены линии кремния, марганца, стронция, хрома и редкоземельных элементов, меняющие интенсивность с периодом, равным периоду изменения магнитного поля и блеска (0.^d5-160^d). Амплитуды изменения блеска обычно заключены в пределах 0.^m01-0.^m1.

Звезды спектральных классов В0р-В7р с переменной интенсивностью линий He I, Si III и некоторых линий металлов (SX Ari,  Ori E = V1030 Ori) иногда называют гелиевыми переменными. Мы будем называть их переменными типа SX Ari. Эти звезды, обладающие также и переменными магнитными полями, являются высокотемпературными аналогами переменных типа  CVn. Их можно было бы объединить в один тип с переменными типа ( CVn, так как причина переменности блеска и спектра (вращение звезды) у переменных звезд обоих типов одинакова.

У некоторых переменных типа  CVa (например, UU Com, спектрального класса A3pV) обнаружены и короткопериодические пульсации с периодами 0.^d02-0.^d1 и амплитудой порядка 0.^m01, свидетельствующие о том, что одновременно эти звезды могут быть и переменными типа  Sct.

К вращающимся переменным относятся и переменные типа BY Dra -эмиссионные звезды - карлики спектральных классов dKe-dMe, показывающие квазипериодические изменения блеска с периодами от долей дня до 120 и амплитудами от нескольких сотых до 0.^m5. Переменность блеска в этом случае вызывается, по-видимому, осевым вращением звезд с изменяющейся с течением времени степенью неоднородности поверхностной яркости (пятнами) и хромосферной активностью. У некоторых из них наблюдаются также вспышки, подобные вспышкам звезд типа UV Кита (см. ниже), и в таком случае их можно относить также к последнему типу, считая одновременно и эруптивными.

Переменные типа UV Cet - эруптивные звезды спектральных классов dKe-dMe, иногда испытывающие вспышки с амплитудой от нескольких десятых до 6^m. Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через несколько минут или десятков минут.

На рис.1b показана область, занимаемая этими переменными в минимуме блеска. Верхняя левая граница области соответствует переменным, наблюдаемым в скоплении Плеяды (t=5^.10⁷ лет). С течением времени эта граница смещается вправо, к более поздним спектральным классам; в скоплении Гиады (t=5^.10⁸ лет) она проходит уже в районе М_V=+10^m, B-V=+1.^m6.

По-видимому, не случайно наше Солнце (кружок с точкой на рис.1b, с) расположено в самой спокойной области диаграммы (М_V, В-V) - рядом с ним в районе главной последовательности нет одиночных физических переменных звезд, иначе мы чувствовали бы себя не очень уютно.

Процесс ухода с главной последовательности сопровождается у быстро вращающихся В-звезд истечением вещества в их экваториальной зоне и образованием экваториальных колец или дисков, что приводит к превращению их в эмиссионные неправильные переменные типа  Cas спектрального класса BeIII-V, относящиеся к классу эруптивных. Амплитуды изменения их блеска могут достигать 1.^m5.

Уйдя с главной последовательности. В-звезды проходят область нестабильности цефеид, превращаясь в радиально пульсирующие переменные типа  Сер. Это цефеиды плоской составляющей Галактики, подчиняющиеся известной зависимости период-светимость. Спектральные классы их в максимуме блеска F5-F8, в минимуме G-K, причем

тем более поздние, чем больше периоды изменения блеска, заключающиеся в пределах от 1^d до 135^d . Амплитуды изменения блеска-от (0.^m1 до 2^m. Как и у звезд типа  Sct, максимум блеска совпадает с максимумом скорости приближения поверхностных слоев звезды к наблюдателю.

С этими звездами могут быть связаны полуправильные переменные гиганты и сверхгиганты спектральных классов F-K, иногда эмиссионные, которые принято обозначать символом SRd (SX Her, SV UMa). Амплитуды изменения их блеска заключены в пределах от 0.^m01 до 4^m, периоды-от 30^d до 1100^d.

В процессе дальнейшей эволюции переменные высокой светимости попадают в область красных сверхгигантов, превращаясь в уже описанные переменные типов Lc и SRc, а переменные меньшей светимости (но ярче М_V=+1^m) превращаются в неправильные (Lb) и полуправильные (SRab) переменные поздних спектральных классов с амплитудами порядка 1^m.

Lb - медленно меняющиеся неправильные переменные спектральных классов К, М, С, S, как правило, гиганты (СО Cyg).

SRa - полуправильные гиганты поздних спектральных классов (М, С, S) с хорошо выраженной периодичностью и, как правило, небольшими (меньше 2.^m5) амплитудами изменения блеска. Периоды заключены в пределах от 35 до 1200^d. Амплитуды и формы кривых изменения блеска обычно меняются.

SRb - полуправильные гиганты поздних спектральных классов (М, С, SV с плохо выраженной периодичностью (средний цикл-от 20^d до 2300^d) или со сменой периодических изменений медленными неправильными колебаниями или даже интервалами постоянства блеска.

4.

На рис. 1с показано положение переменных звезд, возраст которых превышает 10⁹ лет. Сплошными кривыми намечены основные последовательности старых скоплений-рассеянного (NGC 188) с нормальным содержанием тяжелых элементов и шарового (М15) с пониженным содержанием тяжелых элементов.

На этой стадии эволюции все звезды, расположенные на диаграмме M_V, B-V в области с M_V ярче +3^m, являются мало массивными объектами с массой меньшей 1.3 массы Солнца. Особенности переменности блеска многих из них связаны с расширением внешних слоев и сбрасыванием оболочек, т.е. с потерей массы. В этом случае в концах ветвей красных гигантов старых рассеянных и шаровых скоплений, по-видимому, появляются переменные типов SRab, Lb и Миры Кита (М), характерные как для старой составляющей диска, так и для сферической составляющей Галактики.

М - переменные типа Миры Кита, радиально пульсирующие долгопериодические переменные с характерными эмиссионными спектрами поздних классов (Me, Ce, Se), с амплитудами изменения блеска, превышающими 2.^m5 (до 5-6^m), с хорошо выраженной периодичностью и периодами, заключенными в пределах от 80 до 1000^d. На рис. 1с показана область, занятая переменными типа Миры Кита спектральных классов Me в максимуме их блеска.

В мало массивных старых рассеянных скоплениях переменные этого типа практически не наблюдаются, по-видимому, в связи с кратковременностью стадии такой переменности и потому, что эти скопления успевают распасться, прежде чем их члены начинают становиться звездами типа Миры Кита. Поэтому переменные типа Миры Кита, в основном, встречаются лишь в галактическом поле и в массивных старых шаровых скоплениях.

Звезды очень старых шаровых скоплений, попадающие после гелиевой вспышки в пробел Шварцшильда на горизонтальной ветви, становятся переменными типа RR Лиры.

RR - переменные типа RR Лиры, радиально пульсирующие гиганты спектральных классов A-F с периодами, заключенными в пределах от 0.^d2 до 1.^d2, и амплитудами изменения блеска, не превышающими 2^m. По форме кривой блеска и величине периода их принято делить на подтипы RRab и RRc.

RRab - переменные с резко асимметричной кривой блеска (крутой восходящей ветвью) и периодами от 0.^d4 до 1.^d2 (RR Lyr).

RRc - переменные с почти симметричными, часто синусоидальными, кривыми блеска и средним периодом около 0.^d3 (TVBoo).

В ходе дальнейшей эволюции звезд горизонтальной ветви по направлению к асимптотической ветви и вдоль нее возникают радиально пульсирующие переменные типов BL Her, W Vir и RV Tau.

BLH - переменные типа BL Her, пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска с периодами от 1 до 8 . Характеризуются наличием горба на нисходящей ветви кривой блеска.

CW - переменные типа W Vir, пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска с периодами от 12 до 35^d. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа  Сер. Кривые блеска также отличаются от кривых блеска переменных типа  Сер соответствующих периодов наличием горбов на нисходящей ветви.

По традиции переменные типов  Сер, W Vir и BL Her нередко называют цефеидами (а переменные типа RR Лиры - короткопериодическими цефеидами), так как часто по виду кривой блеска невозможно отличить переменные этих типов друг от друга, хотя в принципе это совершенно разные объекты, находящиеся на различных этапах эволюции.

RV - переменные типа RV Таи, сверхгиганты спектральных классов F-G в максимуме 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; общая амплитуда изменения блеска может достигать 3-4^m; периоды между двумя соседними главными минимумами, называемые формальными, заключены в пределах от 30 до 150^d. Делятся на подтипы RVa и RVb.

RVa - переменные типа RV Таи, средняя величина которых не меняется (AC Her).

RVb - переменные типа RV Tau, у которых наблюдается периодическое изменение средней величины с периодом от 600^d до 1500^d (DF Cyg).

В том же районе диаграммы M_V, B-V на рис. 1с расположены переменные типа R СгВ - бедные водородом, босатые углеродом и гелием звезды высокой светимости спектральных классов Bpe-R, одновременно являющиеся эруптивными и пульсирующими. Характеризуются медленными непериодическими ослаблениями блеска с амплитудой от 1 до 9^m, продолжающимися от нескольких десятков до сотен дней. На эти изменения накладываются циклические пульсации с амплитудой в несколько десятых звездной величины и периодами от 30 до 100^d (Фист, 1975; Жиляев и др., 1978).

К переменным типа R СгВ примыкают (возможно, связанные с ними

эволюционно) переменные типа PV Tel - гелиевые сверхгиганты спектральных классов Вр, характеризующиеся слабыми линиями водорода, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0.^d1 до 1 или меняющие блеск на протяжении интервалов времени порядка года. Амплитуда изменения их блеска-порядка 0.^m1.

Столь же высокой светимостью и еще более высокой температурой поверхности характеризуются звезды, которые можно назвать эруптивными переменными типа WR. Это или одиночные звезды типа Воль. фа-Райе (если такие существуют) или, во всяком случае, не являющиеся затменными двойные системы, в состав которых входят компоненты типа Вольфа-Райе, характеризующиеся неправильными изменениями блеска порядка 0.^m1, вызванными, по-видимому, физическими причинами, в частности, нестационарностью истечения вещества с поверхности этих звезд.

Здесь же расположены ядра планетарных туманностей (PN), показывающие (подобно V605 Aql) огромные монотонные изменения блеска до 10^m, которые мы пока не выделяем в особый тип переменности, предпочитая относить к уникальным объектам.

На рис. 1с представлены еще два типа пульсирующих переменных: SX Phe и ZZ Cet.

Переменные типа SX Phe - сходные с переменными типа  Sct пульсирующие субкарлики сферической составляющей или старой составляющей диска спектральных классов A2-F5; у этих объктов одновременно наблюдается несколько периодов колебаний от 0.^d04 до 0.^d06 (нерадиальные пульсации) с переменной амплитудой изменений блеска, которая может достигать 0.^m7.

ZZ - переменные типа ZZ Cet, пульсирующие белые карлики, меняющие блеск с периодами от 30 секунд до 25 минут и амплитудами от 0.^m001 до 0.^d2. Иногда наблюдаются вспышки на 0^m, могущие, правда, объясняться наличием тесного компонента типа UV Cet. Пульсации нерадиальные, у звезды обычно наблюдается несколько близких периодов.

5.

До сих пор мы рассматривали, в основном, одиночные переменные звезды, эволюционирующие нормально в результате действия собственных источников энергии и изменения внутренней структуры и химического состава, хотя, несомненно, некоторые из них могут быть компонентами двойных систем.

Перейдем теперь к рассмотрению типов переменности, ассоциированных с тесными двойными системами, т.е. системами, компоненты которых оказывают сильнейшее взаимное влияние на эволюцию друг друга. В этом случае в первую очередь необходимо остановиться на классификации затменно-двойных систем.

Общепринятая классификация затменно-двойных систем по форме кривых изменения их блеска хорошо известна. По этой классификации затменно-двойные со сферическими или слегка эллипсоидальными компонентами, обладающие кривыми блеска, позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений, относятся к переменным типа Алголя (ЕА). Затменно-двойные с эллипсоидальными компонентами и кривыми блеска, не позволяющими фиксировать моменты начала и конца затмений из-за непрерывного изменения суммарного блеска системы между затмениями, относят к типам  Lyr или W UMa. При этом обычно переменными типа  Lyr (ЕВ) называют переменные с периодами больше 1^d и хорошо выраженным вторичным минимумом, глубина которого существенно меньше глубины главного минимума. Переменные с периодами меньше 1^d и очень незначительным различием или равенством глубин главного и вторичного минимумов блеска принято называть переменными типа W UMa (EW).

К сожалению, эта классификация не позволяет надежно судить о физических и возрастных характеристиках компонентов этих систем. Между тем уже сейчас развиты системы классификации тесных двойных систем, позволяющие решать эти вопросы.

Нормальная эволюция одиночной звезды главной последовательности означает, что, увеличивая свои размеры, она совершает переход с главной последовательности в область гигантов или сверхгигантов. Если же звезда оказывается компонентом тесной двойной системы, то нормальный ход ее эволюции нарушается.

Гравитационное поле вращающейся тесной двойной системы определяет положение так называемой внутренней критической эквипотенциальной поверхности Роша, сечение которой плоскостью, проходящей через центры масс обоих компонентов (А, В) и перпендикулярной к их орбитальной плоскости, изображено на рис. 4. Форма сечения и положение точки L₁, называемой первой либрационной точкой Лагранжа, зависят от отношения масс компонентов; L₁ расположена ближе к менее массивному компоненту В. Размеры внутренней критической поверхности Роша определяют верхние возможные границы размеров динамически устойчивых компонентов двойной системы.

Если более массивный компонент А, эволюционируя быстрее, заполнит свою внутреннюю критическую поверхность (система из разделенной превратится в полуразделенную), то создадутся благоприятные условия для перехода вещества этого компонента через точку L₁ к менее массивному компоненту В. Начнется обмен масс между компонентами, в результате которого может произойти, как говорят, перемена ролей компонентов: менее массивный компонент станет более массивным и наоборот.

Газовый поток, текущий из точки L₁ к менее массивному компоненту может также образовать вокруг него в плоскости орбиты диск, поглощающий падающее на него вещество и называемый аккреционным диском.

В основу принимаемой нами классификации затменно-двойных систем положена классификация Свечникова (1969), опирающаяся на классификации Копала (1959) и Крата (1962) и изложенная также Свечниковым и Снежко (1974). Она основана на положении компонентов двойных систем на диаграмме (M_V, B-V) и степени заполнения ими своих внутренних критических поверхностей Роша.

Рассмотрим основные типы затменных двойных систем с принятыми нами символами их сокращенных обозначений (рис. 1d). Следует подчеркнуть, что на рис. 1d, в отличие от рис. 1а, b, с, не указан ориентировочный возраст систем. Он может быть любым. Особенно это касается систем типа WR.

DM - разделенные системы главной последовательности (detached main sequence), 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.

AR - разделенные системы типа AR Lac, оба компонента которых - субгиганты, не достигающие своих внутренних критических поверхностей.

SD - полуразделенные (semi-detached) системы, в которых поверхность менее массивного компонента-субгиганта близка к его внутренней критической поверхности.

КЕ - контактные системы ранних (О-A3) спектральных классов, оба компонента которых близки по размерам к своим внутренним критическим поверхностям.

KW - контактные системы типа W UMa, с эллипсоидальными компонентами спектральных классов А5-К, главные из которых являются членами главной последовательности, а спутники располагаются левее и ниже ее на диаграмме M_V, B-V.

DW - системы, сходные по своим физическим характеристикам с контактными системами типа W UMa, но не являющиеся контактными.

GS - системы, у которых один или оба компонента являются гигантами или сверхгигантами; в первом случае один из компонентов может быть членом главной последовательности.

Для массовой классификации затменно-двойных систем описанных выше типов Свечников и Истомин (1979) предложили пользоваться разработанными ими простыми критериями, показав, что в 90% случаев знание глубины главного минимума А₁, разности глубин главного и вторичного минимумов А и периода изменения блеска системы позволяет достаточно уверенно отнести переменную к одному из указанных выше типов.

Кроме того, необходимо ввести еще несколько типов затменных систем, а именно:

WR - системы, среди компонентов которых содержатся звезды типа Вольфа-Райе (V444 Cyg).

PN - системы, компонентами которых являются ядра планетарных туманностей (UU Sge),

WD - системы, среди компонентов которых содержатся белые карлики,

RS - системы типа RS CVn (Плавец, Сметанова, 1959; Холл, 1972). Существенной особенностью этих систем является наличие в спектре сильных эмиссионных линий Н и К Ca II, а также небольших неправильных изменений блеска вне затмений, объясняющихся повышенной хромосферной активностью солнечного типа. Многие из систем типа RS CVn являются в то же время системами типов DS и AR.

Многие считают целесообразным сохранить и прежнюю классификацию затменных двойных, основанную на форме кривых блеска. Она проста, привычна и удобна для наблюдателей. Тип EW практически однозначно определяет принадлежность системы к типу KW, однако типы ЕА и ЕВ уже не позволяют судить о физических характеристиках компонентов, а сама  Lyr вообще является пекулярной системой, в которой, по мнению Крущевского (1967), еще идет процесс перетекания массы от более массивного компонента к менее массивному.

Поэтому мы считаем возможным сочетание обеих систем классификации затменно-двойных и использование, например, следующей символики для обозначения их типов, в которой первая группа символов характеризует форму кривой блеска, а последующие -физические особенности компонентов: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN и т.п.

Рассматривая тесные двойные системы, не являющиеся затменными, но тем не менее показывающие переменность блеска, необходимо выделить два типа переменности: уже известный тип вращающихся эллипсоидальных переменных (Ell), т.е. двойных систем с эллипсоидальными компонентами, видимый суммарный блеск которых меняется с периодом, равным периоду орбитального обращения, вследствие изменения площади излучающей поверхности, обращенной к наблюдателю, и новый тип эруптивных переменных RS CVn (RS), являющийся аналогом типа E/RS затменных систем. К типу RS CVn можно относить не показывающие затмений двойные системы с эмиссией Н и К Са II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей переменность их блеска (UX Ari).

6.

Следующая характерная разновидность переменных, являющихся тесными двойными системами, это Новые звезды (N) - тесные двойные с периодами орбитального движения от 0.^d05 (WZ Sge) до 230^d(T CrB), одним из компонентов которых является карликовая горячая звезда. Новые звезды внезапно увеличивают свой блеск на 6-16^m а затем постепенно в течение нескольких лет или десятков лет возвращаются к первоначальному состоянию. Примерное положение горячих (вспыхивающих) компонентов Новых показано на рис. Id, Холодные компоненты, в зависимости от светимости горячих, являются гигантами, субгигантами или карликами спектральных классов К-М.

Спектры Новых близ максимума блеска сначала похожи на спектры поглощения A-F звезд высокой светимости. Затем в них появляются широкие эмиссионные линии водорода, гелия и других элементов о абсорбционными компонентами, свидетельствующими о наличии быстро расширяющейся оболочки. По мере ослабления блеска в 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 в спектрах лишь наиболее массивных систем.

У некоторых Новых после вспышки обнаруживаются пульсации горячих компонентов с периодами порядка 100 секунд и амплитудами около 0.^m05. 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 3^m за 100 или меньше дней (GK Per).

Mb - медленные Новые, уменьшающие блеск после достижения максимума на 3^m за 150 и более дней (RR Pic).

Nc - Новые с очень медленным развитием, свыше десяти лет остающиеся в максимуме блеска и ослабевающие очень медленно. Единственный представитель-RT Ser. He исключено, что в действительности должны относиться к другому типу переменности.

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 (T CrB).

Недостаточно изученные объекты, сходные с Новыми по характеру изменений блеска или по спектральным особенностям, принято называть новоподобными (N1), К ним относятся не только переменные, показывающие новоподобные вспышки, но и объекты, у которых вспышки никогда не наблюдались, однако спектры их похожи на спектры бывших Новых, а небольшие изменения блеска напоминают те, которые свойственны бывшим Новым в минимуме блеска. Нередко, после надлежащего исследования, отдельных представителей этой весьма разнородной группы объектов удается отнести к тому или иному типу переменных звезд,.

Столь же разнородной группой являются переменные типа Z&nbap;And (симбиотические переменные) - тесные двойные, состоящие из горячей звезды и звезды позднего спектрального класса, суммарный блеск которых испытывает неправильные изменения с амплитудой до 4^m.

Новой разновидностью переменных звезд, несомненно, заслуживающий выделения ее в отдельный тип, являются переменные типа RR Tel. Это новонодобные симбиотические эруптивные переменные, блеск которых после возрастания на 4-6^m показывает значительные изменения, но до сих пор не вернулся к первоначальному уровню; до вспышки эти объекты могут показывать долгопериодические изменения блеска с амплитудой в одну-две величины; характерная особенность этих переменных - эмиссионный спектр высокого возбуждения, сходный со спектрами планетарных туманностей, звезд типа Вольфа-Райе и симбиотических переменных. Некоторые исследователи считают, что эти объекты, возможно, являются возникающими планетарными туманностями.

Еще одна хорошо выраженная разновидность эруптивных переменных, являющихся тесными двойными системами,-переменные типа U Gem (UG), нередко называемые карликовыми Новыми (см., например, Робинсон, Назер, 1979). Они состоят из звезды-карлика или субгиганта спектрального класса К-М, заполняющей объем своей внутренней критической поверхности Роша, и белого карлика, окруженного аккреционным диском. Орбитальные периоды заключены в пределах от 0.^d05 до 0.^d5. 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. На рис. 1d показана область, занятая горячими компонентами переменных типа U Gem.

До сих пор нет полной ясности в решении вопроса о том, какой из компонентов звезд этого типа испытывает вспышку. Некоторые из этих систем являются затменными, причем можно полагать, что причиной уменьшения блеска при затмении является затмение 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, Z Cam и SU UMa. Второй из них до сих пор считался самостоятельным типом. По предложению Н.Н.Самуся, однако, целесообразно объединить эти подтипы в один тип - U Gem, чтобы избежать необходимости применения к ним термина "карликовые Новые". Сама U Gem при этом будет относиться к подтипу SS Cyg, а символика типов может быть следующей: UG(SS), UG(Z) , UG(SU).

Переменные типа UG(SS) увеличивают свой блеск за 1-2^d на2-6^dи через несколько дней возвращаются к первоначальному блеску. Промежутки между соседними вспышками меняются, но для каждой звезды характерен свой средний цикл, соответствующий средней амплитуде изменения ее блеска. Чем больше цикл, тем больше амплитуда. Значения циклов заключены в пределах от 10 до нескольких тысяч дней.

Переменные типа UG(Z) также показывают циклические вспышки, но в отличие от переменных типа UG(SS) иногда после вспышки не возвращаются к первоначальному блеску, а в течение нескольких циклов сохраняют величину, промежуточную между максимальной и минимальной. Значения циклов заключены в пределах от 10 до 40^d, амплитуды изменения блеска - от 2 до 5^m.

Переменные типа UG(SU), впервые выделенного Бреном и Пти (1952), характеризуются наличием двух видов вспышек - нормальных сверхмаксимумов. Нормальные, короткие вспышки похожи на вспышки звезд типа UG(SS). Сверхмаксимумы ярче нормальных на 2^m, более чем в пять раз продолжительнее (шире) и наступают более чем в три раза реже нормальных (Фогт, 1980). Во время сверхмаксимумов - на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на нее периодические колебания (superhamps) с периодом, близким к орбитальному, и амплитудами около 0.^m2-0.^m3. Орбитальные периоды меньше 0.^d1, спектральный класс спутников - dM.

7.

В случае, если горячим компонентом в тесной двойной системе является нейтронная звезда с магнитным полем, то вещество, истекающее от спутника, направляется этим полем в область магнитных полюсов вращающейся нейтронной звезды. В этих полюсах образуются горячие пятна и возникает сильное направленное рентгеновское излучение. Если оно при вращении нейтронной звезды пересекает положение наблюдателя, система воспринимается им как рентгеновский пульсар, который может быть и оптическим. В свою очередь рентгеновское излучение, нагревающее атмосферу более холодного спутника нейтронной звезды, переизлучается в виде оптического высокотемпературного излучения (эффект отражения), делая более ранним и спектральный класс соответствующего участка поверхности спутника. Это приводит к весьма своеобразной картине оптической переменности тесных двойных, являющихся источниками сильного рентгеновского излучения (слабое рентгеновское излучение, по-видимому, есть у всех звезд, включая Солнце).

В связи с этим представляется целесообразным ввести несколько новых типов переменности блеска, связанных с наличием сильного рентгеновского излучения. Символические обозначения типов частично предложены Е.А. Карицкой. В обсуждении принципов выделения этих типов участвовали также Н.Н.Самусь и Н.Е. Курочкин.

ХВ - рентгеновские (X) вспыхивающие (bursters). Тесные двойные системы, показывающие рентгеновские и оптические вспышки продолжительностью от нескольких секунд до десяти минут с амплитудой порядка 0.^m1V (V801 Ara, V926 Sco).

XN1a - рентгеновские новоподобные (XNI), главный компонент которых является сверхгигантом раннего спектрального класса, а спутник-горячим компактным объектом (белым карликом или нейтронной звездой). При вспышке главного компонента выброшенная им масса падает на компактный объект, вызывая с значительным запозданием появление рентгеновского излучения. Амплитуда-порядка 1-2^mV (V725 Таи).

XN1b - рентгеновские новоподобные (XN1), содержащие наряду с горячим компактным объектом карлик или субгигант спектрального класса К-М. Системы, быстро увеличивающие свой блеск на 4-9^mV одновременно в оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн без выброса оболочки. Продолжительность вспышки-до нескольких месяцев (V616 Mon).

Обычные Новые не показывают заметного рентгеновского излучения при вспышке (например, V1500 Cyg). Но вспышки переменных типа U Gem могут сопровождаться таким излучением (оно уже обнаружено при вспышках U Gem и SS Cyg). В связи с этим могут возникнуть трудности при отнесении звезды к типу XN1bили UG, которые пока не представляются нам непреодолимыми.

XFL - рентгеновские флуктуирующие (F) системы; главный компонент - эллипсоидальный (L) сверхгигант раннего спектрального клас са. Наряду с изменением блеска с амплитудой порядка 0.^m1, обусловленным вращением эллипсоидального компонента с периодом в несколько дней (орбитальным), наблюдаются флуктуации рентгеновского и оптического излучения с периодом порядка десятков миллисекунд (Cyg X-l = V1357 Cyg).

XPL - рентгеновские системы с пульсаром (Р); главный компонент - эллипсоидальный (L) 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^d до 10^d, период пульсара в системе - от 1 секунды до 100 минут., Амплитуда изменений блеска не превышает нескольких десятых звездной величины (Vel X-1 = GP Vel).

XPRE - рентгеновские двойные с пульсаром (Р), характеризующиеся наличием эффекта отражения (R) и затмениями (Е). Состоят из компонента спектрального класса dB-dF и горячего компактного компонента. Когда главный компонент системы подвергается рентгеновскому облучению, средний блеск системы максимален, в периоды малой активности рентгеновского источника - минимален. Полная амплитуда изменений блеска может достигать 2-3^m. Вторичный минимум на кривой изменения блеска, носящей затменный характер, может исчезать и вновь появляться (HZ Her).

ХМ - рентгеновские двойные, состоящие из карлика спектрального класса dK-dM и горячего компактного объекта с сильным магнитным полем (М). Аккреция вещества на магнитные полюса компактного объекта сопровождается появлением круговой поляризации излучения; поэтому эти системы часто называются полярами. Обычно амплитуда изменения блеска порядка 1^m, но средний блеск при облучении главного компонента рентгеновским излучением может возрастать на 3^m. Полная амплитуда изменения блеска может достигать 4-5^m. Карликовая разновидность систем типа XPRE (AM Her, AN UMa).

XI - рентгеновские неправильные (I). Тесные двойные системы, со стоящие из горячего компактного объекта и карлика спектрального класса dG-dM; характеризуются неправильными изменениями блеска с характерным временем порядка минут и часов и амплитудой порядка 1^m (V818 Sco).

8.

Рассмотренная система классификации охватывает далеко не все известные нам разновидности переменных звезд. Многие звезды и впредь будут считаться уникальными.

Уникальные объекты - это, видимо, кратковременные переходные стадии от одних типов переменности к другим или начальные и конечные стадии этих типов. На наших глазах FG Sge - центральная звезда планетарной туманности - пересекла полосу нестабильности цефеид, начав пульсировать с возрастающим периодом; RU Cam - углеродная переменная типа W Vir катастрофически уменьшила амплитуду изменений блеска с 1.^m2 до 0.^m1; удивительная переменная V725 Sgr увеличила период с 16^d до 21^d, а затем почти перестала пульсировать.

Все эти и другие подобные им объекты заслуживают непрерывного слежения за ними. К сожалению, об этом забывают.

На каждые несколько переменных, которые удается объединить в новый тип, поверив в то, что они обладают общностью каких-то признаков пока появляется такое количество новых переменных, не похожих ни на одну другую, что число уникальных объектов в каталоге не уменьшается.

Литература

Бердсли, Жижка, 1977- Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. Astrof. 3, 109.

Брегер, 1979- Breger М., PASP 91, 5. Брен, Пти, 1952-Brun A., Petit М., BAF 12, 1.

Вишневский, Джонсон, 1979 - Wisniewski W.Z., Johnson H.L., Sky and Telescope 57, No. 1, 4.

Гутник, 1930 - Guthnick P., Sitzungsberichten der Preuss. Akad. Der Wissenschaften, Phys.-math. Klasse 1930.I.

Гутник, Прагер, 1915 - Guthnick P., Prager R., AN 201, 443.

Джакате, 1979 - Jakate Sh.M., AJ 84, No. 7, 1042.

Джонсон, 1980 - Johnson H.L., Revista Mexicana Astron. Astrof. 5, 25.

Ефремов Ю.Н., 1975 - "Переменные звезды", М., Знание, стр.9-10.

Жиляев и др., 1978 - Жиляев Б.Е., Орлов М,Я., Пугач А.Ф., Родригес М.Г., Тоточава А.Г., "Звезды типа R Северной Короны", Киев, Наукова думка, 128 с.

Копал, 1959-Kopal Zd., Close binarysystems, ed. Chapman and Hall, London.

Крат В.А. 1962 - в кн. "Курс астрофизики и звездной астрономии", М., Физматгиз, т.2, гл. V, с.129-134.

Крушевский, 1967 - Kruszewski A., Acta Astronomica 17, 297.

Кубяк, 1979 - Kubiak М., Acta Astronomica 29, 220.

Кукаркин и др., 1969 - Кукаркин Б.В., Холопов П,Н., Ефремов Ю.Н., Кукаркина Н.П., Курочкин Н.Е., Медведева Г.И., Перова Н.Б., Федорович В.П., Фролов М.С., Общий каталог переменных звезд, т. 1, третье издание, М.

Нейбауэр, 1935 - Neubauer F.J., Lick Obs. Bull. 17, 109.

Перси, 1978 - Регсу J.R., JRAS Can. 72, 162.

Плавец, Сметанова, 1959 - Plavec М., Smetanova М., ВАС 10, 192.

Робинсон, Назер, 1979 - Robinson E.L., Nather R.E., ApJ Suppl.Ser. 38, 461.

Свечников М.А., 1969 - Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд. Уч.зап. УрГУ, сер. астрон., вып. 5.

Свечников М.А., Истомин Л.Ф., 1979, АЦ №1083.

Свечников М.А., Снежко Л.И., 1974-в кн. "Явления нестационарности и звездная эволюция", М., Наука, гл. 5, с. 181-260.

Струве, 1955 - Struve О., Sky and Telescope 14, 461.

Унно и др., 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; H., Nonradial oscillations of stars, Univ. of Tokyo Press.

Фист, 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.

Фогт. 1980 - Vogt N., AsAp 88, 66.

Фэз, 1935 - Fath E.A., Lick Obs. Bull. 17, 115.

Холл, 1972 - Hall D.S., PASP 84, 323.

---

Гос. астрономический институт им. П.К. Штернберга

Поступила в редакцию в марте 1981 г.