Звезды
133
го в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды), входящего в двойную систему.
У некоторых двойных звезд имеется так называемый невидимый компонент, масса которого превышает 3 массы Солнца, и которые рассматриваются как «черные дыры».
Изменение и стабильность периода блеска здесь объясняется затмениями в системах двойных звезд одной звезды, более яркой, другой, менее яркой.
Пульсирующие переменные звезды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска, это объясняется пульсацией внешних слоев звезд: при сжатии звезды радиус ее уменьшается, она нагревается, и светимость ее увеличивается, при расширении звезды ее светимость падает.
Периоды изменения блеска пульсирующих переменных звезд колеблется от долей дня (звезды типа RR Лиры, δ Щита и β Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звезды типа Миры Кита, полуправильные звезды). Периодичность изменения блеска некоторых звезд выдерживается с точностью хорошего часового механизма, у других она практически отсутствует. Всего пульсирующих звезд известно около 14000.
У этого класса звезд объяснений изменения блеска и величины и стабильности периодов изменения блеска практически нет.
Современная астрофизика делит пульсирующие переменные звезды на семь подклассов:
– долгопериодические цефеиды — переменные звездысверхгиганты с периодами от 1 до 50-200 суток;
– звезды типа Миры Кита — долгопериодические переменные звезды-гиганты с амплитудами более 2,5 звездной величины с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключенными в пределах от 80 до 1000 суток;
– полуправильные переменные звезды — звезды поздних классов, субгиганты, гиганты или сверхгиганты, с различными неправильностями в изменении блеска с периодами от 20 до 1000 суток и больше;
– переменные звезды типа RR Лиры — короткопериодические цефеиды или звезды в шаровых скоплениях — пульсирующие гиганты со спектральными классами А и F, с периодами из-
134
менения блеска от 0,05 до 1,2 суток и амплитудами до 1-2 звездных величин.
– переменные звезды типа δ Щита — субгиганты спектральных классов А и F с периодом в немногие часы и амплитудой в несколько сотых или десятых долей звездной величины;
– переменные звезды типа RV Тельца – звезды-сверхгиганты со сравнительно стойкой периодичностью изменении блеска с общей амплитудой до 3 звездных величин, кривая блеска состоит из двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами с периодом от 30 до 150 суток, спектральные классы от G до поздних К;
– переменные звезды типа β Цефея или звезды типа β Большого Пса – однородная группа пульсирующих звезд-гигантов, блеск которых меняется в пределах около 0,1 звездной величины, периоды заключены от 0,1 до 0,6 суток, спектральные классы В0В3.
Эруптивные переменные звезды характеризуются неправильными, часто быстрыми и большими изменениями блеска, вызванные процессами, носящими взрывной (эруптивный) характер. Эти звезды делятся на две группы — молодые, недавно сформировавшиеся звезды и звезды почти постоянные, но временами показывающие быстрые и большие увеличения яркости, это новые и сверхновые звезды, повторные новые, а также некоторые другие. Во многих случаях звезды этой группы оказываются двойными системами. Эруптивных звезд известно более 1600.
В отдельную группу здесь могут быть выделены звезды, переменность блеска которых обусловлена неоднородной поверхностной яркостью, вследствие чего при вращении блеск их изменяется.
Также в отдельную группу могут быть выделены сверхновые звезды, в других галактиках их открывают ежегодно до 20. Вспышка сверхновой — наиболее грандиозное явление в мире звезд: ее блеск затмевает блеск всех звезд галактики. Вспышки сверхновых звезд связывают с началом коллапса звезды после истощения источников ядерной энергии. Считается, что после вспышки сверхновая звезда превращается в пульсар — нейтронную звезду, вращающуюся с периодом в немногие секунды и доли секунды, а узконаправленное электромагнитное излучение, выходящее из магнитных полюсов пульсара, не совпадающих с полю-
