Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
03 Січня 2026, 02:05:29

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

С древних времен человечество считало рисунок созвездий вечным и неизменным, а само небо казалось недостижим для вечно менящейся земли идеалом. Двигающиеся по своим путям небольшое число планет, да изредка появляющиеся и исчезающие в никуда кометы не могли нарушить стройную картину мироздания. Но, когда человечество стало пристально следить за небом, выяснилось, что есть звезды, меняющие свой блеск. По видимому первой звездой, у которой были обнаружены изменения блеска, была звезда Бета Персея Алголь, название которой переводится с арабского, как дьявол. Наверняка это название появилось не случайно - ведь заранее не узнаешь, какую яркость оно будет иметь ближайшей ночью. В прочем, истинные причины такого имени у звезды достоверно неизвестны. Зато известно, что непостоянность блеска Алголя в Европе была обнаружена в 1667 году итальянским астрономом и математиком Монтанари. Обнаружить непостоянство блеска он то обнаружил, а вот поискать закономерности - не стал. Возможно это связано с тем, что у другой "переменчивой звезды" - Миры Кита, которая к этому моменту была уже известна, закономерности обнаружены небыли.
Упомянутая Мира Кита была открыта еще до появления телескопа италянцем Д. Фабрициусом в 1596 году. В момент обнаружения она имела блеск около 2 звездной величины и постепенно ослабевала, пока не исчезла полностью. Через 13 лет Фабрициус снова заметил пропавшу звезду на том же месте. Через какое-то время она опять угасла. Любопытно, что когда Байер создавал свой знаменитый атлас, он нанес видимые в 1603 году звезды созвездия Кита и ничего не подозревая о странности звезды, обозначил ее, как омикрон Кита. Это говорит о том, что она в это время по счастливой случайности снова оказалась в максимуме блеска. Следующий пирод максимума блеска был обнаружен Шикардом только в 1631 году. Загадочная звезда вызвала интерес и с 1639 года ее начали наблюдать постоянно. Постепенно накопилась определенная стастистика наблюдений и в 1667 году на ее основании И. Буйо определил примерный период изменения блеска в 11 земных месяцев. Ему также принадлежит попытка объяснить столь странные изменения яркости. Ведь если в максимуме звезда достигает 2-3 зв. величины, То в минимуме ее блеск падает до 10-11 зв. величины. Суть предложенной гипотезы заключалась в том, что звезда медленно вращается вокруг оси, а на одной из ее сторон расположено крупное и малосветящееся пятно. Позже, с 1659 по 1682 год эту звезду систематически наблюдал Ян Гавелий. Он обратил внимание на то, что период изменения блеска у звезды непостоянен и колоблется со временем. Он же и дал звезде имя - "Удивительная" или "Мира".
Прошло целое столетие, прежде чем была изучена переменность вышеупомянутого Алголя. Сделать это было сложнее, поскольку блеск звезды менялся не в столь широких пределах - от 2.2m до 3.5m. Что бы измерять блеск звезды с достаточной точностью, необходимо было выработать методику оценки блеска путем сравнения его с близлежащими звездами. Это сделал молодой английский помещик, 19-тилетний Джон Гудрайк. (Нужно отметить, что принятый в советские времена перевод этой фамилии сейчас оспаривается и предложен другой вариант - Гудрик).  Он с 1782 по 1783 года на протяжении ряда ясных ночей следил за Алголем, измерял его блеск и понял, что период изменений блеска очень стабилен и равен 2 суткам и 21 часу. Гудрайк предположил, что столь правильные изменения блеска связаны с вращением вокруг Алголя более темного и достаточно крупного тела. За свою открытие он был удостоен медали Королевского Общества.
Гудрайк вместе со своим соседом Э. Пигготом обнаружили еще несколько новых переменных звезды, в частности дельту Цефея, Бету Лиры, R Северной Короны. К сожалению, такие наблюдения требовали систематичности и долгого пребывания на сырости и морозе. В результате переохлаждения Гудрайк тяжело заболел, и в скорости умер. Его же догадка о причине переменности блестяще подтвердилась в 1889 году. Когда с помощью спектрального анализа второй компаньен Алголя был обнаружен. Пиготт же продолжил поиск и исследование переменных звезд и в 1786 году опубликовал свой каталог, содержащий 12 объектов.
Следующий большой шаг в изучении переменных звезд сделал Ф. Аргеландер. Когда он, будучи директором Боннской обсерватории начал работу над Боннским обозрением звездного неба, он выработал простую методику измерения блеска звезд, зная блеск соседних звезд с постоянным блеском. Суть методики следующая. Для начала вводится понятие степеней различия, основанное на восприятии разницы блеска двух звезд. Если наблюдателю кажется, что звезды имеют одинаковый блеск, хотя временами кажется,  что то одна, то другая звезда чуть ярче, то звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. В этом случае пишут a0v, где a- звезда сравнения, v-переменная звезда. Если звезда а кажется одинаковой со звездой v, но иногда  кажется, что звезда a немного ярче чем звезда v, то говорят, что разница  в блеске равна одной степени или a1v. Когда ясно, что звезда а чуть ярче звезды v, но иногда кажется, что они имеют равный блеск, то говорят уже о двух степенях: a2v. Когда звезда а чуть ярче переменной звезды v, но разница не очень велика, то считается, что разница в блеске составляет 3 степени: a3v. Если звезда а заметно ярче звезды v, то говорят уже о четырех степенях и пишут: a4v. Среди окрестных звезд подбирают такие, разница в блеске с которыми минимальна, но одна звезда ярче переменной, а другая слабее. Например, обозначение a2v3b говорит о том, что переменная звезда ярче на две степени переменной звезды, а звезда b - слабее на три степени. Если блеск звезд a и b известен, то можно легко подсчитать яркость переменной звезды.
Аргеландер предложил и современные обозначения переменных звезд. Он предложил их в каждом созвездии в порядке открытия обозначать латинскими буквами от R до Z. Используя свой метод, Аргеландер обнаружил еще несколько переменных звезд, но он быстро понял, что небольшое число профессиональных астрономов не в состоянии следить за всем небом и эффективно искать новые переменные звезды. По этому он в немецком астрономическом ежегоднике на 1844 год опубликовал обращение к любителям и привел каталог из 18 переменных звезд.
Не смотря на энтузиазм, новые открытия происходили не так уж и часто, всего порядка 4 новых объектов в год, но уже к 1875 году накопилось 143 звезды с переменным блеском, вошедшие в каталог Э. Шенфельда.  Еще через шесть лет лимит на 9 обозначений переменных звезд в созвездии оказался исчерпан и и Э. Хартвиг предложил обозначать переменные звезды двухбуквенными символами, начиная с обозначения RR.
Настоящий прорыв в поиске и исследовании переменных звезд произошел тогда, когда в астрономию пришла фотография. Э Пикеринг организовал первый фотографический патруль неба. К тому же Пикеринг обнаружил некоторые особенности спектра переменных звезд, который позволил искать звезд-кандидатов в переменные. Благодаря этим усовершенствованиям счет открытых переменных звезд пошел сначала на сотни, а потом и на тысячи. Однако что бы исследовать особенности изменения блеска переменных звезд, требовались любители-добровольцы. По этому Пикеринг организовал Американскую ассоциацию наблюдателей переменных звезд (AAVSO). До сих пор любители астрономии со всего земного шара отсылают в нее результаты своих наблюдений, а профессиональные астрономы их обрабатывают и обобщают.
Сотрудница Пикеринга, Х. Ливитт сосредоточила свое внимание на поиске переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке. К 1908 году она обнаружила 2400 звезд, для 16 из которых был найден период изменений блеска. Выяснилось, что чем ярче звезда, тем большее ее период. Поскольку расстояние до Малого Магелланового облака существенно больше размеров самого облака, стало понятно, что есть закон, связывающий яркость определенных звезд с их периодом. Этот закон, в явном виде записанный Х. Шепли, позволил оценить расстояние до близких галактик. И хотя позже эта зависимость была переоценена, важность этой работы трудно переоценить.
В конце 19-го века стала широко известна классификации переменных звезд, созданная Гузо. Поскольку физические причины переменности звезд еще небыли выяснены, деление производилось на основе характерных признаков. Всего получилось семь классов: звезды с непрерывно и монотонно изменяющимся блеском, звезды со строго периодическим и плавным изменением блеска, звезды с периодом порядка нескольких суток и небольшим периодом минимума, звезды с большим периодом изменения блеска и значительными перепадами яркости, звезды с быстрым и правильным изменением блеска, звезды с неправильным изменением блеска и звезды, вспыхнувшие всего один раз (новые).
В начале 20-го века Европа погрузилась в пучину войн и революций. Не обошла эта участь и Германию. Но не смотря на тяжелые времена в 1918 году Г. Мюллером и Э. Хартвигом издан монументальный труд по переменным звездам "Geschichte und Literatur...", в который вошли как таблицы переменных звезд, так и детальная информация об истории их открытия, результатах исследования и соседних звездах.  Следующий том этого издания вышел в начале 30-х годов пол редакцией Р. Прагера. Второй том содержал практически только новую информацию, а общее количество описанных переменных звезд достигло трех тысяч. Помимо этого, Прагер с 1926 года публиковал в изданиях Берлин-Бабельсбергской обсерватории каталоги переменных звезд, в которых для периодических переменных приводились эфемериды. После того, как Прагер был вынужден бежать из нацистской Германии, его работу подхватил Шнеллер. Последний, выпущенный в 1942 году каталог содержал уже 9476 переменных звезд. В эти каталоги включались только изученные переменные звезды. До 1937 года выходил под редакцией Прагера также каталог звезд, заподозренных в переменности.
   После второй мировой войны главную роль в создании каталогов переменных звезд взял на себя Московский государственный Университет, а потом - Государственный астрономический институте имени П.К.Штернберга (ГАИШ). В виду многочисленности переменных звезд было принято решение однократно издать в 1948 объединенный каталог переменных звезд (ОКПЗ), а потом выпускать лишь дополнения к нему. Вышел этот каталог под редакцией Б.В. Кукаркина и П.П. Паренаго и содержал уже 10930 звезд. А в 1951г. под редакцией Б.В.Кукаркина, П.П.Паренаго, Ю.И.Ефремовова и П.Н.Холопова вышел каталог звезд заподозренных в переменности (КЗП). Он содержал 5835 звезд КПЗ первого сорта и 2299 звезд КПЗ второго сорта. Первым сортом считались звезды с почти доказанной и почти изученной переменностью, а вторым - лишь с подозрением на переменность.
   В процессе исследований переменность многих звезд как первого, так и второго сорта была установлена, а у некоторых известных переменных звезд тип переменности был пересмотрен. В результате пришлось в 1958 году выпустить обновленную версию каталога - ОКПЗ-2.
   При создании третьего издания каталога в него включили множество объектов, изменяющих свой блеск, но не являющихся звездами. В частности, сюда попали изменяющие свой блеск квазары и ядра активных галактик. Вышел каталог в виде трех томов на протяжении трех лет: с 1969 по 1971 год. Этот каталог уже содержал 20437 изменяющих свой блеск объектов.
   Однако наиболее полным оказалось четвертое издание ОКПЗ-4. Из него были исключены квазары и ядра галактик, но зато в пятом томе появились сведения о 10979 обнаруженных к 1993 году переменных звезд в других галактиках. I, II и III том были выпущены еще во времена СССР под редакцией П.Н.Холопова, а тома IV и V уже появились после распада Советского Союза под редакцией  Н.Н.Самуся. Последний, пятый том, увидел свет в 1995 году. Электронные версии каталогов в современном состоянии можно найти в сети интернет по адресу http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/.
   Рекордное число новых переменных звезд обнаружил немецкий астроном Гофмейстер. Посредством использования стереоскопического блинк-компаратора он выявил около десяти тысяч звезд. Второе место в этом соревновании пока принадлежит голандцу Л. Плауту, который открыл около трех тысяч переменных звезд. Его способ открытия был основан на наложении негативной и позитивной фотопластинок, снятых в разное время. Эти способы достаточно трудоемки и поэтому настоящий прорыв произошел тогда, когда фотопластинку заменила ПЗС, а для обработки изображений начал применяться компьютер. Дополнительную помощь оказали также космические программы HIPPARCOS и TYCHO, позволившие выявить около 6 тысяч новых переменных звезд. В связи с таким наплывом открытий стало нерационально выпускать бумажные каталоги и пришлось перейти к полностью электронным версиям. Интересным каталогом является каталог переменных звезд в шаровых скоплениях, появившийся в 2001 году. Найти каталог можно в сети по адресу:  http://www.astro.utoronto.ca/~cclement/read.html. Такие переменные звезды интересны в первую очередь потому, что звезды одного шарового скопления находятся от нас на практически одинаковом расстоянии и можно делать на основании этого некоторые выводы.

Подякували

2 :gordon2903, zverush

[tlgleonid]

   Почему же звезды меняют свой блеск? Зная о прохождении планет по диску Солнца, а также о существовании физических двойных звезд можно легко представить ситуацию, когда она звезда в паре на время затмевает другую. Такой тип переменности должен иметь постоянный во времени период, а кривая падения яркости и роста яркости должны быть практически симметричными. Проблема кроется в том, что плоскость орбиты должна быть практически параллельна лучу зрения, иначе компоненты двойной звезды не будут затенять друг друга. Чем больше расстояние между отдельными звездами, тем вероятность такого события ниже, а моменты затмений будут происходить реже. По этому, как правило, такие системы достаточно тесные, а отдельные звезды недоступны для непосредственного наблюдения в телескоп. Такие двойные системы получили название затменных переменных. В ОКПЗ тип переменности принято обозначать буквой "E".
   Первой двойной системой, которая была заподозрена в таком типе переменности была звезда "Алголь" в Персее. Она состоит из довольно яркой голубовато-белой звезды и достаточно массивной желтоватой звезды, которые периодически затмевают друг друга. Начинается цикл с покрытием более яркого компонента более слабым. В результате суммарная яркость снижается. После конца прохождения оба компонента суммарный блеск пары восстанавливается и остается практически неизменным. Затем наступает момент, когда более слабый компонент скрывается за диском более яркого, происходит так называемый вторичный минимум, при котором блеск пары падает намного меньше.  Всего уже известно почти четыре тысячи таких переменных звезд, что составляет около 9% от всех типов известных переменных. Как правило, период изменения блеска в таких парах составляет несколько суток. Однако бывают и существенные отклонения. Например, у звезды Ипсилон Возничего более слабый компонент проходит по диску более яркого раз в 27 лет. Следующий раз такое событие произойдет в 2010 году. При этом блеск упадет на 0.6m. А у звезды VZ Скульптора период равен всего трем с половиной часов. Среди рекордсменом можно упомянуть также переменную звезду V342 Орла. В этой системе суммарный блеск меняется почти на три с половиной звездной величины.

[tlgleonid]

   Может возникнуть удивление, почему период не может быть менее нескольких часов. Оказывается причина в том, что если звезды находятся достаточно близко друг к другу, они теряют сферическую форму и кривая изменения блеска становится сложнее. В таких системах оба звезды достаточно массивны, но если более слабый компонент имеет массу в несколько солнечных масс, то второй компонент относится к классу гигантов или даже сверхгигантом. Примером такой переменной звезды является Бета Лиры.
   Характерным свойством кривой изменения блеска является наличие двух, разных по величине минимумов блеска и очень плавной кривой изменения блеска, при этом этот блеск постоянно меняется. Связаны такие изменения с тем, что из-за дыневидной формы видимые размеры дисков звезд постоянно меняются, а значит меняется и яркость компонентов. После построения теоретической модели такого вращения выяснилось, что только этой причиной нельзя объяснить всех свойств кривой. Оказалось, что более массивная звезда на поверхности имеет очень низкий уровень гравитации и вещество легко покидает звезду, причем часть вещества падает на поверхность менее массивного спутника, а часть формирует как бы общую оболочку. Из-за этой оболочки область максима очень плавная, поэтому становится сложно вычислять точный период переменности, а кроме того амплитуда изменений блеска получается меньше, чем в случае переменных звезд типа Алголя и, как правило, меньше одной звездной величины. В прочем, есть переменные звезды этого типа с амплитудой даже в 2.3m, например V480 Лиры. Период изменения блеска как правило составляет от 7 часов (QY Гидры) до нескольких дней, но есть и случаи больших периодов. Так период изменения блеска у W Южного Креста составляет почти 199 дней. Причиной такого большого периода является чрезвычайно огромные размеры звезды.

[tlgleonid]

Среди затменных переменных достаточно немало имеют и кривую, у которых кривая роста имеет форму, зеркально-симметричную кривой спада блеска, однако все минимумы имеют одинаковую форму. Оказалось, что в таких системах оба компонента имеют одинаковую форму и массу. Но как такое может быть? Оказалось, что в таких системах звезды-компаньены расположены очень близко, практически касаются друг друга. В таких тесных системах происходит перетекание вещества до тех пор, пока массы и температуры компонентов не выравниваются. Характерными для таких пар являются небольшие амплитуды изменения блеска (до 0.8m) и короткий период (до суток). Поскольку первой исследованной звездой этого типа является звезда W Большой Медведицы, то данный тип звезд назван переменными типа W Большой Медведицы. К сожалению, блеск этой переменной невелик и меняется в диапазоне 7.75-8.48m. На нашем небе можно наблюдать две, несколько более яркие звезды этого типа EM Цефея и НТ Девы. Их блеск в максимуме достигает седьмой звездной величины.

[tlgleonid]

В настоящее время в ОКПЗ для этих трех типов затменных переменных были введены три обозначения. Переменные типа Алголя обозначают, как "EA", Переменные типа Беты Лиры обозначают "EB", а переменные типа W Большой Медведицы "EW". Последние разделяются на два подкласса. Для подкласса "A" характерны периоды изменения блеска от 10 до 20 часов, а оба компонента принадлежат к спектральным классам "A" или "F". К подклассу "W" принадлежат более холодные звезды спектральных классов "G" и "K", а период изменения блеска от 5 до 10 часов. Если температуры поверхности звезд различаются более, чем на несколько сотен градусов, то такие переменные типа W Большой медведицы относят к подклассу "B". В последнее время было выявлено также отдельную подгруппу таких звезд "H" с малой массой и блеском, у которых масса компонент сильно различается.
Поскольку переменные такого типа довольно распространены, классификация в четвертом издании ОКПЗ была расширена и после косой черты указываются физические характеристики входящих в пару звезд. Вот что они обозначают:
GS - Система, в которой один или оба компонента являются гигантами или супергигантами.
PN - Система, в которой одним из компонентов является ядро планетарной туманности. Примером такой переменной может служить UU Стрельца.
RS -  Затменные переменные типа RS Гончих псов. Выделяются наличием эмиссионных линий ионизированного кальция, высокой хромосферной активностью и высокой активностью в радио и рентгеновском диапазоне. Помимо этого наблюдаются слабые колебания блеска, период которых не совпадает с периодом изменения блеска затменной переменности и связан, очевидно, с наличием больших групп пятен.
WD - Системы, в которых один из компонентов является белым карликом.
WR - Системы, содержащие горячую звезду типа Вольфа-Райе, например V 444 Лебедя.
В ОКПЗ-4 можно также для тесных затменных переменных увидеть дополнительную классификацию по расположению звезды-спутника относительно внутренней полости Роша. Эта полость находится между компонентами двойной системы и охватывает точку, в которой притяжение от двух звезд одинаково. Если эта точка оказывается внутри одной из звезд, вещество из этой звезды будет перетекать на меньшую звезду. Выделены такие отдельные подклассы:
AR - Системы типа AR Ящерицы и состоящие из двух субгигантов, в которых нет перетекания вещества.
D - Системы, у которых звезды разделены и не заполняют полость внутреннюю часть полости Роша. Выделяют такие подтипы, как DM - у которых оба компонента относятся к звездам главной последовательности, DS - у которых один из компонентов субгигант и DW, похожие на W Большой Медведицы, но звезды не касаются друг друга.
K -  Контактные системы, в которых поверхность обеих компонентов попадает в полость Роша. Существует также две разновидности. KE - Горячие голубые компоненты с большими размерами и KW - эллиптические желтоватые звезды наподобие W Большой Медведицы.
SD - Двухкомпонентные системы, у которых один из компонентов близок к полости Роша.
Все три обозначения могут записывать вместе, например EA/DS/RS, Хотя могут использоваться в определении типа переменности лишь часть классификации, например EB/WR
В третьей версии ОКПЗ к типу затменных переменных относили и такие звезды, у которых орбита движения меньшего компаньона оказалась расположена в пространстве так, что взаимные затмения не происходят, но из-за вытянутости формы блеск все-таки периодически меняется. Такие звезды выделили даже в отдельный тип вращающихся эллиптических переменных: "Ell". К этому типу относят переменные звезды типа Беты Персея, Альфы Девы. Поскольку взаимных затмений не происходит, то амплитуды изменения блеска очень малы и не превосходят 0.1m.
   К выходу четвертого издания ОКПЗ благодаря возросшим инструментальным возможностям стало возможным исследовать как звезды с очень малым изменением блеска, так и с быстрыми изменениями, что позволило выделить целый класс вращающихся переменных звезд, у которых изменения блеска имеют строго периодический характер, но связаны с вращением или несимметричной звезды или с вращением звезды, поверхностная яркость поверхности которой неоднородна. Помимо вращающихся эллиптических переменных к этому классу были отнесены такие новые подтипы:
ACV - Переменные типа Альфа-2 Гончих Псов. Это одиночные белые звезды с сильным магнитным полем и спектральными линиями кремния и ряда других элементов, интенсивность которых изменяется в процессе вращения. Амплитуда изменения блеска звезд обычно находится в диапазоне 0.01-0.1m, а период изменения блеска может составлять от 12 часов до 160 суток.
ACVO - Быстроизменяющиеся переменные типа Альфа-2 Гончих Псов с радиальными пульсациями вызванных вращением магнитного поля, приводящих к изменению блеска на 0.006-0.012 зв. величин с периодом изменения блеска от 5 до 15 минут.
BY - Переменные звезды типа BY Дракона. Это холодные оранжевые или красные звезды, у которых распределение яркости по диску неоднородно. Вращаясь вокруг своей оси за период од доли суток до 120 дней они испытывают периодические изменения блеска с амплитудой от 0.002m до 0.5m. По всей видимости неоднородность яркости связана с наличием крупных пятен.
FKCOM - Переменные звезды типа FK Волос Вероники. Это быстровращающееся желтые или оранжевые гиганты с неоднородной поверхностной яркостью. В некоторых случаях амплитуда изменения блеска доходит до 0.3m. По одной из моделей такая звезда может образоваться в результате слияния компонент пары типа W Большой Медведицы.
PSR  - Пульсары, у которых наблюдается изменение блеска в оптическом диапазоне.  Примером может служить переменная CM Тельца или центральная звезда в Крабовидной туманности. Такие переменные меняют свой блеск с постоянным периодом, как правило от 0.004 до 4 секунд и амплитудой, достигающей 0.8m.
SXARI - Переменные типа SX Овна. Это бело-голубые звезды с изменяющейся интенсивностью линий водорода и двукратно ионизированного кремния и периодом изменения блеска около суток. Амплитуда изменений яркости примерно 0.1m.

[tlgleonid]

   Однако ряд переменных звезд не укладывались в схему для затменных переменных или вращающихся звезд, хотя и имели строгий период. Одной из таких переменных была довольно яркая Дельта Цефея. У нее после максимума блеск медленно падал до минимума, а потом довольно быстро возрастал снова до максимального значения. Не смотря на несимметричность кривой изменения блеска, некоторые астрономы, например А.А. Белопольский пытались отнести ее к затменным переменным. Только в 1899 году К. Шварцшильд выявил, что на фотопластинках эта звезда изменяла свой блеск заметно сильнее, чем в видимых лучах. Тогда и вспомнили работу немецкого физика А. Риттера, проведенную в 1883 году и в которой он предположил, что переменность некоторых звезд может быть объяснена пульсациями газовых шаров. Более глубоко вник в проблематику пульсаций звезд английский физик-теоретик А. Эддингтон уже в 1918 году. Он обнаружил, что свободные колебания звезд должны были бы быстро затухать, поэтому возникло подозрение о наличие какого-то термодинамического механизма, питающего эти колебания. Эддингтон в конце концов показал, что звезда сжимаясь теряет свою прозрачность и отток энергии уменьшается. Эта энергия вызывает эффект расширения. В последствии, когда был найдет источник энергии звезд, оказавшийся термоядерным синтезом, эта идея подтвердилась. Помимо этого, Эддингтон выявил, что произведение периода пульсаций на корень из средней плотности звезды является постоянной величиной.
   Поскольку первой обнаруженной и самой изученной звездой с таким видом кривой изменения блеска была звезда Дельта Цефея, все эти звезды были названы цефеидами. Уже позже, с развитием теории звездных пульсаций начали прорисовываться различные подвиды пульсирующих звезд. В настоящее время к цефеидам относят яркие желтые гиганты или сверхгиганты с постоянной кривой изменения блеска, амплитуда которой находится в диапазоне от 0.5m до 2.0m, а период от суток до 7 месяцев. Цефеиды сыграли в астрономии очень большую роль, причем не столько по причине своей многочисленности (В ОКПЗ-4 к цефеидам отнесено всего 460 звезд нашей галактики), сколько в связи с характерной зависимостью между периодом и светимостью, благодаря чему удалось определять расстояния до рассеянных и шаровых скоплений, а также ближайших галактик. Именно благодаря этим маякам Вселенной удалось установить, что Вселенная расширяется. Уже в послевоенное время выяснилось, что эта зависимость несколько сложнее, чем представлялось в начале и светимость Цефеид в незначительной мере зависит еще и от спектрального класса. В прочем, это не помешало изучить пространственное распределение таких звезд и выяснить, что все они лежат, как правило, в плоскости галактического диска. Наибольшее отклонение составило лишь 65 парсек. Любопытно, что цефеиды одного вида  в галактике образуют как бы отдельные кластеры, что, очевидно, говорит об общности их происхождения. 
   Долгое время было непонятно, на какой стадии звездной эволюции находятся такие переменные звезды. Сейчас известно, что это звезды, в которых выгорел весь водород и они перешли в неустойчивое состояние гиганта. Типичная Цефеида в момент максимума имеет минимальные размеры, а ее поверхность разогревается. Затем идет стадия медленного расширения, внешние оболочки охлаждаются и светимость падает. Затем вещество внешних слоев как бы падает на звезду и цикл повторяется сначала. Однако такой плавный ход изменения блеска наблюдается только у короткопериодических цефеид, с периодом до шести суток. Если же период больше, то у цефеид наблюдается вторичный максимум, наблюдающийся перед основным. Когда период цефеиды равен около 10 суток, высота дополнительного "горба" сравнивается с основным максимумом. При еще больших периодах изменения блеска вторичный максимум следует после основного и с ростом периода уменьшается. Очевидно, что причина такого поведения связана с резонансными явлениями.

[tlgleonid]

   Самой близкой к нам Цефеидой долгое время считалась Полярная звезда. Амплитуда изменений блеска (0.27m) особо не впечатляет, как и довольно типичный период, равный почти четырем суткам. Однако с конца 1980-х годов амплитуда изменения блеска начала затухать и казалось, что в скорости пульсации полностью прекратятся, но они сохранились до сих пор, хотя амплитуда изменения блеска стала равна всего 0.032m. Этот случай не единственный. Нечто похожее произошло со звездой RU Жирафа. До 1962 года амплитуда изменений блеска нарастала вплоть до 1.6m, после чего она вдруг резко уменьшилась и в начале 1966 года она практически перестала пульсировать. В семидесятых годах 20-го века эта звезда то вдруг начинала пульсировать с амплитудой изменения блеска около 0.2-0.3m, то вдруг почти не меняла блеск. Период же пульсаций оставался неизменным и составлял 22 дня. В прочем, сейчас выяснилось, что в реальности этот период непостоянен и испытывает ряд сбоев, посему нет полной уверенности, что перед нами именно цефеида.
   В ОКПЗ цефеиды обозначают, как "CEP" и выделяют несколько разновидностей цефеид. Классические цефеиды, для которых в полной мере работает соотношение период-светимость, относят к переменным типа Дельты Цефея (DCEP). Цефеиды, у которых наблюдается вторичный горб, например TU Кассиопеи или V367 Щита, относят к отдельному подвиду CEP(B). Фактически второй период является обертоном основного периода. Наконец Цефеиды, у которых кривая блеска приближается к почти симметричному виду (похожа на синусоиду) относят к подвиду DCEPS.
   Очень часто в литературе можно встретиться с тем, что звезды типа W Девы также относят к Цефеидам, однако фактически - это отдельный вид переменности пульсационного типа. Выделить отдельный тип переменности было нелегко, ведь кривые изменения блеска у этих двух типов звезд очень похожи. Впервые заподозрил что-то неладное с классификацией Б.В. Кукаркин в 40-х годах 20-го века. Он заметил, что чем дальше от плоскости галактики, тем больше проявляется аномальность в количество цефеид. К тому же, цефеиды были выявлены и в шаровых скоплениях. Оказалось, что цефеиды, находящиеся далеко от плоскости галактики выпадают из правила связи между периодом и яркостью. Такие Цефеиды Кукаркин назвал аномальными. У аномальных цефеид обнаружились и спектральные различия, поскольку у них во время роста яркости в спектре появлялись линии излучения водорода, в то время, как у обычных цефеид в это время наблюдалось излучения однократно ионизированного кальция. Поскольку самой яркой звездой этого типа была звезда W Девы, то эти звезды стали называть переменными типа W Девы (По классификации ОКПЗ CW). Любопытно, что звезды этого типа имеют период или короче 8 суток, или длиннее 10 суток. Первые относят к короткопериодическим (CWB), а вторые -  к долгопериодическим (CWA). В 1967 году выяснилось, что долгопериодические звезды этого типа также неодинаковы и распадаются на две разновидности. Кривые изменения блеска первых имеют хорошо выраженный максимум и вторичный горб на спадающей ветке. У вторых же вторичный максимум отсутствует, зато время нахождения звезды в состоянии максимальной яркости довольно продолжительное.
   В 1961 году Н.Е. Курочкин проводил поиск переменных звезд в окрестностях шарового скопления NGC5466. Он обнаружил новую переменную звезду, получившую обозначение BL Волопаса и принял ее за затменную переменную. Через несколько лет эту же звезду, как переменную, открыла Т.И. Грызунова. В этот раз она получила обозначение V19 Волопаса. Лишь в 1976 году Р.Зинн и К.Дан отнеся эту звезду к шаровому скоплению установили, что и V19 и BL - это одна и та же звезда. Переменная звезда оказалась похожей на Цефеиду, но в максимуме блеска ее цвет был смещен в бело-голубую область, к тому же она оказалась достаточно массивной. Пики яркость оказались достаточно острыми. Странно, что в нашей галактике таких звезд практически нет, но зато их довольно много в карликовых галактиках Скульптора, Печи и других. На сегодняшний день нет однозначной гипотезы, почему это так. Внегалактический тип переменных звезд этого типа в ОКПЗ обозначают, как BLBOO.
   В 1895 году С. Бейли обнаружил в шаровом скоплении Омега Центавра еще один тип переменных звезд, который долгое время также относили к цефеидам. Однако они имели специфическую кривую изменения блеска, поскольку достаточно продолжительное время находились в минимуме блеска, и лишь на короткое время достигали максимума блеска. Поскольку звезды такого типа находили в некоторых шаровых скоплениях в большом количестве, то их даже начали называть переменными скоплений. Тем не менее, было бы неверно считать, что такие переменные звезды вне скоплений не встретишь. Уже в 1899 году У. Флеминг обнаружил звезду около 8 звездной величины, которую позже отнесли к этому новому типу. Поскольку звезда получила обозначение RR Лиры, то все звезды это типа называют переменными типа RR Лиры (по классификации ОКПЗ это тип RR).
   Тем не менее, еще С. Бейли заметил, что кривые изменения блеска таких звезд несколько различаются по форме максимума. У звезд подтипа "А" максимум резко ассиметричен с небольшой амплитудой (1.5-2.0m), период блеска от 6 до 13 часов. Подтип "B" характерна менее резкая асимметричность и период изменения блеска от 12 до 24 часов с амплитудой 1.0-1.5m.  Подтипу "С" свойственна почти симметричная кривая изменения блеска с амплитудой порядка половины звездной величины и с периодом от 5 до 10 часов. Позже выяснилось, что между подтипом "А" и "B" нет резкой границы, поэтому данные подтипы звезд сейчас относят к одному подтипу (RRAB). А вот звезды подтипа "С" пульсируют не в основном тоне, а в обертоне, поэтому они сейчас относятся к подтипу RRC.
   Изучение переменных звезд типа RR Лиры показало, что это сравнительно небольшие звезды, находящиеся на поздней стадии эволюции, но обладающие сравнительно небольшой массой. Очевидно, что это очень старые звезды, поскольку их атмосферы очень бедны металлами. В отличие от цефеид, звезды типа RR Лиры очень распространены. В ОКПЗ-4 включено почти 7 тысяч звезд этого типа. Помимо шаровых скоплений звезды этого типа тяготеют к центру галактики, причем плотность их очень быстро нарастает при приближению к ядру галактики. Отличие звезд этого типа связано с их достаточно строгой периодичностью, но сам период может плавать, равно как и деформироваться кривая изменения блеска. Это явления обнаружил еще в начале 20-го века С.Н. Блажко, изучая особенности изменения блеска звезд типа RRAB: XZ Лебедя и RW Дракона. Этот же эффект был позже обнаружен и у звезды RR Лиры. В прочем, у всех этих звезд степень изменений относительно невелика и позже были открыты звезды типа RR Лиры с более сильными изменениями. Так в 2000 году Э.Шмидт и К.Ли у переменной звезды V422 Геркулеса обнаружили изменение амплитуды изменений блеска в диапазоне от 0.27m до 1.39m, причем когда амплитуда велика, подтип переменности как у звезд типа RRA, и при малой амплитуде он уже похож на звезды подтипа RRC. Сейчас причиной этого явления считают наложение двух колебаний с близкими периодами, вызывающими биения. Для звезд с явным наличием двух периодов колебаний ввели даже отдельный подтип RR(B).
   Причина переменности самой первой открытой переменной звезды - Миры Кита также связана с пульсациями. Однако в отличие от ранее описанных типов Мира Кита очень сильно отличается. У нее довольно продолжительный период блеска и большой размах изменений яркости. К тому же, не смотря на наличие четко определяемой периодичности, предсказать достаточно точно моменты максима невозможно. К тому же невозможно заранее предсказать, какого блеска звезда достигнет в максимуме или в минимуме блеска. Позже была обнаружена еще одна звезда с таким поведением - Хи Лебедя, потом R Гидры и R Льва, а затем открыто еще целый ряд таких переменных. Их отнесли к классу мирид по названию первой звезды данного типа. Средняя продолжительность периода изменения блеска у большинства мирид оказалась в диапазоне от 200 до 400 суток, хотя у некоторых мирид он около ста суток, а у некоторых достигает двух с половиной лет.
   В четвертом издании ОКПЗ уже содержится информация о 5829 миридах и таким образом они составляют самый распространенный тип переменности. Столь большое их число объясняется не высокой распространенностью в галактике, а очень высокой светимостью (в тысячи и даже сотни тысяч светимостей Солнца) и очень большой амплитудой изменения блеска, из-за чего их очень легко обнаружить. Исследования мирид показали, что это звезды на поздней стадии эволюции, продолжительность которой порядка нескольких сотен тысяч лет. На этой стадии, которую проходит большинство звезд с массами до нескольких солнечных, звезда интенсивно пульсируя быстро теряет вещество, превращающееся в мощную газопылевую оболочку звезды. В конце концов, оболочка звезды полностью слетает и остается лишь горячее и очень компактное ядро -  белый карлик.
   Если посмотреть на кривую изменения блеска, можно заметить, что характер изменений в среднем периодический. Однако период этот не постоянен. Так, за время наблюдений за переменной звездой R Орла с 1856 года ее средний период пульсаций сократился с 348 до 279 дней. У многих мирид также кривая роста блеска несимметрична кривой падения блеска. Иногда на этой кривой появляются дополнительные горбы или ступеньки, которые в последующих периодах не появляются. Наибольший блеск в максимуме может колебаться в пределах двух звездных величин, равно как и наименьший блеск.

[tlgleonid]

   Физические размеры мирид огромны и соответствуют нескольким астрономическим единицам. Если бы Солнце было заменено на мириду, орбиты Земли и Марса оказались бы внутри этой звезды. Благодаря этому на космическом телескопе Хаббла удалось снять изображение Миры Кита шириной около 30 пикселов. На снимке хорошо видно, что в разных направлениях диаметр звезды неодинаков, к тому же с одной стороны заметен длинный газовый выброс. Холодные атмосферы мирид содержат большое число молекул кислорода (больше, чем углерода), а также окиси титана и ванадия, хорошо видимых в виде линий поглощения в спектре излучения. Фактически, звезды имеют обширную газопылевую атмосферу, прозрачность которой меняется в очень широких пределах. К тому же на поверхности звезд присутствуют обширные пятна, которые также влияют на кривую изменения блеска. Естественно, что и сами звезды также пульсируют, но природа этих пульсаций пока не выяснена.
   Мириды - не единственные переменные звезды с длинными периодами. Существует еще довольно много долгопериодических звезд, амплитуда изменения блеска которых меньше и не превосходит 2.5m. Это так называемые полуправильные переменные. Если мириды обозначают в ОКПЗ, как "М", то полуправильные переменные получили обозначение "SR" от английского semiregular. Такое название полуправильные переменные получили, поскольку кривые изменения блеска в сравнении с миридами менее регулярны. Переменных звезд этого типа известно примерно вдвое меньше, чем мирид, но в настоящее время они разделены по вспомогательным признакам на ряд подклассов. К подклассу SRA отнесены звезды-гиганты типа Z Водолея или W Гидры, у которых периодичность хорошо выражена и они напоминают мириды, только с меньшей амплитудой изменений блеска. Гиганты с менее выраженной периодичностью, как у R Лиры, отнесли к подклассу SRB. Тем не менее, у этих звезд также можно выявить некий средний период от 20 до 2300 суток. Похожи на них и звезды подкласса SRC, только они уже относятся к классу звезд-сверхгигантов. К подклассу SRC относятся такие известные звезды, как Бетельгейзе или гранатовая звезда (Мю Цефея). В ОКПЗ-4 появился также подкласс SRD, к которому отнесли звезды-гиганты (Например SX Геркулеса), которые относятся к спектральным классам F, G или K и этим отличающимися от предыдущих подтипов, к которым принадлежат звезды спектральных классом M, C и S. В 2001 году был добавлен еще один подкласс SRS, к которому отнесли полуправильные красные гиганты с короткими периодами изменений блеска (менее 30 суток).
   Еще один тип пульсирующих переменных звезд был выделен для очень ярких пульсирующих желтых сверхгигантов, классическим примером которой является звезда RV Тельца. Звезд этого типа на небе очень мало, но есть и достаточно яркие, например R Щита или AC Геркулеса. Характерной особенностью звезд этого типа является довольно сложная периодическая кривая изменения блеска, у которой наблюдается два максимума разной высоты и два минимума разной глубины. Спектральные изменения также демонстрируют периодичность, но кривые лучевых скоростей для водорода и для атомов металла не совпадает. Следовательно, звезда напоминает луковицу, каждый из слоев которой испытывает отдельные пульсации. Еще одна характерная особенность звезд этого типа состоит в том, что кривая изменения блеска как бы периодична, но иногда, скачками изменяет свою форму. Могут поменяться между собой глубины минимумов и максимумов, или даже изменится период, после чего кривая опять периодична с новыми особенностями до следующего внезапного скачка. Из-за этого звезды типа RV Тельца относят иногда к полуправильным переменным. Блеск таких переменных звезд может меняться до 3-4 звездных величин, хотя зачастую он лежит в пределах одной звездной величины. В ОКПЗ для звезд этого типа введено обозначение RV. Можно также встретить две разновидности таких звезд. Звезды подтипа RVA характеризуются тем, что изменение их блеска происходит относительно некоторой постоянной яркости, в то время как средняя яркость переменных подтипа RVB изменяется с периодом от 600 до 1500 дней в пределах до двух звездных величин.

[tlgleonid]

   Встречаются также горячие голубые звезды с массами в 10-15 солнечных масс, пульсации которых приводят к изменению блеска от нескольких сотых до нескольких десятых звездной величины, но с короткими периодами от 2 до 13 часов. Часто у таких звезд наблюдаются множественные периоды пульсаций, а максимальный блеск приходится строго на минимальный радиус. Классическим примером звезд с таким типом пульсаций является Бета Цефея, из-за чего звезды этого типа называют переменными типа Беты Цефея. К этому типу принадлежит довольно много ярких звезд, например гамма Пегаса, Лямбда и Сигма Скорпиона, Бета Большого Пса и ряд других звезд. В ОКПЗ звезды этого типа обозначаются, как BCEP. Если же амплитуды изменения блеска очень малы, то тип указывается, как BCEPS.
   Такие же короткие периоды (несколько часов) с такой же небольшой амплитудой изменения блеска (от нескольких тысячных до одной звездной величины) наблюдаются у пульсирующих переменных белых звезд типа Дельты Щита. Как правило, это гиганты или даже звезды главной последовательности, у которых период и амплитуда изменений блеска непостоянны. Дельта Щита была первой звездой, у которых обнаружили такой тип переменности с периодом порядка 4 с половиной часов и амплитудой изменения блеска около 0.2m. К этому типу относятся также Денебола (Бета Льва), Каф (Бета Кассиопеи) и Феркад (Гамма Малой Медведицы). В последнее время выяснилось, что и Вега испытывает колебания блеска с амплитудой около 0.07m за 4 с половиной часа и может быть отнесена к этому типу. Это оказалось неожиданностью, поскольку Вега длительное время была точкой отсчета для определения блеска других звезд и ей приписывали нулевую звездную величину. Звезды этого типа в ОКПЗ обозначаются, как DSCT, но если амплитуда изменений блеска слишком мала, то тип обозначают, как DSCTC.
   Для того, что бы обнаружить небольшие по величине колебания блеска, понадобилось применение современных ПЗС и космических телескопов. Но зато с появлением современной инструментальной базы появилась возможность обнаружить звезды с новыми типами переменности. Например, выяснилось, что Альфа Лебедя или Денеб также нерадиально пульсирует с небольшой амплитудой (до 0.1m) и отсутствием четкой периодичности. Тем не менее, у звезд типа Альфы Лебедя (в ОКПЗ это ACYG) можно выделить определенные повторяющиеся циклы с продолжительностью от нескольких суток до месяца. Введен в ОКПЗ и тип переменности GDOR, к которому относят звезды типа Гаммы Золотой Рыбы, спектрального класса F с амплитудами до 0.1m и с наложением ряда пульсаций с периодом от нескольких часов до нескольких суток. Звезды типа PV телескопа (в ОКПЗ PVTEL) представляют собой старые гелиевые звезды, у которых короткопериодические колебания блеска (порядка нескольких часов) накладываются на долгопериодические изменения блеска порядка 0.1m c периодом порядка года.
   Очень быстрые (период порядка минуты-двух) с амплитудой порядка нескольких сотых звездных величин выявлены у некоторых горячих голубых субкарликов. Типичным представителем звезд этого типа является V361 Гидры. В ОКПЗ для звезд этого типа ввели обозначения RPHS. Выделен также отдельный тип переменности для звезд, обнаруженных в шаровых скоплениях и похожих на переменные звезды Дельты Щита, только с очень короткими периодами (порядка одного часа) и наложением нескольких таких колебаний, причем амплитуда изменений может достигать до 0.7m. По прототипу SX Феникса для этих звезд было введено обозначение SXPHE.
   Если обнаруживается новая переменная звезда, у которой периодичность изменений достаточно велика и слабовыражена, а тип переменности установить не удается, звезда по выражению Б.В. Кукаркина отправляется на "помойную яму ОКПЗ", или ее тип переменности определяется, как неправильная пульсирующая переменная. (или тип L). Для звезд поздних спектральных классов было даже выделено два подкласса: LB, к которому были отнесены звезды-гиганты и LC, к которому отнесли сверхгиганты.

[tlgleonid]

   Помимо переменности, связанных с затмениями, вращением звезды или пульсацией выделяют также переменность, связанную со взрывными процессами на поверхности звезды. Это так называемые эруптивные переменные звезды. К таким звездам относят звезды, у которых блеск меняется нерегулярно, а иногда и очень редко.
   Наиболее известными эруптивными переменными звездами являются красные карлики (или холодные коричневые карлики) у которых резко и без выраженной периодичности происходят резкие и значительные по величине вспышки. Продолжительность вспышки может составлять от нескольких минут до нескольких часов, после которых следует пауза от нескольких часов до нескольких недель. Начало же вспышки очень резкое, при этом блеск звезды может всего за несколько секунд увеличиться вдвое. Первой звездой с подобной переменностью был компонент двойной пары, открытый В. Люйтепом в 1948 году, переменность которой установил В. Оскапьян. Эта звезда известна, как UV Кита. У нее вспышки происходили нерегулярно, но в среднем около раза в месяц, причем иногда блеск во время вспышки возрастал на 5 звездных величин. Позже были обнаружены и другие подобные звезды, например DX Рака, Вольф 359, Проксима Центавра. Их стали называть переменными типа UV Кита и обозначать UV. И хотя к моменту выхода третьей версии ОКПЗ звезд этого типа было выявлено менее сотни, все они очень слабы и находятся довольно близко от Солнца, как правило, не далее 60 световых лет. Это привело к мысли, что в нашей галактике этот тип переменности - самый распространенный. Доказано также, что вспышки происходят вследствие мощных магнитных возмущений и похожи на аналогичные вспышки на нашем Солнце, только отличаются несравненно более высокой мощностью. Некоторые переменные звезды этого типа оказались окруженными диффузной туманностью и были отнесены к разновидности UVn.
   Совсем другое поведение свойственно эруптивным переменным звездам типа FU Ориона (В ОКПЗ-4 обозначены, как FU). У них при вспышке происходит достаточно медленное, за время до нескольких месяцев, увеличение яркости на 5-6 звездных величин. После этого блеск звезды остается в течение длительного периода времени практически стабильным или очень медленно снижается. Например, у звезды V1057 Лебедя снижение на 2.5 звездных величин происходило за 11 лет. Сама же прародительница данного класса звезд - FU Ориона, вспыхнула в 1936 году, изменив свой блеск с 16 до 10 звездной величины, после чего его практически не меняла.
   У некоторых двойных систем с интенсивными линями поглощения кальция также наблюдаются хромосферные вспышки, носящие квазипериодический характер. Тем не менее, интенсивность этих вспышек не столь заметна и не превосходит 0.2m. Наиболее характерным представителем звезд данного типа является UX Овна, однако свое обозначение звезды получили от переменной звезды типа RS Гончих Псов, поэтому в ОКПЗ данный тип обозначается, как RS. Однако данная звезда помимо данного вида переменности демонстрирует еще и взаимные покрытия, характерные для затменных переменных.
   К эруптивным переменным звездам недавно начали относить и довольно необычные звезды типа Гамма Кассиопеи. Это бело-голубые звезды спектрального класса B с быстрым осевым вращением. В результате этого происходит выброс вещества с поверхности, которое формирует экваториальные кольца или диски. Пыль и газ, содержащиеся в этих дисках может в значительной мере экранировать свет звезды, в результате чего ее блеск падает на 1-1.5 звездных величин. В ОКПЗ такие звезды обозначают, как GCAS.
   Похожие, хотя и заметно меньшие по амплитуде, изменения блеска происходят у очень горячих звезд типа Вольфа-Райе (WR). Из-за активных процессов происходит отток вещества, которое также закрывает часть поверхности диска звезды и приводит к падению блеска на величину до 0.1m.
   В самых ярких голубых гигантах типа S Золотой рыбы также происходят мощные вспышки, амплитуда которых может достигать до 7 звездных величин. Обычно эти звезды - самые яркие звезды в своих галактиках и к тому же окружены зачастую туманностями. Характерными представителями являются Эта Киля или P Лебедя. Все звезды этого вида обозначаются, как SDOR.
   Среди переменных звезд есть и такие, которые относятся как к эруптивным, так и к пульсирующим переменным звездам. Примером может служить R Северной Короны (RCB). У таких звезд на непериодические изменения с амплитудой от 1 до 9 звездных величин раз в несколько сотен дней накладываются периодические пульсации с амплитудами в несколько тысячных долей звездной величины и периодом порядка 30-100 дней. При этом причиной изменения блеска таких звезд является углеродные облака, выталкивающиеся на поверхность звезды и на время блокирующие ее свет.

[tlgleonid]

Также, как и для пульсирующих звезд, для эруптивных переменных звезд существует своя свалка для непонятых и неправильных звезд. Это так называемые неправильные эруптивные переменные. Сейчас их подразделяют на три класса: быстрые неправильные переменные, неправильные переменные, связанные с туманностью и неправильные переменные с неизвестной переменностью. Все такие звезды в ОКПЗ обозначают символом I.
Наиболее изученными являются неправильные переменные, связанные с туманностью. Первую звезду данного типа обнаружил Джон Хинд в 1852 году. Он же обнаружил вокруг нее отражательную туманность NGC1555. Поскольку туманность подсвечивалась переменной звездой, то она получила название переменной туманности Хинда. Сама же звезда меняет свой блеск непредсказуемым образом от 9.3m до 14m. В 1868 году Струве обнаружил еще одну туманность поблизости NGC1554, но она довольно быстро угасла и больше не наблюдалась, поэтому получила название потерянной туманности Струве. Сейчас стало понятно, что эта звезда является буквально новорожденной, и в ней только начались термоядерные реакции, то есть звезда только-только сжалась из вещества туманности. Рядом выявлено еще две недоформировавшиеся звезды, которые не видны в оптическом диапазоне. Позже было найдено ряд подобных звезд в светлых и темных туманностях (поэтому их тип обозначают, как IN). У них наблюдаются скачки блеска на несколько звездных величин.  В зависимости от своего спектра они были разделены на несколько подклассов. К подклассу INA отнесены горячие молодые звезды с неправильной эруптивной переменностью и принадлежащие спектральным классам "B" и "A". Более холодные звезды отнесли к подклассу INB. Если же эти более холодные звезды имеют в своем спектре флюрисцентные эмиссионные линии однократно ионизированного железа ( с длиной волны 405 и 413 нм) и однократно ионизированного кремния, то такие звезды относят к классическим звездам типа T Тельца и обозначают их тип, как INT. Бывает, что у некоторых звезд с неправильной переменностью в спектре наблюдаются темные компоненты в длинноволновой стороне от эмиссионных линий, что говорит о падении вещества на поверхность молодой звезды. Типичным примером является звезда YY Ориона. Тип переменности этих звезд указан, как IN(YY). В последнее время были также обнаружены переменные звезды типа Т Тельца, у которых при схожести спектра и характера изменений связь с туманностью отсутствует. Для таких звезд тип переменности указывают, как IT.
Быстрые неправильные эруптивные переменные меняют свой блеск на величину от половины до одной звездной величины за несколько часов или суток. Если они не связаны с какой-либо туманностью, то их тип переменности обозначается, как IS. Эти звезды в зависимости от спектрального класса также делят на подтипы: горячие ISA и более холодные ISB. Все остальные звезды попадают в группу просто неправильных: горячих IA и более холодных IB.

[tlgleonid]

Взрывные процессы в звездах могут происходить не только в атмосфере или на поверхности, но и в недрах звезды (как приповерхностных оболочках, так и глубоко в недрах). Поскольку при таких взрывных процессах может выделяться довольно много энергии, тип переменности называют катаклизматическим. Самые заметные представители этого типа - это новые и сверхновые звезды. Вспышка яркой новой звезды побудила во втором веке от рождества христова Гиппарха к составлению каталога звезд, а в китайских хрониках найдено упоминание о звезде-гостье, появившейся в 1054 году и сиявшей около года. Сейчас в этом месте наблюдается звезда-источник рентгеновского излучения и красивая крабовидная туманность. Не вызывает сомнений тот факт, что тысячу лет назад все образующее туманность вещество вылетело из взорвавшейся звезды.
В 19-м веке начали обнаруживать появление новых звезд. Звезда резко вспыхивала и затем на протяжении определенного периода времени угасала. Поскольку такие звезды ранее были неизвестны, высказывалось предположение, что это действительно загораются новые звезды. Развитие оптической техники в двадцатом веке позволил открывать новые звезды сначала почти каждый год, а затем и по несколько в год. В настоящее время обнаруживают порядка десятка новых в год, блеск которых достигает от 6 до 12 звездной величины. В прочем, за последние сотню лет было шесть вспышек новых, блеск которых превысил вторую звездную величину и они искажали картину звездного неба. Так, например в 1918 году вспышка новой V603 Орла достигла яркости Сириуса. Выяснилось также, что новые звезды не совсем новые - некоторые вспыхивали уже по нескольку раз, а значительная часть новых сейчас доступна для наблюдений и в минимуме блеска. Поэтому новые звезды относят к переменным звездам с типом переменности N. И это действительно оправдано, поскольку даже в минимуме блеска звезда не постоянна и меняет свой блеск в определенных пределах. Начало вспышки новой всегда неожиданное и резкое. Всего за несколько часов (или несколько дней) звезда вспыхивает на 8-13 звездных величин. Впрочем, сразу же максимального блеска звезда не достигает и на время от полутора дней до месяца и более ее блеск держится ниже максимума на 2 звездные величины. Бывают очень быстрые вспышки, где эта промежуточная стадия и отсутствует.
После промежуточной стадии блеск новой возрастает до максимального значения и остается почти неизменным на период от нескольких часов до десятка суток, а иногда и даже нескольких лет. После стадии максимального блеска начинается сравнительно быстрое угасание блеска (стадия начального спуска). Когда новая звезда становится слабее где-то на три звездные величины новая звезда переходит в так называемую переходную стадию. В этот период звезда может испытать заметные колебания блеска или даже иметь значительный минимум. После промежуточной стадии звезда входит в период монотонного угасания, происходящее плавно и довольно медленно. Только через несколько лет блеск новой опускается до довспышечного значения.

[tlgleonid]

   Выявлено, что чем быстрее вспыхивает новая, тем больше амплитуда этой вспышки. По характеру угасания блеска новые также разделяют на подклассы. Так, если период начального спуска укладывается в стодневный период, новую относят к подклассу NA, Если же этот период растягивается на период более 150 дней, то говорят о подклассе NB. Поскольку звезда V400 Персея попала между указанными диапазонами, то ее отнесли к промежуточному подклассу NAB. Новые звезды, у которых стадия максимального блеска растягивается на год и более относят к отдельному подклассу NC, хотя о них часто говорят, как о новых типа RT Змеи.
   Очень помог продвинуться в понимании новых звезд случай. В 1946 году вспыхнула новая звезда в Северной Короне (T Северной Короны). Но оказывается, что эта звезда уже вспыхивала как новая в 1866 году. Таким образом стало понятно, что новые звезды могут вспыхивать неоднократно и чем больше амплитуда вспышки, тем реже они происходят. В.Кукаркин и П.П.Паренаго даже вывели формулу, что амплитуда вспышки в звездных величинах равна 0.4+1.85*lg(T), где Т- период в сутках. Эта формула и позволила авторам предсказать момент новой вспышки. Однако зависимость эта была получена для другого типа звезд, да и T Северной Короны не совсем типична, поэтому совпадение вспышки с прогнозом - результат научного везения. Подкласс повторных новых в ОКПЗ-4 обозначен, как NR.
   Дополнительную информацию о новых звездах дал спектральный анализ. Так, если в момент максимального блеска спектр новых звезд похож на спектр сверхгигантов спектральных классов "A" или "F". Когда же блеск после максимума снижается на одну звездную величину, в спектре появляются широкие линии поглощения водорода, ионизированного кальция, магния, титана, натрия, хрома, железа. При дальнейшем снижении блеска появляются линии многократно ионизированного азота. Когда блеск снизится на 3-4 звездные величины, линии поглощения начинают исчезать и при дальнейшем падении блеска спектр звезды становится похожим на спектр планетарной туманности. Это говорит о том, что мы видим горячую расширяющуюся оболочку. Через 10-20 лет даже удавалось наблюдать такую оболочку непосредственно.
   В 1954 году Мерл Уокер, наблюдая за новой DQ Геркулеса (которая вспыхнула в 1934 году) обнаружил у нее правильные изменения блеска с периодом в 4 суток и 10 часов. Звезда оказалось затменной двойной. Впоследствии было установлено, что практически все новые являются компонентами двойных систем. Один из компонентов - достаточно массивная звезда, гигант или субгигант, а вторая - белый карлик, у которой уже выгорело все вещество. Фактически в этих тесных двойных системах происходит перетекание вещества массивной звезды на поверхность белого карлика и когда его количество достигает критической массы, происходит мощный термоядерный взрыв. Затем все начинается сначала.
   Вспышки новых достаточно сильны, что бы их можно было обнаруживать в соседних галактиках. Лидером оказалась туманность Андромеды, где счет числа обнаруженных новых идет уже на многие сотни. В других галактиках обнаружено вспышек новых на порядки меньше. И причина не только в том, что за туманностью Андромеды более пристально следят. Так Х. Арп наблюдал как за туманностью Андромеды, так и за туманностью Треугольника. В среднем за год в туманности Андромеды можно наблюдать 31 вспышку новых, а в туманности Треугольника - лишь одну вспышку за два года. А.С. Шаров сделал вывод, что новые вспыхивают часто в спиральных галактиках с баром, а поскольку число вспышек новых в нашей галактике оценивается в 100-300 в год, то значит и наша галактика принадлежит к такому морфологическому типу.
   Конечно, изучать статистику вспышек у других галактик удобнее, ведь они перед нами, как на ладони. Но вот изучать поведение новых в области минимума блеска удобнее все-таки у близлежащих соседок. Оказалось, что в минимуме блеска новые демонстрируют переменность, причем с довольно короткими периодами в несколько часов. Периодичность изменения блеска выражена очень хорошо, но вот кривые изменения от периода к периоду изменяются, да и на самих кривых появляются разные горбы и неоднородности. Очевидно, что это вызвано наличием второго близкого компонента, который периодически закрывает основной компонент (как у затменных переменных), но из-за наличия несимметричных газовых потоков кривая изменения блеска становится довольно сложной. Такую картину изменений блеска и обнаружил в 1954 году вышеупомянутой DQ Геркулеса М. Уокер. Самое удивительное, что кривая изменений блеска оказалась очень близкой к кривой изменения блеска переменной звезды UX Большой Медведицы. У обеих кривых наблюдались и характерная асимметрия спадов и даже обнаружились очень близкие периоды в 4 часа 39 минут и 4 часа 43 минуты, соответственно.  Разница была лишь в том, что вспышки новой у UX Большой Медведицы никто не наблюдал. Так появилось представление о новом классе переменных катаклизматических звезд - так называемых новоподобных (NL). Очень вероятно, что большинство из этих звезд когда-нибудь вспыхнут, как новые.

[tlgleonid]

   Среди переменных звезд есть звезды, которые похожи на новые как по характеру вспышек, так и по их причине, но у них во время вспышки блеск увеличивается не столько сильно - всего лишь на 4-5 звездных величин. Но зато повторные вспышки наблюдаются очень часто - примерно раз в несколько месяцев. Такие звезды называют карликовыми новыми. При этом, чем больше амплитуда изменения блеска во время вспышки, тем реже они происходят. Своеобразным рекордсменом среди таких звезд является AL Жирафа, у которой вспышки достигают семи звездных величин, а средний период между вспышками составляет 325 дней. Поскольку первой обнаруженной звездой с этим типом переменности была звезда U Близнецов 14.9 звездной величины, у которой вспышки происходили до 10 звездной величины, то звезды с такой переменностью стали назвать звездами типа U Близнецов (В ОКПЗ UG).
   Когда карликовых новых стало известно достаточно много, выяснилось, что они могут различаться по кривых изменения блеска. Например звезды типа SS Лебедя (В ОКПЗ их обозначают, как UGSS) демонстрируют довольно однотипные вспышки с резким началом, стадией медленного, а затем и быстрого падения блеска. Понятно, что амплитуда этих вспышек может отличаться от вспышки к вспышке, да и время между вспышками непостоянно. У некоторых карликовых новых помимо обычных вспышек бывают и довольно необычные. Необычность состоит в том, что в период падения блеска звезда как бы застряет на некотором промежуточном значении яркости на довольно продолжительный срок, иногда до года. Затем блеск звезды снижается до минимального значения. Такие переменные звезды отнесли к подтипу карликовых новых UGZ или типу Z Жирафа. Вспышки у таких карликовых новых происходят чаще, чем у звезд типа SS Лебедя, но зато с меньшей амплитудой. А у карликовых новых типа SU Большой Медведицы (подтип UGSU) наблюдаются сверхвспышки, которые происходят в несколько раз реже, чем обычные вспышки. В моменты таких вспышек звезда может быть на 1-2 звездные величины ярче, чем во время обычных вспышек а сама вспышка длится уже не несколько суток, а несколько недель, при этом блеск снижается достаточно медленно, причем часто с появлением дополнительных колебаний блеска с амплитудой в несколько десятых долей звездной величины.  Среди переменных звезд этого подтипа выделяют еще несколько подвидов. Так, звезды типа ER Большой Медведицы демонстрируют частые сверхвспышки с интервалом между ними порядка месяца, а во время обычных вспышек яркость увеличивается лишь на 2-3 звездные величины. А у звезд WZ Стрельца обычных вспышек вообще не происходит, зато случаются очень сильные сверхвспышки раз в несколько лет, во время которых блеск увеличивается на 6-8 звездных величин, а длительность вспышки составляет порядка месяца. Причина вспышек карликовых новых также связанна с перетеканием вещества в двойной системе, однако период вращения в этой системе различен для разных подтипов. Так у звезд типа SU Большой Медведицы он меньше двух часов, а у других карликовых новых более четырех. Очевидно, что если период вращения компонент звездной пары становится более трех часов, то система перестает быть контактной и физика вспышек несколько меняется.
   Также отличной от вспышек новых оказалась и причина вспышек так называемых сверхновых звезд. Само понятие сверхновой звезды было предложено Ф. Цвикки и У. Бааде в 1934 году, когда обнаружилось, что ряд туманностей находятся за пределами нашей Галактики и являются другими галактиками, а новые звезды, вспыхнувшие в них имеют колоссальную яркость. Во время такой вспышки яркость звезды может увеличиться на 20 звездных величин и даже больше, в результате чего яркость звезды может быть выше, чем яркость целой галактики. Если же звезда вспыхивает в нашей галактике, она может иметь яркость выше, чем яркость Луны в полнолуние и быть видна даже днем. К сожалению, это довольно редкое событие, происходящее в среднем лишь несколько раз в тысячелетие. Последние две вспышки сверхновых - это звезда Тихо Браге в 1572 году и Сверхновая 1604, которую наблюдал Кеплер. В других галактиках в год можно наблюдать десятки таких вспышек, но из-за колоссальных расстояний их блеск обычно не превосходит 13-14 звездной величины. В каталог переменных звезд такие звезды попадают с типом SN, что значит "сверхновая". Только в отличие от обычных переменных звезд им дют обозначения вида SN YYYY a, где YYYY - номер года, а "а" - буквенный индекс сверхновой в этом году. Как только появилась возможность исследовать спектры сверхновых звезд, выяснилось, что вспышки сверхновых могут быть двух типов. Так у вспышек первого типа отсутствуют в спектре линии водорода, в то время как они присутствуют в спектре сверхновых второго типа. Обычно, указывая к какому типу принадлежит сверхновая, ставят после символов SN римскую цифру, то есть SN I и SN II.
   Все вспышки сверхновых первого типа очень похожи, поскольку имеют практически одинаковые кривые блеска. За 15 суток звезда достигает максимума, увеличиваясь в яркости на 17 с лишним звездных величин и в максимуме блеска имеет абсолютную звездную величину -19.7m (абсолютная звездная величина - это звездная величина, которую бы имела  звезда на расстоянии в 10 парсек). После максимума блеск такой сверхновой сначала падает на 2-3 звездные величины за 20-30 дней, а затем темпы падения блеска замедляются и становятся достаточно постоянными, составляя 0.016 звездной величины в сутки. Как правило, сверхновую удается наблюдать на протяжении до одного года.
   У сверхновых второго типа характерная для всех вспышек кривая отсутствует, однако две разновидности встречаются наиболее часто. Для одной из этих разновидностей характерно линейное падение блеска, а для другой - заметный период почти постоянного блеска. Все эти вспышки примерно в 6 раз слабее вспышек сверхновых первого типа, то есть абсолютная звездная величина примерно на 2 звездные величины ниже. Блеск таких сверхновых сначала снижается довольно медленно (на 1.5 зв. величин за 30 суток), а затем очень быстро.
   Существенно у разных типов сверхновых различаются и физические свойства. У сверхновых первого типа температура излучающей оболочки достигает 50 тысяч градусов Кельвина, а сверхновых второго типа - всего лишь порядка 20 тысяч градусов. Радиус этой оболочки у сверхновых первого типа в момент максимума превышает радиус земной орбиты в сотню раз, а у сверхновых второго типа он в два раза меньше. Да и если у сверхновых первого типа спектр непрерывный, и лишь через 200 суток в нем появляются линии излучения ионизированного железа, то для второго типа сверхновых характерно наличие не только линий водорода, но и кислорода, кальция и магния. Любопытно, что если сверхновые первого типа вспыхивают в самых разных галактиках, то второй тип сверхновых можно обнаружить только в хорошо выраженных спиральных галактиках. По местоположению вспышек сверхновых был сделан вывод, что первый тип присущ старым звездам, а второй тип - молодым.
   На сегодняшний день нет еще до конца четко построенной теории вспышек сверхновых. Основной причиной этого является то, что человечество еще не имело возможности изучить звезды до момента вспышки сверхновой или изучать ее на ранних стадиях. Пока же предполагается, что сверхновые вспыхивают на последней стадии своей эволюции. Она достигается тогда, когда весь водород в недрах звезды уже выгорел и образовалось углеродно-кислородное ядро. В это время происходит нарушение равновесия звезды и звезда схлопывается, образуя нейтронную звезду либо черную дыру или взрывается, сбрасывая с себя оболочку. В первом случае мы имеем сверхновую первого типа, а во втором - второго.

[tlgleonid]

Посмотрев в ОКПЗ-4 мы увидим, что к катаклизматическим переменным звездам помимо новых и сверхновых относят довольно разнородную группу звезд типа Z Андромеды (ZAND). Это звезды со сложным спектром, в котором наблюдаются как молекулярные линии поглощения титана, характерные для звезд спектрального класса "M", так и эмиссионные линии гелия, как у очень горячих звезд ранних спектральных классов. При этом эти два спектра поочередно меняются. При этом наблюдаются и волнообразные изменения блеска непостоянной величины и периода с амплитудой до 4 звездных величин. Такое поведение объясняют взаимодействием холодного гиганта и горячей звезды, погруженных в общую газовую оболочку. Горячий компонент меняет свои свойства и влияет на общую оболочку.
Жизнь не стоит на месте и пятом томе ОКПЗ появились описания новых типов переменных звезд. К звездам типа ZZ Кита (ZZO) были отнесены переменные звезды с редкими запрещенными линиями трехкратно ионизированного углерода и однократно ионизированного гелия. Тесные двойные пары, состоящие из карлика спектральных классов "К" или "М" и компактной звезды с сильным магнитным полем, демонстрирующих изменение линейной и круговой поляризации света, в результате которых блеск может меняться до 4-5 звездных величин были отнесены к переменным звездам типа AM Геркулеса. У самой звезды AM Геркулеса, демонстрирующей изменения блеска от 12.3m до 15.7m, в качестве компактного объекта выступает пульсар. Еще одна переменная звезда KV Лисички, меняющая свой блеск между 15 и 17 звездной величиной также оказалась двойной звездой и родоначальницей нового класса переменных звезд, у которых изменения блеска связаны с наличием ярко освещенного пятна на поверхности холодной звезды от более горячего компаньона. Фактически, звезда показывает фазы. В ОКПЗ такие звезды отнесены к новому типу R. Ряд звезд типа Гаммы Кассиопеи с наличием различных особенностей были вынесены в отдельный класс звезд типа "BE". Выявленные, благодаря появившемся точным методам фотометрии, экзопланеты, которые проходя перед диском своих звезд дают небольшие падения блеска, позволили выделить отдельный тип переменности звезд типа "EP". Одной из первых таких звезд была V0376 Пегаса. К новому типу переменных звезд RPHS (Или звезды типа V361 Гидры) отнесли горячие пульсирующие субкарлики с периодами в сотни секунд с амплитудами в несколько сотых звездной величины. Сравнительно долгопериодические пульсирующие звезды спектрального класса "В" были выделены в тип переменности LPB. Отдельного типа переменности BLBOO удостоились звезды типа BL Волопаса, называемые еще аномальными цефеидами, к которым отнесли сравнительно долгопериодические звезды типа RR Лиры с подтипом RRAB, имеющих аномально высокую светимость.
   В ОКПЗ-4 были внесены также активные переменные рентгеновские источники, для которых были также выделены свои разные типы переменности: X, XB, XF, XI, XJ, XND, XNG, XP, XPR, XPRM, XM. Однако такие объекты не интересны любителям астрономии и мы их рассматривать не будем.

[Мицар]

Отличная статья - спасибо!