Пульсирующие звезды которые периодически изменяют линейные размеры. Вращающиеся переменные звезды

Переменные звезды

Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих -- вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию.

Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины Звездная величина -- характеристика видимого блеска звезд. Коэффициент для определения звездных величин светил равен 2,512. Нуль пункт для системы звездных величин был условно определен по группе звезд в области Полярной звезды, называемых северным полярным рядом. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба -- Сириус -- минус 1.5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова “магнитудо” -- величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с яочень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике Галактика. В отличие от других галактик ее название пишется с заглавной буквы. около 40000, а в других галактиках Галактика -- огромная вращающаяся звездная система.-- более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости Светимость -- полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени., не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды -- звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды -- гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.

Второй класс переменных звезд -- взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые Сверхновые звезды -- самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек., новые Новые звезды -- звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в миллионы раз., повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. переменная звезда спутник

Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее -- они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.

Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство.С течением времени эти газы рассеиваются.

В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.

Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.

К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.

Кривая изменения блеска взезды Алголь. По горизонтали указано время в часах

Схема движения спутника Алголя

В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды изменения блеска затменных двойных -- от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд -- магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период -- светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.

Переменные звёзды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых меняется. Звезды бывают затменно-переменными и физически переменными. В первом случае сама звезда свой блеск не меняет, просто одна звезда при движении закрывает другую и наблюдатель видит изменение блеска звезды. К этим звездам относится Алголь (созвездие Персея).

Физическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных, а также пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому). Сейчас известно десятки тысяч физически переменных звезд.

Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальные обозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg)

А теперь рассмотрим все известные классы физически переменных звёзд.

Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). К цефеидам принадлежит Полярная звезда. Уже давно открыли, что она меняет свой блеск в довольно незначительных пределах.

Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики.

Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьма различны (от суток до нескольких десятков суток).

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500°.

В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическое изменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторону происходит в минимуме, а в синюю - в максимуме блеска. Таким образом, периодически меняется и радиус звезды.

Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественно вблизи основной плоскости пашей звездной системы - Галактики. Цефеиды, встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующие звезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы.

Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.

Период механических колебаний звезды типа Солнца оказывается около трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации с периодами меньше 2- 3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания.

В настоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних слоев.

Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, в котором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементы практически полностью ионизованы). Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия. слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из- за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.

Для осуществления этого механизма необходимо, чтобы на определенной глубине под поверхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигалась температура, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только у звезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. В итоге пульсации возможны только у определённых звезд.

Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массой и светимостью, то в силу соотношения следует ожидать существования и зависимости между периодом и светимостью.

Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к нам звездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что все изученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид.

Основной трудностью определения нуль- пункта этой зависимости является то, что расстояния ни до одной из известных цефеид не удается определить тригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежными косвенными методами.

Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной у цефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяют расстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иные методы.

Кроме цефеид, существует еще несколько типов пульсирующих переменных звезд. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры , прежде называвшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик с обычными цефеидами. Звезды типа RR Лиры - гиганты спектрального класса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чем в сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины.

Интересным типом пульсирующих переменных является небольшая группа звезд типа b Цефея (или типа b Большого Пса), принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В (в среднем класс В2-3). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела они расположены справа от верхней части главной последовательности. По характеру переменности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры, отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины, не более 0,2m. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и у цефеид, наблюдается зависимость периода от светимости. Кривые изменения лучевых скоростей часто оказываются меняющимися по фазе, форме и амплитуде.

Помимо пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует ряд типов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них выделяются звезды типа RV Тельца , у которых изменения светимости характеризуются чередованием глубоких и мелких минимумов, происходящим с периодом от 30 до 150 дней и с амплитудой от 0,8 до 3,5 звездных величин. Звезды типа RV Тельца принадлежат к спектральным классам F, G или К. У многих из них вблизи эпохи максимума в спектре появляются яркие эмиссионные линии, а около минимума - полосы поглощения титана. Это говорит о том, что спектр звезд типа RV Тельца сочетает признаки как ранних спектральных классов горячих звезд, так и поздних холодных. Звезды типа RV Тельца - промежуточное звено между цефеидами и другими типами пульсирующих переменных.

Звезды типа m Цефея принадлежат к спектральному классу М и называются красными полуправильными переменными. Они отличаются иногда очень сильными неправильностями изменения светимости, происходящими за время от нескольких десятков до нескольких сотен суток.

Рядом с полуправильными переменными на диаграмме спектр-светимость располагаются звезды класса М , в которых не удается обнаружить повторяемости изменения светимости (неправильные переменные). Ниже их находятся звезды с эмиссионными линиями в спектре плавно меняющие свою светимость за очень большие промежутки времени (от 70 до 1300 дней) и в очень больших пределах (до 10m). Замечательной представительницей звезд этого типа является "омикрон" (o) Кита, или, как ее иначе называют, Мира (Дивная). Её открыл немецкий астроном Д. Фабрициус. В 1596 г. она была видна на небе, затем исчезла и появилась только в 1609 г.

По звезде Мира весь этот класс звезд называют долгопериодическими переменными типа Миры Кита или миридами. Мириды - пульсирующие звезды, яркость которых меняется из- за колебаний размеров. В спектрах этих звезд всегда присутствуют эмиссионные линии водорода (в максимуме) или металлов (перед минимумом). Длина периода у долгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения в пределах от 10% в обе стороны.

Рассмотренные группы пульсирующих переменных образуют единую последовательность звезд с увеличивающейся продолжительностью периода (или цикла) пульсации. Особенно наглядно эта последовательность выступает, если учесть количество звезд различных типов с данным значением периода, содержащихся в определенном объеме пространства. Большинство пульсирующих переменных имеет периоды, близкие к значениям 0d,2 (тип RR Лиры), 0d,5 и 5d (цефеиды), 15d (разновидность цефеид - звезды типа W Девы), l00d (полуправильные) и 300d (долгопериодические переменные). Все эти звезды
относятся к гигантам, т.е. согласно современным представлениям об эволюции звезд, к объектам, прошедшим стадию пребывания на главной последовательности.

Дальнейший путь эволюции соответствует перемещению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо. При этом все звезды верхней части главной последовательности должны пересечь полосу нестабильности, упоминавшуюся выше, а массивные звезды пересекают ее дважды и задерживаются на ней дольше.

Помимо неустойчивости, характерной для цефеид, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, возможно, существуют и другие области неустойчивости, соответствующие остальным пульсирующим переменным. Таким образом, пульсации, скорее всего, закономерное явление, отличающее некоторые этапы эволюции звезд.

Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными .

Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь.

Наиболее молодыми звездами, по- видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F- G, с эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы. Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона.

Очень похожи на них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам от В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно, что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжении часа.

Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по- видимому, является причиной хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самые молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более молодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака.

Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса- час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами. Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.

Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В, преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам. Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на 0,1m-0,2m, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны, по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Be-звезд порядка 10M¤. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.

Звезды типа Вольфа-Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группу звезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем их абсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не превышает 200. Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации (Н, 1 Не, 2 He, 3 С, 3 N, 3 О и т.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Её источником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000 К! Световое давление столь горячего излучения, по- видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренного движения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодые объекты, часто двойные системы.

Наряду с процессами сжатия или расширения блеск звезды может меняться из- за того, что на поверхности образуются темные и светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к наблюдателю то светлой, то темной стороной. На некоторых звездах темные пятна занимают большие площади, поэтому переменность становится заметной. На Солнце количество темных пятен тоже периодически возрастает. Установлено, что при прохождении темных пятен на видимом диске Солнца на Землю поступает меньше света. Так что Солнце можно считать пятнистой переменной звездой.

Новые звезды. Термин «новая» звезда вовсе не означает появления вновь возникшей звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд. Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7- 8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимая звездная величина уменьшается на 10m- 13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает 8,5m. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А- F.

Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звезд.

Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая новая называется повторной. У повторных новых звезд, как правило, возрастание светимости несколько меньше, чем у типичных новых.

После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность.

Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления на несколько этапов. Начальный подъем блеска происходит очень быстро (2- 3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъем). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездные величины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три звездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падение светимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению. Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звезда приобретает ту же светимость, что и до вспышки.

Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей в звезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких- либо внешних факторов.

Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентами тесных двойных систем, к которым принадлежат все такие звезды. В паре одна звезда, как правило, звезда главной последовательности, вторая - белый карлик. Нормальная звезда сильно деформируется воздействием белого карлика. Плазма из нее начинает перетекать на белый карлик, образуя вокруг него светящийся диск. По мере падения вещества на белый карлик возникает слой газа с высокой температурой и плотностью, столкновения протонов вызывают термоядерную реакцию. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки. Свечение оболочки наблюдатель видит как вспышку новой звезды. Общее количество энергии, выделяющейся при вспышке новой, превышает 10 45 -10 46 эрг. Солнце излучает столько энергии за десятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядерной энергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает только поверхностные слои.

Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой 10 -4 -10 -5 M¤. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от нескольких сотен до 1500-2000 км/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех наиболее близких к нам новых звезд.

На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочки возрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоев звезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F. Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастает вследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтому незадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта.

На этом этапе спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А или F (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важной особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг линий поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающего вещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду. В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этой стадии.

В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главный спектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующую скорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана с тем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно, прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутся гораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, очень широкие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образом водороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектра от соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главного спектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочка становится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающие всевозможными скоростями.

Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляется диффузно- искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водорода и ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровой спектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. В дальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный для горячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионова спектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой с увеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячих слоев.

К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионов достигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, на фоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосами поглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые в спектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Это свидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.

Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже -21m. Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионов раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 10 48 -10 49 эрг, что в тысячи раз более, чем для новых.

Сверхновые звезды образуются в результате взрыва звезды, когда большая часть ее массы разлетается со скоростью до 10 000 км/сек, а остаток сжимается в сверхплотную нейтронную звезду.

Фотографически зарегистрировано около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Сверхновые звезды являются финалом жизни звезд, которые по массе в 8-10 раз больше Солнца, они рождают нейтронные звезды и обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами.

По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалось установить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболее интересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г., вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскими астрономами в виде внезапно появившейся "звезды- гостьи", которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем.

Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнее датским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звезды в созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая свою светимость, стала казаться ярче Венеры.

Вскоре её излучение начало постепенно ослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности и небольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженным глазом.

В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездии Змееносца. Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своим масштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром.

По характеру спектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.

Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Через полгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить со спектром нейтрального кислорода.

У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения, отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.

Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые в нескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд I типа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Форма эмиссионных линий этой туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Современные размеры туманности таковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад, т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени и местоположению Крабовидной туманности со "звездой- гостьей", описанной в китайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездии Тельца является результатом вспышки сверхновой.

Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей:

1) более 80% видимого излучения приходится на непрерывный спектр;

2) в белом свете она имеет аморфный вид;

3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиями ионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельными волокнами;

4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманности почти полностью;

5) Крабовидная туманность является одним из самых мощных источников радиоизлучения в нашей Галактике.

Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовидной туманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. начали возникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромными кинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся со скоростями, близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаются и в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так и в радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такое излучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.

Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены также в местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики.

До последнего времени оставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовидной туманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то, что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал проясняться только после того как были открыты совершенно новые объекты.

Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом четких импульсов. Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 с, в то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 с. В настоящее время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто возрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловую природу. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся в пределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике.

Наиболее замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, в точности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности. Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды также меняется с тем же периодом. В импульсе звезда достигает 13m, а между импульсами она не видна. Такие же пульсации у этого источника испытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышает мощность оптического излучения.

Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, как Крабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз теми объектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласно современным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделением огромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, после того как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.

Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной звезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этом случае при массе порядка 2M¤ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной (до 10 6 т/см 3), а вращение звезды в силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду. На поверхности нейтронной звезды нейтроны распадаются на протоны и электроны. Сильное поле разгоняет электроны до скорости, близкой к скорости света, и они вылетают в космическое пространство. Электроны покидают звезду только в районах магнитных полюсов, где магнитные силовые линии выходят наружу. Если магнитная ось звезды не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Так что название пульсар не совсем правильно: звезды не пульсируют, а вращаются.

У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за 10 3 -10 7 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля, связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит в излучение. Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающие резкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере её остывания.

Кроме радио- пульсаров открыты т.н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звёздные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или чёрную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.

Очень интересными переменными звёздами являются похожие на пульсары источники рентгеновского излучения. Некоторые из них на самом деле являются пульсарами, другие - остатками вспышек сверхновых звезд. В этом случае причиной свечения является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.

Но основная часть галактических источников рентгеновского излучения принадлежит к особому классу объектов звездной природы, которые часто называют рентгеновскими звездами. Наиболее замечательным типичным их представителем является упоминавшийся источник Скорпион Х-1. Из постоянно излучающих он оказался самым ярким: в диапазоне 1-10 Aring; поток излучения от него в среднем составляет 3 10 -7 эрг/см 2 , т.е. столько же, сколько в оптической области дает звезда 7m. Рентгеновская светимость его достигает 10 37 эрг/с, что в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца.

Важной особенностью рентгеновских звезд является переменность их излучения. У источника Скорпион Х-1, отождествленного с переменной звездой 12-13m, вариации потока рентгеновского и оптического излучений никак не связаны друг с другом. В течение нескольких дней оба могут испытывать флуктуации в пределах 20%, после чего наступает активная фаза - вспышки, длящиеся по нескольку часов, во время которых потоки меняются в 2-3 раза. При этом существенное изменение уровня излучения порой наблюдается за промежуток времени порядка 10 -3 сек, так что размеры источника не могут превосходить 0,001 световой секунды (определяемой по аналогии со световым годом), т.е. 300 км. Это говорит о том, что источниками рентгеновского излучения должны быть необычайно компактные объекты, возможно, типа нейтронных звезд, как в случае пульсаров, с которыми отождествляются некоторые рентгеновские звезды.

У ряда рентгеновских звезд, например, у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3, обнаружена строгая периодичность вариаций потока рентгеновского излучения, доказывающая, что источник является компонентом двойной системы. Свыше десятка источников отождествлены со звездами, переменность которых указывает на их принадлежность к тесным двойным системам. Следовательно, рентгеновские звезды, - скорее всего, тесные двойные системы, в которых один из компонентов - оптическая звезда, а другой - компактный объект, находящийся в завершающей стадии своей эволюции. Чаще всего предполагают, что это нейтронная звезда, хотя в некоторых случаях не исключена возможность белого карлика или даже черной дыры.

Причиной возникновения мощного рентгеновского излучения должно быть падение на компактный объект (например, нейтронную звезду) облаков и струй газов, перетекающих из оптического компонента тесной двойной системы. В случае чрезвычайной компактности нейтронной звезды скорость падения газов в этом процессе, называемом аккрецией, может достигать 100 000 км./с, т.е. трети скорости света! При падении на нейтронную звезду кинетическая энергия газов будет превращаться в рентгеновское излучение. Важную роль при этом играют сильные магнитные поля нейтронной звезды.

Помимо постоянно наблюдаемых источников рентгеновского излучения ежегодно обнаруживается до десятка вспыхивающих объектов, по характеру явления напоминающих новые звезды. Светимость таких новоподобных источников рентгеновского излучения быстро возрастает за несколько дней. В течение 1-2 месяцев они могут оказаться самыми яркими участками на "рентгеновском" небе, порой в несколько раз превосходящими по потоку излучения ярчайший постоянный источник Скорпион Х-1. Некоторые из них во время вспышек оказываются рентгеновскими пульсарами, отличающимися очень длинными периодами (до 7 минут). Природа этих объектов, а также возможная их связь с новыми звездами пока не известны.

Переменная звезда - та, блеск (яркость) которой меняется со временем из-за физических процессов внутри или около звезды. Эту истинную переменность звезд стоит отличать от их мерцания и другой переменности, вызванной непостоянством земной атмосферы.

Но при наблюдениях с Земли не так-то просто отделить собственные колебания яркости звезды от вызванных влиянием атмосферы. Поэтому точность фотометрии, т. е. измерений потока излучения от звезд, до 1990-х годов была невысока: не лучше 0,1 m (звездной величины). И число переменных звезд не превышало 30000.

Космические телескопы, и прежде всего телескоп Hipparcos, к концу XX века совершили революцию в исследовании переменности звезд: фотометрия миллионов звезд с точностью лучше 0,01" показала, что почти все звезды в той или иной мере являются переменными. Например, наше Солнце меняет яркость примерно на 0,001m в течение 11-летнего солнечного цикла. Но мы, как и астрономы-профессионалы, для удобства будем рассматривать как переменные только звезды с существенной амплитудой переменности. Сведения о них собираются и систематизируются в Общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ) Государственным астрономическим институтом им. П. К. Штернберга (ГАИШ) в Москве.

Переменные звезды долгое время обозначались одной или двумя большими латинскими буквами
перед названием созвездия, например, BW Cam - переменная в созвездии Жирафа. А когда такие сочетания букв были исчерпаны, их стали обозначать большой буквой V (от слова variable - «переменная») с последующим номером, например, V838 Моn - переменная в созвездии Единорога.

Все переменные звезды с заметной амплитудой колебаний яркости можно разделить на четыре большие категории. Здесь причина переменности наблюдаемого нами потока излучения - частичные или полные затмения одной звезды в паре другой звездой. Вторая категория - пульсирующие переменные звезды. К ним, кстати, относится большинство известных ныне переменных звезд с существенной амплитудой. Здесь причина переменности - пульсации звезды, т. е. изменения ее размера, плотности, яркости, цвета, температуры, спектра и других характеристик. Причины пульсаций различны, но все они вытекают из физических свойств вещества звезды. Третья категория - эруптивные, т.е. взрывающиеся, или вспыхивающие, переменные звезды. Это нестабильные звезды, как правило, на грани перехода с одной стадии эволюции на другую. Четвертая категория - вращающиеся переменные звезды с неодинаковой яркостью поверхности. Можно сказать, что это звезды с пятнами или полосами разной яркости. К ним относится и Солнце, но его пятна ничтожны по сравнению с гигантскими пятнами некоторых звезд.

Затменно-переменные звезды

Угасания звезды Алголь (Ветта Персея) были замечены еще в древности, а объяснены в 1783 году Джоном Гудрайком. Примерно каждые 69 часов звезда на 10 часов меркнет - это видно невооруженным глазом. Поэтому Алголь - в таблице переменных звезд в Практикуме № 40. За «подмигиванием» звезды скрывается тесная пара «вальсирующих» Алголя, в которой одна периодически заслоняет другую. Конечно, мы наблюдаем затмения в этой паре только потому, что обе звезды и Земля находятся примерно на одной прямой (отклонение меньше 8°). И это значит, что вообще-то в паре Алголя затмения не полные: как Луна на нашем небе иногда частично заслоняет Солнце, так и здесь одна звезда частично заслоняет другую - частные затмения. При этом общий свет двух звезд пары гаснет на 1,З m. Если бы плоскость орбиты звезд наклонилась к линии «звезда-Земля» на 27°, то затмения нами не наблюдались бы, и Алголь не считался бы переменной звездой. А если бы угол сократился до 3°, затмения стали бы полными, и тогда мы увидели бы гораздо более глубокие угасания Алголя - более чем на З m (т. е. на полчаса Алголь становился бы не виден глазу). По старинным летописям астрономы выяснили, что такое бывало. Как медленно покачивается из стороны в сторону ось быстро вращающегося волчка, так и плоскость орбиты Алголя поворачивается с периодом около 20 ООО лет. В начале нашей эры Алголь не был переменной звездой. Вот почему его «подмигивания», хорошо заметные глазу, не упоминают древние астрономы Гиппарх и Птолемей, хотя они изучили небо при составлении своих звездных каталогов. С 161 по 1482 год нашей эры затмения были, как и сейчас, частичными. А в 1482-1768 годах - полными. Что и привлекло внимание Джона Гудрайка и других астрономов XVIII века. Частичные затмения продолжатся до 3044 года.

Пульсирующие переменные звезды

Звезда б Цефея и ей подобные пульсируют: то раздуваются и, соответственно, охлаждаются и тускнеют, то сжимаются, нагреваются и становятся ярче. Кстати, это напоминает работу автомобильного двигателя: недра звезды выступают в роли горючего, а оболочка - в роли поршня. Горючее превращается в газ, давление которого толкает поршень. Как и в двигателе, процесс имеет несколько этапов. В общем случае энергия звезды, рвущаяся к поверхности из глубин, в неком слое на промежуточной глубине расходуется на распад молекул на атомы или на ионизацию вещества - то есть накапливается в этом слое и до поверхности не доходит. Когда все вещество в упомянутом слое превратится в атомы или ионизируется, энергия глубин больше не задерживается в нем, прорывается к внешним слоям звезды и идет на ее расширение. Расширение оболочки охлаждает и особый слой, где запасалась энергия. Фактически краткое время, пока звезда имеет максимальный размер и яркость, она выпускает в космическое пространство энергию, запасенную в этом особом слое. Он остывает: атомы соединяются в молекулы, или ионы - в атомы. Остывшая звезда сжимается под воздействием притяжения собственных частиц, и цикл повторяется. Помним, что любая звезда находится в равновесии двух сил: взаимного притяжения собственных частиц и давления горячего вещества из глубин. Пульсации - по сути, борьба этих сил, идущая с переменным успехом.

Ближайшая к Земле цефеида, звезда типа Цефея - Полярная звезда. К тому же она является тройной системой. Близкая звезда-спутник летает вокруг центральной звезды с периодом около 30 лет. Но, кроме одного наблюдения, выполненного телескопом «Хаббл», Полярная и ее звезда-спутник всегда наблюдались совместно, а орбитальные характеристики вычислялись по изменениям их общей яркости. Однако все осложняется тем, что Полярная меняет яркость из-за пульсаций, да еще и имеет некие странные долгопериодические изменения яркости: за XX век амплитуда ее переменности уменьшилась с 8 % почти до нуля (в XXI веке Полярная почти не пульсирует!) при том, что в среднем за последний век она стала ярче на 15 %. Выходит, главные открытия по физике Полярной звезды и всех цефеид еще впереди. И хотя Полярная не отмечена в Практикуме № 40, но поглядывайте на нее - вдруг явно вспыхнет или погаснет у вас на глазах. Кстати, как Полярная, многие пульсирующие звезды с гигантскими оболочками пульсируют неправильно. Отсюда - большое разнообразие непериодических и полупериодических гигантов.

Звезды производят алмазы. И об их добыче уже можно задуматься, потому что эти драгоценности интенсивно рассеиваются звездами в пространство вместе с остальной пылью. Особенно интенсивно пыль, газ, включая молекулы и органические вещества, теряют сильно раздувшиеся звезды-гиганты и сверхгиганты. На периферии их прохладных оболочек притяжение звезды столь мало, что частицы вещества запросто покидают звезду Напоминаем, что такая звезда в итоге должна сбросить свою оболочку в виде планетарной туманности и стать белым карликом. Поэтому звезды на грани такого превращения исключительно интересны: они особенно сильно пульсируют и меняют яркость с большой амплитудой; являются самыми красными, даже невероятно красно-бордовыми из-за сильного поглощения света запыленной оболочкой; в спектре демонстрируют удивительные вещества оболочки, например, фуллерены, кристаллы из 60 и более атомов углерода; и обречены пребывать в этом состоянии столь недолго, что можно дождаться радикальных изменений у нас на глазах. Для десятка таких звезд астрономы ждут вспышки и сброса оболочки уже в этом столетии!

Звезда Омикрон Кита каждые 332 дня появляется на небе среди ярчайших звезд (звездная величина 2 m), а затем исчезает для глаза (10 m, в телескоп «Галилей-200» видна на пределе). Астроном Давид Фабрициус в 1596 году назвал ее Mira, что по-латински значит «удивительная». Астрономы удивлялись ей до XXI века! Для объяснения переменности Миры и ей подобных звезд (они называются мириды), вроде бы не годились оба механизма: затмевающий спутник у нее не наблюдался, а чтобы объяснить столь невиданные перепады яркости, нужны пульсации в сотни раз. Представьте, что Солнце каждый год то раздувалось бы на половину Солнечной системы, то сжималось бы до своего нынешнего размера. Звезде просто неоткуда взять столько энергии, да и вряд ли она пережила бы такие пульсации!

Ситуация стала проясняться, когда обнаружился очень тусклый спутник Миры - белый карлик. Но он расположен так далеко от основной звезды, что напрямую не может влиять на нее. В 2007 году ультрафиолетовый телескоп GALEX обнаружил, что Мира летит в пространстве с огромной скоростью более 100 км/с и оставляет позади себя исполинский хвост газа и пыли длиной в 13 световых лет. Этот хвост дотягивается не только до спутника звезды, но и до соседних звезд. Пришлось пересмотреть и потери вещества: Мира каждый год теряет массу, равную массе Луны. В этом потоке много черной сажи - углерода и его соединений. Ну в точности - дымящий паровоз на полном ходу! А звезда-спутник Миры, «вагончик паровоза», собирает часть этой копоти на себя. Настолько много, что слой копоти на «вагончике» во много раз превышает вес самого вагончика и, кстати, делает его еще менее заметным: искали его 200 лет. В результате, спутник Миры, летая вокруг нее, управляет потоком ее вещества: пропускает или задерживает и, таким образом, проявляет или заволакивает Миру. Когда проявляет - ее звездная величина взлетает до 2m. Кстати, сажа, графит и алмаз - это все один и тот же углерод. Алмазы, кристаллизующиеся в ядре Миры, можно поискать в дыму этого «космического паровоза». Похожую роль выполняет и невидимый пока спутник звезды R Скульптора (рис. 5): теряемое звездой вещество он превращает в видимую нами спираль.

Световое эхо

RS Кормы (RS Pup) - цефеида, меняющая яркость в 5 раз с периодом 41,4 дня. При взгляде на ее окрестности кажется, что от нее разлетаются облака газа (рис. 6). На самом деле в разных фазах пульсации звезды ею по-разному подсвечиваются окружающие ее неподвижные облака пыли. Они состоят из нескольких слоев и поэтому выглядят как светящиеся кольца вокруг звезды. Суть возникающего здесь эффекта светового эха состоит в том, что наблюдатель видит свет звезды, пришедший к нему разными путями: напрямую и отразившись от разных участков пылевого облака. Для большого облака (как в случае RS Кормы) роль играет скорость света: свет, отраженный близкой к звезде частью облака, приходит к нам заметно позже, чем напрямую. А свет, отраженный далекой частью облака, приходит еще позже. Из-за этого далекие от звезды части облака «загораются» для нас позже, и, таким образом, возникает видимость распространяющихся светлых колец. Особенно впечатляюще световое эхо звезды V838 Единорога.

Недавно астрономы воспользовались световым эхом для того, чтобы в прямом смысле слова увидеть далекое прошлое. Вспышку сверхновой SN1572 увидели в 1572 году - это свет пришел по прямой. А в 2008 году очень слабое отражение той вспышки было замечено как световое эхо на облаках Млечного Пути. Вспышку сверхновой Кассиопея А около 1660 года вообще на Земле не заметили из-за заслонивших ее космических облаков. Но световое эхо, отражение той вспышки на других космических облаках увидели в 2010 году.

Эруптивные переменные звезды

Редкие сильные вспышки присущи разным звездам. Например, перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик может вызывать повторяющиеся мощные взрывы, которые по традиции называются новыми звездами. Вспыхивают молодые звезды типа Т Тельца. Возможны и вспышки при разрушении планеты около молодой звезды.

Вращающиеся переменные звезды

В 1984 году космический телескоп IRAS обнаружил у звезды Веги пылевой диск. Такие характерны для очень юных звезд, возрастом менее 100 млн лет, вокруг которых из газопылевого диска формируются планеты. Вега старше - около 450 млн лет. В поисках разгадки ученые обнаружили, что Вега очень быстро вращается: на ее экваторе скорость 280 км/с. Для сравнения - скорость вращения Солнца в 140 раз меньше - всего 2 км/с. При такой скорости Вега - вовсе не шар, а сильно сплющенный эллипсоид, поэтому экватор Веги заметно дальше от ее центра и потому холоднее полюсов. Температура связана с яркостью. Поэтому экватор Веги - темная полоса, а полюса - светлые шапки.
Мы все время видели один из полюсов и не подозревали, что волчок-то полосатый. Если однажды Вега повернется к нам так, что будет попеременно наблюдаться то полюсами, то боками, она станет переменной звездой.

Световое эхо - эффект, возникающий в астрономии, когда свет от вспышки светила приходит к наблюдателю, отражаясь от «экранов» вдали от светила, позже, чем свет, пришедший по прямой. При этом в некоторых случаях возникает видимость удаления отражающего свет «экрана» от светила-источника со скоростью выше скорости света.

Кроме того, скорость вращения Веги на экваторе равна скорости отрыва вещества от звезды центробежными силами. Иногда сгустки вещества действительно отрываются от Веги и присоединяются к окружающему ее диску. Поэтому, хотя звездный ветер и сдувает вещество диска в космос, но диск постоянно пополняется новым веществом от звезды. Конечно, диск около звезды должен вращаться, иначе он упадет на звезду. Из-за вращения разные части диска в разное время слегка заслоняют нам саму Вегу. Так возникают небольшие колебания ее яркости, обнаруженные недавно.

Газопылевые диски вокруг звезд иногда играют столь важную роль, что не ясно, к какой категории отнести некоторые переменные звезды.

– это звезды, которые формируются или находятся на ранней стадии эволюции. К ним относятся звезды типа Т Тельца, демонстрирующие нерегулярные изменения блеска и часто окутанные облаками пыли и газа.

Переменные Хаббла – Сэндиджа,

массивные звезды большой светимости с нерегулярной эмиссией. В эту группу входят звезды максимальной светимости нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд всего несколько миллионов лет, а их массы лежат в диапазоне от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звездами являются Р Лебедя и h Киля, интенсивно теряющие массу в виде звездного ветра.

Пульсирующие переменные

периодически расширяются и сжимаются, а их блеск синхронно усиливается и ослабляется. Среди пульсирующих переменных наиболее известны цефеиды, названные так по прототипу – звезде d Цефея. Изменение цвета, светимости и скорости движения поверхностного слоя у классической цефеиды происходит с определенным периодом. Чем больше этот период, тем больше средняя светимость звезды. Поскольку видимый блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее, то, измерив блеск и определив по периоду светимость цефеиды, можно вычислить расстояние до нее. Классические цефеиды имеют массы порядка 5 масс Солнца и возраст от нескольких миллионов до 100 млн. лет.

Пульсирующие переменные звезды типа b Цефея изменяют, вероятно, не столько свой размер, сколько форму. Они значительно моложе Солнца.

Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например, это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя немного иначе. Вероятно, родственны этой группе и звезды типа d Щита, которые часто называют «карликовыми цефеидами». См . ЗВЕЗДЫ.

Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды – полуправильные и долгопериодические переменные типа Миры Кита. Полуправильные звезды являются сверхгигантами с массами от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками.

Затменные переменные.

Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть. Карликовые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда – это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа.

Сверхновые.

Самыми замечательными переменными звездами считаются сверхновые, которые в момент вспышки становятся ярче целой галактики. В нашей Галактике сравнительно недавно наблюдались вспышки сверхновых: породившая Крабовидную Туманность вспышка 1054 года; Сверхновая Тихо (1572); Сверхновая Кеплера (1604). Это мощные взрывы, почти полностью разрушающие звезду. Различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа наблюдаются в звездных системах, лишенных молодых звезд (в эллиптических галактиках), и в максимуме достигают светимости 6Ч 10 9 солнечных. Вероятно, это взрываются белые карлики, на которые в двойных системах происходит аккреция вещества с соседней звезды до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые II типа образуются при взрыве молодых массивных звезд (15–30 масс Солнца) и достигают светимости 4Ч 10 8 солнечной. Сверхновые обоих типов производят в процессе взрыва химические элементы тяжелее железа и выбрасывают их в межзвездное пространство. Эти взрывы могут стимулировать рождение звезд следующего поколения; возможно, так родилась и Солнечная система. МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

Спектральные переменные.

Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000–15 000 К. Их блеск меняется слабо, но в процессе вращения звезды в ее спектре наблюдаются сильные изменения, указывающие, что в разных областях ее поверхности сконцентрированы различные металлы. У этих звезд мощное (более 30 кГс) переменное магнитное поле. См . ЗВЕЗДЫ.

Звезды типа UV Кита.

Это относительно молодые звезды-карлики (типа Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности существуют сильные магнитные поля. См . СОЛНЦЕ.

Звезды типа R Северной Короны.

Это старые звезды, богатые углеродом. Их ровное свечение иногда прерывается неожиданным ослаблением блеска во много раз, а затем восстанавливается. Вероятно, в атмосфере звезды время от времени образуются облака сажи, поглощающие ее свет, которые затем рассеиваются.

На изображении показана красная переменная звезда под названием V838 Monocerotis.

Переменная звезда - , блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.

Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

Top-10 созвездий по числу переменных звёзд согласно каталогу ОКПЗ-4

Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана как новая астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 г. и 1604 г., доказало, что звездное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.

Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 г. Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.

В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей , а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX - начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам - Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ) и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с 1985 по 1995 гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).

Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae - первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae - вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ

SS ST SU SV SW SX SY SZ

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.

За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. Впоследствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы - звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr.

Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (фр. Jean-Charles Houzeau de Lehaie) в XIX в.:

Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
Звёзды с периодическим изменением блеска.
Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus
Новые звёзды.

В ОКПЗ-3 все переменные звёзды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы - на подтипы.

К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды - температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
Медленные неправильные переменные (L)
Звёзды типа Миры Кита (M)
Полуправильные переменные (SR)
Переменные типа RR Лиры (RR)
Переменные типа RV Тельца (RV)
Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
Переменные типа δ Щита (δ Sct)
Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звёзды. К данному классу относятся звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.

Переменные типа UV Кита (UV) - звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
Звёзды типа UVn - подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O-A, индекс b обозначает спектральный класс F-M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s - быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.

Новые звёзды (N)
Быстрые новые (Na)
Медленные новые (Nb)
Очень медленные новые (Nc)
Повторные новые (Nr)
Новоподобные звёзды (Nl)
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
Переменные типа R Северной короны (RCB)
Переменные типа U Близнецов (UG)
Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
Сверхновые звезды (SN)
Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
Переменные типа γ Кассиопеи (γC)

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов, а не с физической переменностью.

Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

Затменные переменные типа β Лиры (EB) - Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.

Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) - контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8m.

Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ, увеличилось не только количество наблюдательного материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.

Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой. Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах. Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Переменные с другими символами
Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Класс 1 и 5 пересекаются - звёзды с типами переменности RS и WR принадлежат обоим этим классам.

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4

Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.