БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (ПЕ)

В России систематическое фотографирование и исследование П. з. начали В. К. Цераский и С. Н. Блажко в Москве (1895). Новую эпоху в исследовании П. з. открыло массовое внедрение многоцветной фотоэлектрической фотометрии с начала 50-х гг. Современные светоприёмники позволяют исследовать (при условии хорошего астроклимата) переменность блеска с амплитудой в тысячные доли звёздной величины и временным разрешением в тысячные доли секунды; при тщательных исследованиях обнаруживается, что всё возрастающее количество звёзд, считающихся обычно постоянными, оказывается микропеременным.

В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П. з. и издание каталогов, а также разработку системы классификации Астрономическому совету АН СССР и Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов и др.). С 1928 издаются сборники «Переменные звёзды». В СССР исследования П. з. активно ведутся в астрономических учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П. з. ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардские астрономические обсерватории в США.

II. Классификация переменных звёзд

П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.

1. Затменные переменные звёзды.

Затменные П. з. представляют собой систему из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, причём плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой, сопровождаемое ослаблением суммарного блеска системы. Расстояние между компонентами обычно сравнимо с их размерами. В нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса. У одних из них (звезды типа b Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа b Лиры и W Большой Медведицы) блеск изменяется непрерывно; это объясняется тем, что из-за относительно малого расстояния между компонентами форма их отлична от шаровой, они вытянуты вследствие действия приливных сил. Изменение блеска у таких систем обусловлено не только затмением, но и непрерывным изменением обращенной к наблюдателю площади светящейся поверхности звёзд; в некоторых случаях затмение вообще отсутствует. Периоды изменения блеска затменных звёзд (совпадающие с их орбитальными периодами) очень разнообразны; у звёзд типа W Большой Медведицы с почти соприкасающимися компонентами (звёздами-карликами) они меньше суток; у звёзд типа b Персея периоды достигают сотен дней, а у некоторых систем, в состав которых входят сверхгиганты (VV Цефея, e Возничего и др.),— десятков лет.

Затменные П. з. представляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд (см. Двойные звёзды ) . Интерес к затменным двойным звёздам резко возрос, когда некоторые из них были отождествлены с космическими источниками рентгеновского излучения. В некоторых случаях (HZ Геркулеса, или Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затмения наблюдаются также и в рентгеновском диапазоне, причём по доплеровскому изменению периода импульсов рентгеновского излучения оказывается возможным определить элементы орбиты компонентов. Как и в случае импульсов радиоизлучения у пульсаров, эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды ) , входящего в двойную систему. У ряда тесных двойных систем компонентом с излучением в оптическом диапазоне является сверхгигант спектрального класса В; в этих случаях не наблюдаются затмения в рентгеновском диапазоне, а иногда и в оптическом. Масса невидимого компонента в таких системах, по-видимому, превышает 3 массы Солнца и такие звёзды (особенно Лебедь Х-1 или V 1357 Лебедя), по-видимому, следует рассматривать как «чёрные дыры». Причиной рентгеновского излучения тесных двойных систем является, по всей видимости, аккреция компактным компонентом звёздного ветра или газовых струй, идущих от видимого компонента.

2. Физические переменные звёзды.

Физические П. з. изменяют свой блеск в результате происходящих в них физических процессов. Физические П. з. делятся на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска; в большинстве случаев они объясняются пульсацией внешних слоев звёзд. При сжатии звезды радиус её уменьшается, она нагревается и светимость её увеличивается; при расширении звезды светимость её падает. Периоды изменения блеска пульсирующих П. з. колеблются от долей дня (звёзды типа RR Лиры, d Щита и b Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звёзды типа Миры Кита, полуправильные звёзды). Периодичность изменения блеска некоторых звёзд выдерживается с точностью хорошего часового механизма (например, некоторые цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же она практически отсутствует (у красных неправильных переменных). Всего пульсирующих звёзд известно около 14 000.

Долгопериодические цефеиды — переменные звёзды-сверхгиганты с периодами от 1 до 50—200 сут, с амплитудами изменения блеска от 0,1 до 2 звёздных величии в фотографических лучах. Период и форма кривой блеска, как правило, постоянны. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отражением кривой блеска, максимум этой кривой практически совпадает с минимумом блеска, её минимум — с максимумом блеска. Спектральные классы в максимуме блеска F5 — F8, в минимуме F7 — K0, причём тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растет и светимость цефеид.

Звёзды типа Миры Кита — долгопериодические переменные звёзды-гиганты с амплитудами более 2,5 звёздной величины (до 5—7 звёздных величин и больше), с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключёнными в пределах приблизительно от 80 до 1000 сут, имеющие характерные эмиссионные спектры поздних спектральных классов (Me, Ce, Se).

Полуправильные П. з.— звёзды поздних классов (F, G, К, М, С, S), субгиганты, гиганты или сверхгиганты, обладающие заметной периодичностью, сопровождаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных П. з. заключены в очень широких пределах — приблизительно от 20 до 1000 сут и больше. Формы кривых изменения блеска весьма разнообразны, амплитуда обычно не превышает 1—2 звёздных величин.