П. з.— зірки, видимий блиск яких схильний до коливань. Багато П. з. є нестаціонарними зірками; змінність блиску таких зірок пов'язана із зміною їх температури і радіусу, виділенням речовини, конвективними рухами і ін. Ці зміни в зірок деяких типів є регулярними і повторюються із строгою періодичністю. Проте нестаціонарна зірок не завжди викликає їх змінність; відомі зірки, в яких виділення речовини, що виявляється по емісійних лініях в спектрі, не супроводиться скільки-небудь помітними змінами блиску. З іншого боку, змінними бувають і стаціонарні зірки: так, в подвійних зірок періодичні ослабіння блиску обумовлені затьмареннями одного компонента іншим. Правда, в тісних подвійних зірок виникає також і фізична нестаціонарна, з'являються газові потоки і т. п., що ускладнює видиму картину зміни їх блиску. Обертання зірок з неоднорідною поверхневою яскравістю також приводить до змінності їх блиску.
I. Загальні відомості
П. з. є найбільш коштовними джерелами відомостей про фізичні характеристики зірок. Крім того, властивості П. з. дозволяють використовувати їх для оцінки відстані до зоряних систем, до складу яких вони входять; вони можуть служити індикатором типа зоряного населення таких систем. Будучи такими, що при цьому легко виявляються — і часто на дуже великих відстанях, - П. з. заслужено користуються особливою увагою астрономів. Кількість змінних і «запідозрених» в змінності зірок нашої Галактики, включених в каталоги, складає близько 40000 (на 1975), щорік число відомих П. з. збільшується в середньому на 500—1000. Близько 5000 П. з. відомо в інших галактиках і більше 2000 — в кульових зоряних скупченнях нашій Галактики. П. ч. в межах кожного сузір'я, позначають латинськими буквами (одіночнимі від R до Z або комбінацій двох букв) або номерами з буквою V перед ними.
Із зірок, що змінюють свій блиск, найлегше виявляються нові зірки . Поява на піднебінні і зникнення нових зірок наголошувалася вже в глибокій старовині. Спостереження яскравих нових зірок (точніше — найновіших зірок ) провели в 1572 Тихо Бразі, а в 1604 І. Кеплер . Але першою П. з. що міняє свій блиск більш менш регулярно (а не «тимчасово», подібно до нових зірок), стала відкрита німецьким астрономом Д. Фабріциусом в 1596 зірка об Кита (Міра); французький астроном І. Бульо в 1667 визначив її період зміни блиску, що виявився: рівним 11 місяцям. У 1669 італійський учений Дж. Монтанарі відкрив змінність блиску b Персея (Алголя). Англійський астроном Дж. Гудрайк (1764—86) виявив строгу періодичність ослабінні блиску Алголя, відкрив і досліджував змінність блиску d Цефея, а англійський астроном Е. Піготт — h Орла. Але систематичне вивчення П. з. почав Ф. Аргеландер, який в 40-х рр. 19 ст створив методику окомірних оцінок блиску П. з. У 1866 було відомо вже 119 П. з. До кінця 19 ст було доведено, що змінність Алголя викликається затьмареннями яскравого компонента темнішим, і, таким чином, було виявлено існування так званих затменних П. з. Тоді ж була висунута гіпотеза (німецьким астроном А. Ріттер), згідно якої спостережувану змінність зірок можна пояснити їх пульсацією. Впровадження в дослідження П. з. астрофотографії привело до відкриття великого числа нових П. з. До 1915 було відомо вже 1687 П. з., до 1940 — 8254. Відкрита в 1912 американським астрономом Г. Лівітт залежність період — світимість дозволила Х. Шеплі визначити відстань до центру Галактики, а Е. Хабблу довести в 1924, що туманності, подібні туманності Андромеди, є незалежними зоряними системами, ін. галактиками.
В Росії систематичне фотографування і дослідження П. з. почали Ст До. Цераський і С. Н. Блажко в Москві (1895). Нову епоху в дослідженні П. з. відкрило масове впровадження багатоколірної фотоелектричної фотометрії з початки 50-х рр. Сучасні світлоприймачі дозволяють досліджувати (за умови хорошого астроклімату) змінність блиску з амплітудою в тисячні долі зоряної величини і тимчасовим дозволом в тисячні долі секунди; при ретельних дослідженнях виявляється, що вся зростаюча кількість зірок, що вважаються зазвичай постійними, виявляється мікрозмінною.
В 1946 Міжнародний астрономічний союз доручив позначення нових П. з. і видання каталогів, а також розробку системи класифікації Астрономічній раді АН(Академія наук) СРСР і Державному астрономічному інституту ним. П. К. Штернберга (Б. Ст Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов і ін.). З 1928 видаються збірки «Змінні зірки» . В СРСР дослідження П. з. активно ведуться в астрономічних установах Москви, Одеси, Криму, Бюракана, Ленінграда, Абастумані Душанбе, Ташкента, Казані, Шемахи. За кордоном найбільш інтенсивні дослідження П. з. ведуть Маунт-Вілсоновськая, Маунт-Паломарськая, Китт-Пікськая, Лікськая і Гарвардські астрономічні обсерваторії в США.
II. Класифікація змінних зірок
П. з. діляться на два великі класи: затменниє П. з. і фізичні П. з.
1. Затменниє змінні зірки.
Затменниє П. з. є системою з двох зірок, що обертаються довкола загального центру мас, причому плоскість їх орбіт настільки близька до променя зору земного спостерігача, що при кожному оберті спостерігається затьмарення однієї зірки інший, супроводжуване ослабінням сумарного блиску системи. Відстань між компонентамі зазвичай порівнянно з їх розмірами. У нашій Галактиці виявлено понад 4000 зірок цього класу. В одних з них (зірки типа b Персея) блиск поза затьмаренням практично постійний, в інших же (типа b Ліри і W Великої Ведмедиці) блиск змінюється безперервно; це пояснюється тим, що із-за відносно малої відстані між компонентамі форма їх відмінна від кульової, вони витягнуті унаслідок дії приливних сил. Зміна блиску в таких систем обумовлена не лише затьмаренням, але і безперервною зміною зверненій до спостерігача площі поверхні зірок, що світиться; у деяких випадках затьмарення взагалі відсутнє. Періоди зміни блиску затменних зірок (співпадаючі з їх орбітальними періодами) дуже всілякі; в зірок типа W Великої Ведмедиці з майже дотичними компонентамі (зірками-карликами) вони менше діб; в зірок типа b Персея періоди досягають сотень днів, а в деяких систем, до складу яких входять надгіганти (VV Цефея, e Візничого і ін.), — десятків років.
Затменниє П. з. представляють унікальну можливість визначення ряду найважливіших характеристик зірок, особливо в тому випадку, якщо відомі відстань до системи і крива зміни променевих швидкостей вхідних в систему зірок (див. Подвійні зірки ) . Інтерес до затменним подвійним зіркам різко зріс, коли деякі з них були ототожнені з космічними джерелами рентгенівського випромінювання. В деяких випадках (HZ Геркулеса, або Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затьмарення спостерігаються також і в рентгенівському діапазоні, причому по доплеровському зміні періоду імпульсів рентгенівського випромінювання виявляється можливим визначити елементи орбіти компонентів. Як і в разі імпульсів радіовипромінювання в пульсарів, ці періоди складають небагато секунд і свідчать про швидке обертання випромінюючого в рентгенівському діапазоні білого карлика (або нейтронної зірки ) , що входить в подвійну систему. В ряду тісних подвійних систем компонентом з випромінюванням в оптичному діапазоні є надгігант спектрального класу В; у цих випадках не спостерігаються затьмарення в рентгенівському діапазоні, а інколи і в оптичному. Маса невидимого компонента в таких системах, мабуть, перевищує 3 масу Сонця і такі зірки (особливо Лебедь Х-1 або V 1357 Лебедя), мабуть, слід розглядати як «чорні діри» . Причиною рентгенівського випромінювання тісних подвійних систем є, видно, аккреция компактним компонентом зоряного вітру або газових струменів, що йдуть від видимого компонента.
2. Фізичні змінні зірки.
Фізичні П. з. змінюють свій блиск в результаті фізичних процесів, що відбуваються в них. Фізичні П. з. діляться на пульсуючих і еруптивних.
Пульсуючі змінні зірки характеризуються плавними і безперервними змінами блиску; в більшості випадків вони пояснюються пульсацією зовнішніх шарів зірок. При стискуванні зірки радіус її зменшується, вона нагрівається і світимість її збільшується; при розширенні зірки світимість її падає. Періоди зміни блиску пульсуючих П. з. вагаються від доль дня (зірки типа RR Ліри, d Щита і b Великого Пса) до десятків (цефєїди, зірка типа RV Тельця) і сотень днів (зірки типа Міри Кита, напівправильні зірки). Періодичність зміни блиску деяких зірок витримується з точністю хорошого годинникового механізму (наприклад, деякі цефєїди і зірки типа RR Ліри), в інших же вона практично відсутня (в червоних неправильних змінних). Всього пульсуючих зірок відомо близько 14 000.
Долгоперіодічеськие цефєїди — змінні зірки-надгіганти з періодами від 1 до 50—200 сут, з амплітудами зміни блиску від 0,1 до 2 зоряних величі у фотографічних променях. Період і форма кривої блиску, як правило, постійні. Крива зміни променевих швидкостей є майже дзеркальним віддзеркаленням кривої блиску, максимум цієї кривої практично збігається з мінімумом блиску, її мінімум — з максимумом блиску. Спектральні класи в максимумі блиску F5 — F8, в мінімумі F7 — K0, причому тим більше пізні, чим більше період зміни блиску. Із зростанням періоду зростає і світимість цефєїд.
Зірки типа Міри Кита — долгоперіодічеськие змінні зірки-гіганти з амплітудами більше 2,5 зоряної величини (до 5—7 зоряних величин і більше), з добре вираженою періодичністю, з періодами, увязненими в межах приблизний від 80 до 1000 сут, що мають характерні емісійні спектри пізніх спектральних класів (Me, Ce, Se).
Напівправильні П. з.— зірки пізніх класів (F, G, До, М-код, З, S), субгіганти, гіганти або надгіганти, що володіють помітною періодичністю, що супроводжується різною неправильністю в зміні блиску. Періоди напівправильних П. з. поміщені в дуже широких межах — приблизно від 20 до 1000 сут і більше. Форми кривих зміни блиску вельми всілякі амплітуда зазвичай не перевищує 1—2 зоряних величин.
П. з. типа RR Ліри (короткоперіодичні цефєїди, або зірки типа П. з. у кульових скупченнях) — пульсуючі гіганти, що володіють особливостями цефєїд, з періодами зміни блиску, увязненими в межах від 0,05 до 1,2 сут, спектральними класами А і F і амплітудами до 1—2 зоряних величин. Відомі випадки змінності як форми кривої блиску, так і періоду. У ряді випадків ці зміни періодичні (ефект Блажко).
П. з. типа d Щита — субгіганти спектральних класів А і F, пульсуючі з періодом в небагато годинника і амплітудою в декілька сотих або десятих доль зоряної величини.
П. з. типа RV Тельця — зірки-надгіганти з порівняно стійкою періодичністю змін блиску, із загальною амплітудою до 3 зоряних величин; крива блиску складається з подвійних хвиль з головними, що чергуються, і вторинними мінімумами, періоди поміщені в межах від 30 до 150 сут; спектральні класи від G до пізніх До (зрідка з'являються смуги окислу титану, характерні для спектрів класу М-коди).
П. з. типа b Цефея, або, як їх часто називають, зірки типа b Великого Пса, - однорідна група пульсуючих зірок-гігантів, блиск яких міняється в межах близько 0,1 зоряної величини, періоди поміщені в межах від 0,1 до 0,6 сут, спектральні класи B0 — B3. На відміну від цефєїд, максимум блиску у них відповідає фазі мінімального радіусу зірки.
Еруптивні змінні зірки характеризуються неправильними, часто швидкими і великими змінами блиску, викликаними процесами, що носять вибухоподібний (еруптивний) характер. Ці зірки ділять на дві групи: а) молоді, зірки, що недавно сформувалися, до яких відносять швидкі неправильні (так звані оріонови) П, з., неправильні П. з. типа Т Тельця, спалахуючі зірки типа UV Кита і родинні ним об'єкти, багаточисельні в дуже молодих зоряних скупченнях і часто пов'язані з дифузною речовиною; б) зірки, зазвичай майже постійні, але час від часу показуючі швидкі і великі збільшення яскравості; це — нові і найновіші зірки, повторні нові, зірки типа U близнюків, новоподобниє і симбіотичні змінні (для останніх характерна присутність у спектрі ліній, типових як для гарячих, так і для холодних зірок). У багатьох випадках (якщо не завжди) зірки цієї групи виявляються подвійними системами. Еруптивних зірок відомо більше 1600.
Оріонови П. з.— неправильні П. з., пов'язані з дифузними туманностями або спостережувані в районах таких туманностей. До цієї ж групи П. з. відносяться і швидкі неправильні П. з., видимим чином не пов'язані з дифузними туманностями і виявляючі зміни блиску на 0,5—1,0 зоряної величини протягом декількох годинників або доби. Ці зірки інколи відносять до особливого класу П. з. типа RW Візничого; проте різкого кордону між ними і оріоновимі П. з. не існує.
П. з. типа Т Тельця — неправильні П. з., у спектрі яких є наступні спектральні ознаки: спектральні класи поміщені в межах F — М-код; спектр найбільш типових зірок нагадує спектр сонячної хромосфери; спостерігаються аномально інтенсивні флюоресцентні емісійні лінії FI з довжинами хвиль 4046 Å, 4132 Å. Ці П. з. спостерігаються зазвичай лише в дифузних туманностях.
П. з. типа UV Кита — зірки, що інколи випробовують спалахи з амплітудою від 1 до 6 зоряних величин. Максимум блиску досягається через секунди або десятки секунд після початку спалаху, до нормального блиску зірка повертається через декілька хвилин або десятків хвилин. Зустрічаються як в зоряних скупченнях, так і в околицях Сонця.
Нові зірки — це гарячі карлики, за декілька днів що збільшують блиск на 7—15 зоряних величин, а потім протягом декількох місяців або років що повертаються до блиску, який вони мали до початку спалаху. Спектральні дані показують, що в зірки виникає оболонка, що розширюється, поступово розсівається в просторі. В повторних нових зірок спалахи повторюються через декілька десятків років; можливо, що через сотні або тисячі років повторюються і спалахи типових нових зірок, амплітуди зміни блиску яких зазвичай значно більше.
П. з. типа U близнюків — зірки, в яких зазвичай спостерігаються невеликі швидкі флуктуації блиску. При середньому циклі в декілька десятків або сотень днів в зірок цього типа спостерігаються збільшення блиску на 2—6 зоряних величин, причому тим більші, чим рідше за спалах відбуваються. Подібно до нових зірок зірки цього типа, є тісними подвійними системами, їх спалахи так чи інакше пов'язані з обміном речовини між компонентамі, що знаходяться на різних стадіях еволюції.
В окрему групу можуть бути виділені зірки, змінність блиску яких обумовлена неоднорідною поверхневою яскравістю, унаслідок чого при обертанні блиск їх змінюється. До цієї групи відносяться перш за все зірки типа BV Дракона, які, подібно до П. з. типа UV Кита виявляють блискавичні спалахи, але володіють також і невеликими періодичними змінами блиску. Мабуть, до цієї ж групи П. з. відносяться і магнітні зірки або П. з. типа а 2 Гончих Псів. Це зірки спектрального класу А, в спектрі яких спостерігаються аномально посилені лінії кремнію, стронцію, хрому і рідкоземельних елементів, що змінюють інтенсивність з тим же періодом що і блиск і магнітне поле, що завжди спостерігається в зірок цього типа. Амплітуда зазвичай не перевищує 0,1 зоряної величини, а періоди поміщені в інтервалі 1—25 сут. Змінність пояснюється, мабуть, тим, що області, що відрізняються по температурі і хімічному складу, розташовуються на поверхні зірки симетрично відносно магнітної осі, похилої до осі обертання (гіпотеза «похилого ротатора»).
Найновіші зірки не спостерігалися в нашій Галактиці з часів Тихо Бразі і Кеплера, але в інших галактиках їх відкривають щорік до 20; всього ж їх відомо до 1975 понад 400. Спалах найновішою — найбільш грандіозне явище в світі зірок; у максимумі блиску найновіша зірка, що спалахнула в тій або іншій галактиці, інколи досягає сукупної яскравості всіх останніх зірок цієї галактики. Спалахи найновіших зірок пов'язують з початком колапсу зірки після виснаження джерел ядерної енергії (див. Колапс гравітаційний ) . Після спалаху найновіша зірка перетворюється на пульсар — нейтронну зірку, що обертається з періодом в небагато секунд і долі секунди; вузьконаправлене електромагнітне випромінювання, що виходить з магнітних полюсів пульсара, не співпадаючих з полюсами осі обертання, обумовлює спостережуване імпульсне випромінювання пульсара. Поки відомий лише один пульсар, ототожнений з спостережуваним у видимих променях небесним об'єктом, - СМ Тельця. Це — результат спалаху найновішої зірки 1054 р., що привів також до утворення Крабовидної туманності.
III. Теоретичні дослідження змінних зірок
Причини змін блиску фізичних П. з. і місце, займане цими зірками в зоряній еволюції, складають тісно зв'язаний круг проблем. Мабуть, змінність характерна для зірок на певних етапах їх еволюції. Особливе значення для розуміння природи змінності має вивчення П. з. у зоряних скупченнях (для зірок, що входять в скупчення, можна визначити і вік, і еволюційну стадію), а також аналіз положення П. з. різних типів на діаграмі «спектр — світимість» (див. Герцшпрунга — Ресселла діаграма ) .
Скупчення, що містять швидкі неправильні П. з., дуже молоді (їх вік 10 6 —10 7 років). У цих скупченнях лише найбільш масивні зірки, що володіють значною світимістю, досягли головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга — Ресселла, займають її верхню частину і є звичайними стаціонарними зірками. В зірок меншої світимості і маси ще не закінчилося гравітаційне стискування, збереглася обширна конвективна зона, в якою відбуваються неправильні бурхливі рухи газу, з цим, мабуть, і зв'язана змінність блиску і спектру молодих зірок.
Ряд типів пульсуючих П. з. розташований на діаграмі Герцшпрунга — Ресселла в межах смуги нестабільності, що пересікає діаграму від червоних надгігантів спектрального класу До до білих зірок-карликів класу А. До їх числа належать цефєїди, зірки типа RV Тельця, RR Ліри і d Щита. У всіх цих зірках діє, мабуть, єдиний механізм змінності, що викликає пульсацію їх верхніх шарів. Зірки, що є сусідами на діаграмі Герцшпрунга, — Ресселла, володіють схожими характеристиками змінності (наприклад, цефєїди плоскої і сферичної складової), але їх еволюційна історія, маси, внутрішня будова різко відрізняються.
Вивчення просторово-кінематичних характеристик П. з. було одним з головних чинників, що привели в 40-х рр. 20 ст до розробці концепції складових Галактики і зоряних населеній (див. Галактика ) .
Літ.: Загальний каталог змінних зірок, 3 видавництва, т. 1—3, М., 1969—71; Пульсуючі зірки, М., 1970; Еруптивні зірки, М., 1970; Затменниє змінні зірки, М., 1971; Методи дослідження змінних зірок, М., 1971.
