§ 85. Пульсирующие звезды

Особенно многочисленны переменные звезды, у которых колебания блеска вызваны пульсационными движениями, возникающими во внешних слоях. Они подразделяются на ряд типов, которые мы перечислим в порядке увеличения периода переменности: карликовые цефеиды, короткопериодические цефеиды (звезды типа RR Лиры), цефеиды, звезды типа RV Тельца и долгопериодические типа Миры («Удивительной» Кита; см. стр. 33).

На рисунке 177 изображена гистограмма, выражающая распределение численности звезд различных типов в зависимости от продолжительности периода колебаний блеска.

Рис. 177. Распределение численности пульсирующих звезд в зависимости от продолжительности периода

Кривые изменения блеска у большинства пульсирующих звезд похожи по своей форме. Подъем (восходящая ветвь кривой блеска) присходит быстрее, чем падение после минования максимума (нисходящая часть кривой блеска). Правда, они несколько отличаются как формой, так и асимметрией; за меру последней берут отношение

ε = (Мах - Min)/P,

где через Мах обозначен момент максимума блеска, через Min - момент предшествовавшего ему минимума, а через Р - период колебаний блеска, равный периоду пульсаций.

У пульсирующих переменных синхронно с блеском изменяются и лучевые скорости, что вызвано радиальными колебаниями объема звезды. Когда звезда сжимается, ее поверхность от нас удаляется и лучевая скорость положительна. При расширении звезды скорость отрицательна, так как поверхность звезды приближается к нам. Кривая изменения лучевых скоростей дает возможность вычислить радиус фотосферы для любого момента времени. Эти колебания сопровождаются также периодическими изменениями температуры фотосферы, что сказывается на показателях цвета и спектральном классе звезды. В максимуме блеска температура повышена, а спектральный класс - более ранний. На рис. 178 изображены колебания этих величин у звезды RT Возничего, принадлежащей к типу цефеид.

Карликовые цефеиды - звезды, обладающие самыми короткими периодами изменения блеска. Их периоды заключены в пределах от 0,055 до 0,178 суток, а амплитуды - от 0,3 до 1,2 звездной величины. Средние температуры их фотосфер от 7400 до 8450°, так что они спектральных классов A -F. Они были названы карликовыми цефеидами, так к&к их абсолютные звездные величины заключены в пределах от 5^m до 2^m,4, т. е. они располагаются па диаграмме Г - Р вблизи главной последовательности (см. ниже, рис. 187).

Рис. 178. Кривые изменения блеска в визуальных (I) и фотографических (II) лучах, показателя цвета (III), изменения общей энергии излучения (IV), лучевых скоростей (V) и радиуса (VI) цефеиды RT Возничего

Карликовые цефеиды обладают одним интересным свойством У них форма кривой блеска подвержена периодическим изменени ям, причем вторичный период в 3,36-4,32 раза продолжительнее главного периода колебаний блеска.

На северном небе расположена достаточно яркая звезда этого типа, VZ Рака, которую рекомендуем наблюдать. Вторая интересная звезда того же типа, GY Водолея, доступна наблюдениям в южных широтах СССР. Более подробные данные о них приведены в таблице XXII Дополнения III.

Звезды типа RR Лиры весьма многочисленны. Это пульсирующие звезды спектрального класса F, обладающие большими амплитудами колебаний блеска, доходящими до двух звездных величин, и периодами от 0,2 до 0,8 суток. Они разделяются на три подтипа, RRa, RRb, RRc. На рис. 179 приведены кривые изменения блеска типичных представителей этих трех подгрупп. Самыми короткими периодами (около 0,3 суток) обладают звезды подтипа RRc. Более продолжительны периоды звезд подтипа RRa (около 0,45 суток). Самые продолжительные периоды у переменных подтипа RRb (около 0,6 суток).

Рис. 179. Кривые изменения блеска звезд типа RR Лиры

Звезды подтипа RRa имеют наибольшие амплитуды (доходящие до двух звездных величин). Подъем же блеска после минимума длится всего 0,1 периода, т. е. очень быстро, и наблюдение восходящей ветви кривой блеска доставляет наблюдателю большое удовольствие - звезда заметно изменяет свой блеск через каждые три - пять минут!

Вследствие малой продолжительности периодов этих звезд за один год происходит несколько сотен полных колебаний, и потому всякие отклонения от стабильности могут быть обнаружены на протяжении немногих лет. И действительно, были обнаружены такие объекты, колебания которых нестабильны, а периоды подвержены быстрым изменениям. В этом, в частности, и состоит причина необходимости регулярных наблюдений этих звезд.

Если у переменной звезды период постоянен, то все наблюденные моменты максимумов должны связываться приведенной выше формулой (8.1), где под М₀ надо теперь понимать начальный момент максимума блеска, выраженный также в юлианских днях.

Конечно, от этой формулы могут быть отклонения, которые обычно обозначаются символом «О - С», где под О подразумевается момент, определенный из наблюдений, а под С - момент, вычисленный по формуле (8.1). При постоянном периоде Р эти отклонения не должны выходить за пределы ошибок определений моментов максимума и не иметь систематического «хода» с номером Е. Действительно, у некоторых звезд типа RR Лиры «О - С» на протяжении 50 лет наблюдений не выходят за пределы 3-5 минут.

Рис. 180. График остатков 'О-С' у звезды RR Близнецов. Величины остатков в 2,5 раза превосходят продолжительность периода

С другой стороны, обнаружено большое число звезд того же типа, у которых периоды подчас скачкообразно изменяются. Это обычно изображается графически. На горизонтальной оси откладывают номера максимумов Е, а на вертикальной - величины «О - С». На рис. 180 изображен такой график, из которого видно, что период звезды изменялся за время наблюдений два раза; один раз он укоротился и график пошел вниз, а второй раз он увеличился и график снова пошел вверх. Сопоставление с другими характеристиками звезд показало, что нестабильными периодами обладают звезды типа RR Лиры, принадлежащие сферической составляющей Галактики. Звезды же, обладающие постоянными периодами, по-видимому, принадлежат к плоской составляющей.

У звезд типа RR Лиры наблюдается еще одно интересное явление, впервые открытое С. Н. Блажко. Оно состоит в периодическом изменении формы кривой блеска и периода. На рис. 181 изображены две предельные формы кривых блеска звезды, обладающей эффектом Блажко. Объясняется это явление наложением двух пульсационных колебаний радиуса звезды - основного и вторичного, имеющих разные, но близкие по продолжительности периоды. Возникает «биение», имеющее определенный период П, который связан с периодом Р основного колебания радиуса и Р' - периодом вторичного колебания формулой

В результате биения амплитуда колебаний радиуса изменяется, а это влечет за собой изменение формы кривой блеска.

Исследование эффекта Блажко требует очень большого числа систематических наблюдений, которые нужно производить достаточно часто, через короткие интервалы времени. Их можно выполнять визуально.

На рисунке 177 видно, что к звездам типа RR Лиры примыкают цефеиды, которые имеют более продолжительные периоды. Это пульсирующие переменные, обладающие периодами от 1,5 до 60 суток.

Это звезды-гиганты спектральных классов от F до К. Спектральный класс становится тем более поздним, чем продолжительней период цефеиды.

Рис. 181. Две предельные формы кривой изменения блеска звезды AR Геркусеса, отягощенной эффектом Блажко

Цефеиды разделяются на три подтипа. «Классическими цефеидами» называются звезды, принадлежащие плоской составляющей Галактики. Они имеют небольшие (по абсолютной величине) галактические широты, принимают участие во вращении Галактики подобно звездам первого типа населения, а форма кривых блеска зависит от продолжительности периода, как это видно из рис. 182. Обозначают эти звезды символом Сб, так как "родона-чальница" цефеид, 8 Цефея, принадлежит именно к этому подтипу.

Уже давно вызывала некоторое недоумение цефеида W Девы. Она очень далека от плоскости Галактики, в ее спектре вспыхивают в известные моменты эмиссионные линии, а форма кривой ее блеска существенно отличается широкими максимумами и более узкими глубокими минимумами. Было показано, что W Девы (и похожие на нее звезды) принадлежат к сферической составляющей Галактики. Кстати, по своим свойствам эти звезды похожи на те цефеиды, которые встречаются в шаровых звездных скоплениях.

Такие цефеиды получили название «цефеид w»h обозначаются символом GW.

Наконец, тщательный анализ свойств цефеид привел к выделению еще одной группы звезд, принадлежащих к плоской составляющей Галактики, по имеющих малые амплитуды изменения блеска и почти симметричные кривые. Их теперь предложено называть «цефеидами ζ» и обозначать символом Сζ, так как в этот подтип входит цефеида ζ Близнецов.

Периоды цефеид подвержены сильным колебаниям. Недавно был обнаружен случай, когда цефеида, принадлежащая к подтипу Сб и имеющая период в 53 суток, укоротила его скачком на 9 часов! Особенно сильны проявления нестабильности у цефеид W; на рис. 183 изображен график остатков «О - С» от формулы (8.1) у цефеиды АР Геркулеса. У этой звезды период равен 10,4 суток, а отклонения от формулы доходят до 8 суток.

Проблема изменяемости периодов цефеид особенно интересна в связи с тем, что при эволюции звезды - гиганта должна изменяться ее плотность, а период пульсаций Р связан со средней плотностью ρ формулой

Р² х ρ= постоянной (8.2)

Следовательно, эволюционная теория требует изменения периодов цефеид.

Звезды типа RV Тельца непосредственно примыкают к цефеидам, если судить по продолжительности их периодов, заключенных в пределах от 32 до 144 суток. Кривая изменения блеска до некоторой степени напоминает кривую блеска затменной звезды типа β Лиры. После глубокого минимума следует высокий первичный максимум. Его сменяет не очень глубокий вторичный минимум, после чего наблюдается вторичный, менее высокий максимум. Наконец, по истечении периода повторяется глубокий минимум. Пытались объяснить это явление затмениями, но это не оправдывается хотя бы потому, что у этих звезд иногда наступают интервалы неправильных изменений блеска и нарушения периодичности. Это, несомненно, пульсирующие гиганты, причем обладающие очень протяженными оболочками и высокими светимостями. В их атмосферах происходят бурные движения, атмосферы расслоены, иногда вспыхивают интенсивные эмиссионные линии.

Рис. 182. Зависимость формы кривой блеска цефеиды Сδ от продолжительности периода пульсации, указанного в сутках

У некоторых из них происходит также медленное изменение среднего блеска, например, у DF Лебедя, которое также периодично, но с гораздо более продолжительным периодом. Последнее обстоятельство «роднит» эти звезды с миридами. На рис. 184 и 185 изображены кривые блеска двух звезд типа RV Тельца. На рис. 185 видно, как Ёлияет Медленное колебание блеска на изменение характера главного, быстрого колебания.

Рис. 183. График остатков О-С у цефеиды (дубль-ве) АР Геркулеса, указывающий на сильное изменение ее периода

Мириды, или звезды Кита, особенно многочисленны. Они обладают огромными амплитудами изменения визуального и фотографического блеска. Поэтому их очень легко наблюдать. Даже самый неопытный наблюдатель может получить надежную кривую изменения блеска такой звезды. Эти звезды - гиганты. Средняя плотность их вещества очень мала, а потому периоды продолжительны - от 90 до 730 суток. Спектральные классы мирид - М, S и N. Их температура очень низка. В минимуме блеска мириды имеют температуру около 1800°, а в максимуме блеска до 2300°. Такие сравнительно небольшие колебания температуры приводят к очень большим колебаниям блеска в видимой части спектра, и вот почему.

Рис. 184. Кривые изменения блеска и других параметров у звезды типа RV Тельца - АС Геркулеса

Вообще говоря, болометрические амплитуды у этих звезд невелики: полная энергия излучения изменяется всего в 2 - 3 раза. Однако при изменениях температуры происходят следующие явления, которые усугубляют вызываемый эффект. У звезд поздних спектральных классов особенно интенсивны полосы поглощения, производимого молекулами окиси титана, окиси циркония и других соединений. При понижении температуры молекулы становятся устойчивыми, и они производят сильное поглощение излучения. В недрах звезды накапливается энергия, которая постепенно повышает температуру. Молекулы распадаются, и оболочка звезды становится прозрачной. Излучение выходит из недр звезды, и звезда остывает. Снова становятся устойчивыми молекулы, и цикл явлений повторяется. Молекулы поглощают сильнее всего в видимой области спектра, и несмотря на то, что болометрические амплитуды мирид невелики, визуальные и фотографические амплитуды доходят у некоторых звезд до 10 звездных величин.

Рис. 185. Кривая изменения блеска звезды типа RV Тельца - DF Лебедя. Видны два рода колебаний. На медленное колебание наложено быстрое

Мириды отличаются от других звезд еще одним свойством. В их спектрах обязательно присутствуют эмиссионные линии, которые изменяют свою интенсивность в зависимости от фазы основного колебания блеска.

Существуют также звезды, Чрезвычайно похожие на мириды, но не имеющие эмиссионных линий в спектре; в колебаниях их блеска наблюдаются некоторые неправильности. Их причисляют к полуправильным или неправильным переменным звездам.

Рис. 186. Кривая изменения блеска μ Цефрея. Видно наложение циклических колебаний

Неправильные переменные звезды могут также рассматриваться, как пульсирующие с неустановившимися пульсациями.

Одна из наиболее исследованных звезд такого типа ц Цефея. На рис. 186 изображена кривая изменения ее блеска, построенная по наблюдениям советских любителей астрономии. Она характеризуется несколькими циклическими (непериодическими) волнообразными колебаниями блеска в пределах от 3^m,4 до 5^m,2.

Эти колебания, имеющие продолжительность от 730 до 904 суток, наложены на медленное колебание, минимумы которого повторяются через 4300 суток. Это напоминает явления, происходящие у звезд типа RV Тельца.

Рис. 187. Расположение 'полос неустойчивости' на диаграмме Г-Р. Черная полоса - диаграмма Г-Р для звезд второго типа населения

При описании многочисленных типов и подтипов пульсирующих переменных звезд мы опустили те, которые характеризуются малыми амплитудами изменения блеска. Более полное описание можно найти в книге «Переменные звезды и способы их исследования» В. П. Цесевича («Педагогика», 1970).

Почему возникают пульсации звезд? На основе теории внутреннего строения звезд показано, что в случае возникновения нарушения равновесия в звездных недрах в звезде могут возникнуть упругие колебания. Однако математическая теория пульсации звездных недр приводит к выводу, что такие колебания должны сравнительно быстро (по астрономическим масштабам времени) затухать. Поэтому стали искать источник, поддерживающий длительные звездные пульсации. По-видимому, он обнаружен. Рассмотрим проблему «горячих» пульсирующих звезд - типа RR Лиры, цефеид и т. п.

Под влиянием высокой температуры, господствующей в недрах звезды, вещество, как мы видели, полностью ионизовано. По мере перехода к верхним слоям звезды температура падает, степень ионизации уменьшается, а в самых верхних слоях уже могут существовать нейтральные атомы. Сначала теория пульсаций не учитывала этого обстоятельства. В слое, не очень глубоко под поверхностью звезды, располагается зона с избыточным содержанием гелия.

На особые свойства этой гелиевой зоны обратил внимание С. А. Жевакин, который заметил, что гелий способен аккумулировать энергию. При распространении идущего из недр ввез-* ды сквозь гелиевую зону излучения происходит следующий про* цесс. Атомы гелия поглощают излучение, за счет чего температура гелиевого слоя возрастает. Это приводит к ионизации гелия, который становится более прозрачным для излучения. Накопленная энергия уходит из гелиевой зоны во внешние слои звезды, откуда излучается в пространство. Так как избыток энергии покинул гелиевую зону, то наступает этап ее охлаждения. Это приводит к рекомбинации электронов с ядрами атомов гелия, и гелиевый слой снова становится непрозрачным, способным накапливать энергию.

Так возникает автоколебание, которое приводит к периодическим изменениям ряда физических параметров звезды, в том числе и к ее радиальным пульсациям, которые могут поддерживаться в оболочке звезды очень долго. Сложные вычисления позволили изучить колебания не только радиусов и температур, но и блеска звезды и объяснить многие особенности кривых изменения лучевых скоростей и блеска. При этом оказалось, что многое зависит от химического состава звездной оболочки.

С объяснением причин переменности красных звезд-гигантов мы уже встречались. Здесь большую роль играет образование и распад молекул сложных соединений. При понижении температуры они становятся устойчивыми, способными поглощать большие порции энергии излучения. Это тоже приводит к возникновению автоколебательного процесса.

Рассмотрим в заключение, что общего у различных типов пульсирующих переменных звезд и чем они отличаются друг от друга?

С этой точки зрения большой интерес представляет их расположение на диаграмме Г -Р, которая изображена схематически на рис. 187. Различные типы пульсирующих переменных звезд располагаются на ней в избранных областях, образуя «полосы», которые теперь называются полосами нестабильности. Числами указана продолжительность периодов. На этом же рисунке изображены полосы, занимаемые новыми звездами и малоамплитудными переменными типа β Большого Пса.

Так как диаграмма Г - Р имеет эволюционный смысл, то это означает, что на некотором этапе развития звезды возникает неустойчивое состояние, которое сопровождается пульсационными колебаниями. Таким образом, следя за переменной звездой длительное время, можно заметить происходящие в ней эволюционные изменения.

Рис. 188. Зависимость абсолютной величины пульсирующей переменной от ее периода. Штрих-пунктиром изображены зависимости у звезд первого типа населения, сплошной линией - у звезд второго типа населения. Периоды даны в логарифмической шкале

Мы уже говорили, что между светимостью пульсирующей звезды и ее периодом существует зависимость. На рис. 145 была изображена зависимость, которой подчиняются цефеиды Сб. Полная зависимость оказалась гораздо более сложной - она изображена на рис. 188, из которого видно, что каждый из типов (и даже подтипов) имеет свою зависимость, что указывает на различие в их физических свойствах. На нем пунктиром схематически нанесены зависимости светимости от периода, наблюдающиеся у объектов первого типа населения Галактики (болеемолодых), а сплошной линией - зависимость, которой подчиняются абсолютные звездные величины объектов, входящих в шаровые звездные скопления, принадлежащие ко второму типу звездного населения (более старых). По-видимому, такое различие вызвано разным химическим составом оболочек звезд.