3. Змінні зорі. Класифікація змінних зір. Пульсуючі, рентгенівські, ероптивні змінні зорі. Криві зміни блиску змінних зір.

Змі́нні зо́рі — зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зірки тією чи іншою мірою змінюється із часом. Але змінними називають зорі, у яких зміну блиску було надійно зафіксовано на досягнутому рівні техніки спостереження. Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу.

Не слід плутати змінність зір із їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зірки не мерехтять.

Кількість відомих на сьогодні змінних зір дуже велика (понад 30 000 ). Більше 15 000 зірок підозрюють у змінності, але вони ще не вивчені. Близько 3000 змінних зір відкрито у найближчих галактиках — Магелланових Хмарах та близько 700 — у Туманності Андромед

Протягом історії вивчення змінних зір спроби створити її адекватну класифікацію робилися неодноразово. Перші класифікації були побудовані на невеликій кількості спостережень і зорі групувалися за схожими ознаками, як то: амплітуда та період змін, форма кривої блиску. Зі збільшенням кількості змінних зір поступово збільшувалася і кількість груп, деякі групи були розділено на менші. Разом із тим розвиток методів спостереження та теоретичних досліджень (зокрема в еволюції зір) дозволили будувати класифікацію не лише за зовнішніми ознаками, але і за фізичними процесами, що призводять до тих чи інших форм змінності.

Перші 334 змінні зорі у кожному сузір’ї позначають одною або двома літерами латинського алфавіту (R, S,..., Z, RR, RS,..., RZ, SS, ST,..., SZ, TT,...,

TZ, UU,..., YY, YZ, ZZ, AA,..., QQ,..., QZ), які ставлять перед назвою сузір’я

(наприклад, VW Дракона, UV Кита). Усі наступні змінні зорі у сузір’ї позначають так: V335, V336 і т. д. (наприклад, V335 Лебедя). Якщо ж раніше

змінна зоря була позначена літерою грецького алфавіту, то це позначення

за нею зберігають (наприклад, δ Цефея). Окремі типи змінних зір називають

за зорею-прототипом (наприклад, зорі типу W Діви, типу Т Тельця і т.д.). Змінні зорі типу δ Цефея називаються цефеїдами, зорі типу RR Ліри —

ліридами, зорі типу W Діви — віргінідами.

Фізичні змінні залежно від особливостей змінності ділять на дві основні

групи: пульсуючі змінні, в яких зміни блиску зумовлені періодичним або квазіперіодичним коливанням їхніх радіусів і ефективної температури навколо певних середніх значень; та еруптивні змінні, в яких зміни блиску пов’язані з раптовим виділенням енергії внаслідок вибухоподібного процесу.

За амплітудами, тривалістю циклу та іншими особливостями кривих зміни блиску як пульсуючі, так і еруптивні змінні поділено на окремі типи.Наприклад, у групі пульсуючих зір виділяють цефеїди, віргініди, ліриди, зорі типу RV Тельця, довгоперіодичні змінні, напівправильні змінні тощо. До групи еруптивних зір належать зорі типу Т Тельця, UV Кита, Нові зорі, новоподібні, зорі типу U Близнят і Наднові зорі.

Для пульсуючиз зір характерні ритмічні, з точністю доброго годинникового механізму, зміни блиску і певна залежність форми кривої блиску від періоду Р. Довгий час усі ці три групи пульсуючих змінних (цефеїди, ліриди і віргініди)об’єднували під назвою цефеїди. Однак і тоді був поділ на довгоперіодичні або класичні цефеїди (їхнім прототипом була зоря δ Цефея) і короткоперіодичні цефеїди (прототип — зоря RR Ліри). Виділення окремих типів «колишніх цефеїд» — лірид і віргінід — супроводжувалися певними змінами в уявленнях щодо масштабів Галактики і галактичного світу в цілому.

Цефеїди. У Галактиці зір цього типу відкрито понад сімсот (багато цефе

їд знайдено і в інших галактиках). Амплітуди зміни блиску відомих цефеїд нашої Галактики, класифікація яких не має сумнівів, є в межах від 0,06^m (для унікальної цефеїди Полярної — α Малої Ведмедиці — амплітуда

зараз становить 0,015^m ) до 1,5^m, а періоди — від 1 до 127 діб. Цефеїди в інших галактиках часто мають періоди більше ніж 100 діб, а в нашій Галактиц і таких цефеїд усього декілька. Абсолютні зоряні величини цефеїд — від –2^m до –6 ^m, вони є надгігантами спектральних класів F і G (деякі цефеїди у мінімумі блиску мають спектральний клас K). Як вже було сказано, типовим представником цієї групи змінних є зоря δ Цефея, яка ритмічно змі-

нює свій блиск від 3,48 ^m до 4,37 ^m з періодом 5,366 доби.

Залежність зоряної величини цефеїди від часу t (точніше від фази φ = t/P, де Р — період пульсацій) є асиметричною: порівняно швидке зростання блиску змінюється дещо сповільненим його спадом (рис. 1). У деяких так званих s-цефеїд крива блиску має синусоїдальну форму, тобто є симетрич-ною, амплітуда ж, як правило, не перевищує 0,5 ^m. Типовий приклад s-цефеїди — α Малої Ведмедиці.

Р и с.1 Зміни блиску

Віргініди. Довгий час до цефеїд залічували зорі типу W Діви, періоди

зміни блиску яких перебувають приблизно в межах від 12 до 35 діб. Як приклад, на рис.2 показана крива блиску самої зорі W Діви.

В 1952 р. визначили, що при однаковому значенні періоду пульсацій абсолютн і зоряні величини віргінід на 1,5–2,0 ^m менші від типових для цефе-

їд (див. рис.3). Як виявилося, розподіл цих двох типів змінних зір у галактич-ному просторі також різний: цефеїди в основному скупчені до площини Молочного Шляху, тоді як віргініди розподілені майже рівномірно відносно центра Галактики.

Р и с. 2 Крива блиску зорі W Діви. Пульсаційний період P = 17,277 діб

Рис.3 Схематичне зображення залежності період — світність для

цефеїд (1), віргінід (2), а також зір типу RR Ліри (3)

Ліриди. Змінних зір типу RR Ліри відомо близько 4000. Це — гіганти

спектральних класів A — F, періоди зміни блиску для них є в межах від 0,2

до 1,2 доби, амплітуди зміни блиску не перевищують 2 ^m (рис.4).Середнє значення абсолютної зоряної величини лірид M ≈ +0,5 ^m. Особливо

багато цих зір є в кулястих зоряних скупченнях .

Уже на початку ХХ ст., як тільки виявили залежність M = M(P), цефеї-

ди (у найширшому розумінні слова, тобто включаючи в цю групу і ліриди,

і віргініди) назвали «маяками Всесвіту».

Р и с.4 Крива блиску RR Ліри

Серед розмаїття змінних зір є такі, прояви нестаціонарності яких пов’язані з вибуховою активністю, яка відбувається в їх атмосферах, хромо-сферах або коронах. Серед еруптивних змінних найкраще вивченими є зорі типу ТТельця й UV Кита.

Зорі типу Т Тельця належать до неправильних змінних. Зміни їхнього

блиску нерегулярні, бувають з найрізноманітнішою швидкістю, причому

блиск може зростати на 3 ^m. На діаграмі спектр — світність вони розташован

і на 1– 2 ^m вище від зір головної послідовності того ж спектрального класу

F — M уздовж широкої смуги. У спектрах цих зір є емісійні лінії, подібні

до тих, які належать спектру сонячної хромосфери, а в ультрафіолетовому

діапазоні присутнє випромінювання нетеплової природи. Зміщення спектральних ліній поглинання у червоний бік, а емісійних — у фіолетовоий

свідчить про бурхливі динамічні процеси, що відбуваються в атмосферах

цих зір, зокрема про рухи великих газових мас. Картина така, наче гарячі

потоки речовини викидаються назовні, тоді як холодні падають донизу.

Тонкі фотометричні і спектральні дослідження вказують на те, що на поверхнях цих зір, як і на Сонці, є плями, але набагато більших розмірів. Уважають, що ці зорі є молодими і ще перебувають у стадії гравітаційного стиску (іншими словами, вони ще не досягли головної послідовності). Одна з

їхніх особливостей полягає в тому, що практично всі вони зустрічаються в

зоряних групах — Т-асоціаціях, занурені в густі газово-пилові туманності

— зони інтенсивного зореутворення.

За характером еруптивної активності зорі Т Тельця поєднуються зі змінними типу RW Візничого і Т Оріона. Але якщо зорі RW Візничого, як і представники групи Т Тельця, належать до спектрального інтервалу F — M, то змінні Т Оріона — це гарячі зорі спектрального класу B.

Зорі типу UV Кита — це карлики спектральних класів К і М. В них трапляються короткочасні спалахи з амплітудою від декількох десятих зоряної величини до 6 ^m (рис.5). Максимум блиску зорі досягається за декілька секунд, а його спадання триває декілька годин.

У околицях Сонця виявлено близько 100 таких зір, усі вони слабкіші 10 ^m,

майже всі — компоненти подвійних систем, тому й відомі їхні маси — від

0,06M_☼ до 0,60M_☼, а в найближчих зоряних скупченнях їх відомо майже

1000. Якщо прийняти, що концентрація зір цього типу однакова в масштабах

усієї Галактики, то таких змінних у ній мало б бути від 60 до 90% від

загальної кількості зір. Тоді можна стверджувати, що така проява активності, як спалахи — найпоширеніша форма зоряної змінності.

Р и с. 5 Крива зміни блиску у спалаху зорі UV Кита

Упродовж останніх десятиліть були виявлені потужні джерела рентгенівського випромінювання — рентгенівські зорі. Позначають ці об’єкти так: спочатку записують сузір’я, в якому є джерело, потім — латинська літера Х, що символізує рентгенівське випромінювання («ікс-промені») та порядковий номер об’єкта у цьому сузір’ї.

Визначили, що рентгенівські джерела є тісними подвійними (деякі з

них затемнювано-змінними у рентгенівському діапазоні) зоряними системами, в яких один (головний) компонент — нормальна зоря, а другий

— компактний об’єкт (білий карлик, нейтронна зоря, або чорна

діра). Випромінюють рентгенівські зорі завдяки механізму акреції газу

від нормальної зорі (донора) на поверхню компактного об’єкта.Виявлено,

що головні компоненти цих систем заповнили свої порожнини Роша. Якщо це так, то в системі через внутрішню точку Лагранжа L₁ відбувається перетікання речовини в напрямі до другого компонента. Потік газу, що рухається до компактного об’єкта з потужним гравітаційним полем, у момент зустрічі з його поверхнею досягає швидкості близько 100 000 км/с. Унаслідок падіння на вторинний компонент одного грамма речовини виділяється енергія (причому саме в рентгенівському діапазоні) близько 1013 Дж. Типові світності рентгенівських зір Lx ≈ 10²⁸–10³² Вт. Для забезпечення світності рентгенівської зорі Lx ≈ 10³⁰ Вт достатньо, щоб на її поверхню щосекунди падало усього близько 10¹⁷ г речовини головного компонента.

Якщо білий карлик, або нейтронна зоря до того ж мають потужне магні-тне поле 10¹¹–10¹³ Е, то воно спрямовує падаючу речовину в бік магнітних

полюсів. Тут утворюються «гарячі плями», що при наявності обертання

компактного об’єкта призводить до появи феномена рентгенівського пуль-сара. Періоди надходження імпульсів є в межах від близько однієї секунди

до тисяч секунд. Два таких пульсари досліджені досить детально. Перший з них — рентгенівське джерело Геркулес Х-1, період пульсації якого дорівнює 1,2378 с. Разом з оптичною змінною зорею HZ Геркулеса цей пульсар утворює подвійну систему, період обертання якої становить 1,7 доби. Протягом цього ж проміжку часу блиск змінної коливається від 13^m до 15 ^m. Зміну блиску оптичної зорі пояснюють її обертанням з періодом 1,7 доби навколо своєї осі і тим, що в її півсфері, повернутій до рентгенівського джерела, є гаряча пляма. Ця пляма утворюється внаслідок нагріву речовини зорі рентгенівським випромінюванням нейтронного компонента. Виявлено також, що з кожних 36 діб пульсар спостерігається лише 12, в останні 24 доби потік рентгенівського випромінювання нижчий від рівня чутливості приймальної апаратури. Очевидно, внаслідок прецесійного руху осі обертання нейтронної зорі Земля на цей час виходить з діаграми напрямл-еності випромінювання пульсара. Маса зорі HZ Геркулеса дещо перевищує масу Сонця, її радіус 2R_☼, маса пульсара близько 1,5M_☼.

Іншим рентгенівським пульсаром (компонентом подвійної системи) є

джерело Кентавр Х-3. Орбітальний період обертання системи 2,087 доби,

період імпульсного рентгенівського випромінювання Р = 4,84 с. Це рентге-нівське джерело ототожнили зі спектрально-подвійною зорею 13^m. Дослі-

дження спектра системи дали змогу зробити висновок, що маса оптичної

зорі M = 15M_☼, її радіус R = 7,2R_☼. Компонент — джерело рентгенівського

випромінювання — має масу M = 1,5M_☼ і є нейтронною зорею.

У середині 70-х років виявили ще два типи рентгенівських об’єктів —

поляри і барстери. Поляр — це об’єкт, характерною особливістю якого є сильна (до 30%) і змінна з часом поляризація випромінювання. Це випромі-

нювання виникає при акреції речовини одного з компонентів тісної подвійно

ї системи — червоного карлика на другий компонент — зорю білий карлик,

що має дуже сильне магнітне поле. Барстери (від англійського burst — вибух) — це спалахуючі рентгенівські джерела, в яких явище спалаху повторюється через декілька годин або діб. За один спалах у рентгенівському діапазоні виділяється енергія 1032 Дж. Тут виникає випромінювання плазми, яка перетікає від одного компонента, який заповнює свою порожнину Роша до іншого, що є нейтронною зорею. Перш ніж досягнути поверхні нейтронної зорі, плазма утворює біля неї акреційний диск. Спалах відбувається після того, як протягом декількох годин на поверхні нейтронної зорі утвориться шар критичної маси речовини, в якому температура сягає 108 K, і у вибуховому режимі розпочинається термоядерна реакція «горіння» гелію. Після швидкого «вигорання» термоядерного палива у шарі акреція відновлю-ється, і за короткий час знову досягається критичне значення маси в шарі, що спричиняє наступний термоядерний вибух. За результатами вивчення розпо-ділу цих зір у Галактиці встановлено, що барстери належать до сферичної підсистеми Галактики.