Переме́нные звёзды, звёзды, блеск которых испытывает изменения, обнаружимые при современном уровне точности астрономических наблюдений. Имеются в виду изменения блеска, не связанные с мерцаниями звёзд, переменной прозрачностью земной атмосферы и т. п. Переменные звёзды условно подразделяют на физические и геометрические. В первом случае причина переменности – физические процессы, протекающие в звезде или в окружающих её газово-пылевых структурах (дисках, оболочках). Во втором случае переменность обусловлена взаимными затмениями компонентов в двойной звёздной системе (затменные переменные звёзды, рис. 1); изменениями вида звёзд для земного наблюдателя при орбитальном движении несферических компонентов двойных звёздных систем; прохождениями планеты по диску звезды или покрытиями планеты звездой; вращением звезды, поверхность которой покрыта пятнами. Геометрическая переменность звёзд часто сочетается с физической.

Рис. 1. Затменная переменная звезда и её кривая блеска. Когда две звезды вращаются вокруг общего центра масс, и плоскость их орбиты проходит близко от Земли, они периодически затмевают друг друга. В результате видимая яркость системы временно уменьшается.Рис. 1. Затменная переменная звезда и её кривая блеска. Когда две звезды вращаются вокруг общего центра масс, и плоскость их орбиты проходит близко от Земли, они периодически затмевают друг друга. В результате видимая яркость системы временно уменьшается.Исторически в определение переменных звёзд не было включено каких-либо ограничений, относящихся к минимальному масштабу изменений блеска, что вносит в понятие «переменные звёзды» некоторую неопределённость. В начале 21 в. обнаружены изменения блеска звезды из-за прохождения крупной планеты по её диску (изменение потока света при этом, как правило, не превосходит 2 %). Если планета покрывает группу пятен на поверхности звезды, то на зависимости потока излучения от времени (кривой блеска) при наблюдениях с борта космических аппаратов обнаруживают колебания амплитудой порядка 0,01 %; примерно такой же масштаб имеют изменения блеска при покрытии диска планеты-гиганта звездой, вокруг которой она обращается. Это самые тонкие эффекты звёздной переменности, обнаруженные астрономами. В будущем, по мере совершенствования техники, вероятно, смогут быть обнаружены крайне медленные изменения блеска, отражающие изменения светимости звезды в ходе её эволюции и изменения расстояния между наблюдателем и звездой (при длительных наблюдениях сверхвысокой точности).

В древности из числа переменных звёзд были известны только новые звёзды – звёзды, неожиданно появляющиеся на небе, а спустя несколько недель исчезающие для невооружённого глаза навсегда. Астрономы древности включали в понятие новой звезды также объекты иной природы, ныне называемые сверхновыми звёздами. Переменные звёзды других типов впервые были обнаружены в 17 в. Первой из них стала Мира Кита, пульсирующий красный гигант, в максимуме блеска – яркая звезда 2-й звёздной величины, в минимуме – звезда 10-й звёздной величины, недоступная наблюдениям невооружённым глазом (рис. 2). До конца 19 в. удалось открыть всего несколько десятков переменных звёзд. После широкого внедрения фотографии в астрономии на рубеже 19 и 20 вв. были открыты тысячи переменных звёзд. В конце 20 в. в астрофотометрии началось массовое использование панорамных электронных приёмников света, основанных на приборах с зарядовой связью. В 21 в. реализуются масштабные проекты, предусматривающие наблюдения звёздного неба из космоса и поиск новых переменных звёзд. Продолжающийся эксперимент GAIA Европейского космического агентства уже позволил выявить сотни тысяч переменных звёзд. В результате количество известных переменных звёзд выросло в несколько раз, и на 2020 г. известно почти 2 млн переменных звёзд нашей Галактики и десятки тысяч переменных звёзд в других галактиках.

Рис. 2. Кривая блеска переменной звезды Мира (ο Cet) в видимом диапазоне длин волн. Построена с помощью генератора кривых блеска, размещённом на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд (AAVSO).Рис. 2. Кривая блеска переменной звезды Мира (ο Cet) в видимом диапазоне длин волн. Построена с помощью генератора кривых блеска, размещённом на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд (AAVSO).Детальная классификация переменных звёзд по мере их открытия становится всё более громоздкой, удаётся выделить сотни различных типов переменных звёзд. Среди переменных звёзд наиболее распространены: вспыхивающие звёзды (звёзды типа UV Кита), пульсирующие звёзды – звёзды типа RR Лиры, типа Миры Кита, цефеиды и многие другие; короткопериодические затменные звёзды типа W Большой Медведицы; вращающиеся запятнённые звёзды типа BY Дракона. К каждому из этих типов относятся тысячи переменных звёзд. Однако имеются типы переменных звёзд, в которых известны единичные объекты; обнаружены также уникальные переменные звёзды, не укладывающиеся в существующую классификацию.

По поручению Международного астрономического союза с 1946 г. в СССР (ныне в РФ) ведутся работы по составлению каталогов переменных звёзд. В 1985–1995 гг. выпущено 5-томное 4-е издание Общего каталога переменных звёзд, ныне каталог продолжает поддерживаться в электронном виде.

Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд ведёт электронный индекс переменных звёзд – самый полный список звёзд, у которых изучена или заподозрена переменность блеска.

Наблюдения некоторых типов переменных звёзд (цефеид, сверхновых I типа) позволяют достаточно точно определить расстояние до звёздной системы, в которой они находятся. Эти переменные звёзды сыграли большую роль в обнаружении ускоренного расширения современной Вселенной, установлении существования тёмной материи и тёмной энергии.

Основные типы переменных звёзд

1. Пульсирующие переменные звёзды

Группа пульсирующих переменных звёзд включает в себя множество типов, ниже перечислены только некоторые из них.

1.1. Цефеиды (классические цефеиды) – жёлтые сверхгиганты населения I, которые испытывают радиальные пульсации, вызывающие наблюдаемую переменность блеска (рис. 3). Их периоды переменности, как правило, заключены в пределах от 1 сут до нескольких десятков суток. Форма кривой блеска цефеид характерным образом связана с продолжительностью периода. Полные амплитуды переменности (разность блеска в максимуме и минимуме) в визуальном диапазоне составляют около 1^m. Цефеиды могут входить в состав рассеянных звёздных скоплений. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела цефеиды находятся в пределах узкой полосы, пересекающей всю диаграмму, – цефеидной полосы нестабильности.Рис. 3. Кривая блеска переменной звезды δ Цефея (δ Cep), являющейся прототипом класса цефеид, в видимом диапазоне. Серые кружки – наблюдательные данные, чёрные кружки и кривая – усреднённые значения. График построен с помощью генератора кривых блеска, размещённого на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд (AAVSO).Рис. 3. Кривая блеска переменной звезды δ Цефея (δ Cep), являющейся прототипом класса цефеид, в видимом диапазоне. Серые кружки – наблюдательные данные, чёрные кружки и кривая – усреднённые значения. График построен с помощью генератора кривых блеска, размещённого на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд (AAVSO).1.2. Цефеиды II типа (устаревшие названия – цефеиды II типа населения, цефеиды сферической составляющей) характеризуются переменностью блеска с периодами, как правило, заключёнными в интервалах между 1 и 4 сут или между 8 и 30 сут. Их полные амплитуды переменности блеска составляют около 1^m. Эти звёзды имеют существенно меньшие массы, чем классические цефеиды, и находятся на поздней стадии звёздной эволюции. Форма их кривой блеска отличается от ожидаемой для классических цефеид с тем же периодом. Переменные этого типа могут входить в состав шаровых звёздных скоплений. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела они также находятся в цефеидной полосе нестабильности.

1.3. Переменные звёзды типа RR Лиры находятся на эволюционной стадии горизонтальной ветви и в большинстве своём принадлежат населению II. Их периоды составляют, как правило, менее суток, а полные амплитуды блеска в визуальном диапазоне – от нескольких десятых звёздной величины до 1 звёздной величины. Эти переменные составляют характерное население шаровых звёздных скоплений, однако во множестве встречаются и в галактическом поле. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела находятся на пересечении цефеидной полосы нестабильности и горизонтальной ветви.

1.4. Переменные звёзды типа Миры Кита (мириды) – красные звёзды высокой светимости на поздних стадиях звёздной эволюции. Их характерные периоды – от нескольких месяцев до нескольких лет, а полные амплитуды в видимой области спектра, как правило, превосходят 2,5^m.

1.5. Переменные звёзды типа δ Щита – звёзды населения I спектральных классов A–F, располагающиеся на главной последовательности в области пересечения её с цефеидной полосой нестабильности или в полосе нестабильности немного выше главной последовательности. Периоды их переменности короче 0,2 сут, визуальные амплитуды заключены в интервале от нескольких сотых до нескольких десятых звёздной величины.

1.6. Переменные звёзды типа ZZ Кита – пульсирующие белые карлики. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела они расположены там, где продолжение цефеидной полосы нестабильности в область звёзд низкой светимости пересекает последовательность белых карликов. Эти переменные имеют очень короткие периоды и весьма малые амплитуды изменения визуального блеска. Среди пульсирующих белых карликов преобладают звёзды спектрального класса DA (имеющие водородные линии в спектре).

2. Взрывные и новоподобные (катаклизмические) переменные звёзды

2.1. Новые звёзды – звёзды, которые неожиданно сильно увеличивают свой блеск (визуальные амплитуды примерно от 7^m до 19^m) на время от нескольких суток до примерно года, а затем постепенно возвращаются к исходному блеску (рис. 4). Представляют собой тесные двойные системы, состоящие из белого карлика и звезды, эволюционирующей от главной последовательности. Вещество, перетекающее от обычной звезды к белому карлику, образует вокруг белого карлика аккреционный диск, а затем попадает на белый карлик (рис. 5). Вспышки интерпретируют как термоядерный взрыв на поверхности белого карлика. Разрушения системы при этом, как правило, не происходит.

Рис. 4. Кривые изменения блеска новых звёзд (произвольно сдвинуты вдоль осей).Рис. 4. Кривые изменения блеска новых звёзд (произвольно сдвинуты вдоль осей).2.2. Повторные новые звёзды – системы, у которых вспышки, аналогичные происходящим у новых звёзд, наблюдались более 1 раза. Статистика звёздных населений Галактики указывает на то, что большинство новых звёзд должны вспыхивать неоднократно, однако промежутки между вспышками велики, и повторные вспышки наблюдались лишь у небольшой части новых звёзд.

Рис. 5. Тесная двойная система с белым карликом в представлении художника. Вещество перетекает с обычной звезды на белый карлик и образует вокруг него аккреционный диск.Рис. 5. Тесная двойная система с белым карликом в представлении художника. Вещество перетекает с обычной звезды на белый карлик и образует вокруг него аккреционный диск.2.3. Карликовые новые звёзды (переменные звёзды типа U Близнецов) – тесные двойные системы, весьма сходные по структуре с системами новых звёзд. Наблюдаются повторяющиеся вспышки с визуальными амплитудами, как правило, до 6^m. Длительность вспышек составляет от нескольких суток до нескольких недель, а интервалы между вспышками – от нескольких суток до нескольких лет. Спектр системы во время вспышки заметно отличается от спектра новой звезды. По современным представлениям, вспышка карликовой новой звезды обусловлена изменением скорости перетекания вещества через аккреционный диск, поярчание которого и обусловливает вспышку.

2.4. Поляры (переменные звёзды типа AM Геркулеса) и промежуточные поляры – двойные звёздные системы, сходные по строению с системами карликовых новых звёзд. Принципиальным отличием является сильное магнитное поле белого карлика, препятствующее образованию аккреционного диска и существенно изменяющее картину аккреции. У поляров она происходит вдоль узких колонок на магнитные полюса белого карлика, а у промежуточных поляров (систем с менее сильным магнитным полем) – вдоль т. н. аккреционного занавеса. Полная визуальная амплитуда изменения блеска поляров может превышать 4^m.

2.5. Симбиотические переменные звёзды (переменные звёзды типа Z Андромеды) – широкие двойные системы, содержащие обычно красный гигант, очень горячую звезду и протяжённую газовую оболочку, которая окружает эту пару (термин «симбиотическая звезда» означает одновременное присутствие в спектре признаков, характерных для горячих и для холодных звёзд). Практически все такие системы показывают переменность блеска в оптическом диапазоне, обычно принимающую форму повторяющихся вспышек умеренной визуальной амплитуды (1–2^m). В некоторых случаях амплитуда оказывается намного большей, тогда говорят о симбиотических новых звёздах.

К взрывным и новоподобным звёздам феноменологически примыкают сверхновые звёзды, являющиеся финальным этапом эволюции достаточно массивных звёзд.

3. Эруптивные переменные звёзды

3.1. Звёзды типа T Тельца и родственные им – молодые неправильные переменные звёзды, как правило, связанные с диффузными туманностями. На ранних этапах звёздной эволюции большое значение имеют явления, связанные с продолжающейся аккрецией диффузного вещества на молодую звезду. Звёзды имеют эмиссионные спектры и показывают переменность блеска, сильно отличающуюся по своему характеру от звезды к звезде. Ранее считалось, что переменность блеска таких звёзд всегда имеет неправильный характер, однако впоследствии эти представления были пересмотрены. У многих молодых звёзд окружающее их диффузное вещество уже рассеялось, а неоднородности поверхностной яркости при осевом вращении приводят к квазипериодической переменности блеска.

3.2. Вспыхивающие переменные типа UV Кита – красные или жёлтые звёзды низкой светимости, близкие к главной последовательности, на поверхности которых происходят кратковременные вспышки, подобные солнечным, но зачастую намного более мощные. Амплитуда наблюдаемых вспышек в визуальном диапазоне составляет обычно несколько десятых звёздной величины, но может достигать нескольких звёздных величин. В ультрафиолетовом диапазоне амплитуда бывает намного больше, чем в видимом.

3.3. Переменные звёзды типа R Северной Короны – звёзды на весьма поздней стадии эволюции, потерявшие водородную оболочку и имеющие атмосферы, обогащённые углеродом. У них происходят непериодические ослабления блеска, связываемые с выбросом вещества в сторону наблюдателя и конденсацией углерода. У самой звезды R Северной Короны в 2007–2017 гг. наблюдалось рекордное ослабление блеска максимальной глубиной около 9^m в визуальном диапазоне и общей продолжительностью примерно 10 лет. Помимо нерегулярных ослаблений блеска у звёзд типа R Северной Короны иногда наблюдаются явления, похожие на пульсации.

4. Вращающиеся переменные звёзды

Осевое вращение – общее свойство звёзд. Вращающимися переменными звёздами называются звёзды, изменения блеска которых связаны с осевым вращением при наличии поверхностных неоднородностей яркости или с орбитальным движением в двойных системах без затмений, при котором изменения блеска связаны с несферической формой звёзд в системе.

4.1. Магнитные переменные звёзды (переменные звёзды типа α² Гончих Псов). Среди звёзд спектрального класса A и прилегающих к нему подклассов, относящихcя к классам B (более горячие звёзды) или F (более холодные звёзды), имеется значительная доля объектов, обладающих сильным магнитным полем. Оно подавляет конвективные движения в атмосфере и способствует появлению в атмосфере пятен, обладающих аномальным содержанием химических элементов, таких как редкоземельные металлы, и отличающихся по температуре от окружающей поверхности. Такие пятна у магнитных звёзд весьма стабильны. При осевом вращении наблюдается переменность блеска в несколько сотых или десятых долей звёздной величины с периодом обычно от нескольких десятых до нескольких суток.

Рис. 6. Активный красный карлик с пятнами на поверхности и протуберанцами (а также с обращающейся вокруг него экзопланетой) в представлении художника. Самые мощные вспышки на красных карликах на 2–3 порядка величины превосходят самые мощные солнечные вспышки, а суммарная площадь пятен на красных карликах достигает 40–50% их поверхности.Рис. 6. Активный красный карлик с пятнами на поверхности и протуберанцами (а также с обращающейся вокруг него экзопланетой) в представлении художника. Самые мощные вспышки на красных карликах на 2–3 порядка величины превосходят самые мощные солнечные вспышки, а суммарная площадь пятен на красных карликах достигает 40–50% их поверхности.4.2. Переменные звёзды типа BY Дракона – красные или жёлтые звёзды главной последовательности, на поверхности которых возникают и исчезают пятна, подобные солнечным, но занимающие более значительную часть диска звезды (рис. 6). При осевом вращении наблюдается квазипериодическая переменность блеска с амплитудой от нескольких сотых до нескольких десятых звёздной величины. Пятна намного менее стабильны, чем у магнитных переменных звёзд, поэтому периодичность изменения блеска выражена заметно хуже. Солнце – переменная звезда типа BY Дракона, однако с совсем маленькой амплитудой изменений блеска. Изменения блеска Солнца, связанные с прохождением по диску больших групп пятен, зарегистрированы космическими аппаратами.

4.3. Эллипсоидальные переменные звёзды. Если в тесной двойной системе форма компонентов сильно отличается от сферической, то при орбитальном движении могут наблюдаться небольшие изменения блеска. Если плоскость их орбиты проходит близко от Земли, изменения блеска, обусловленные эллипсоидальностью, будут сопровождаться затмениями (см. группу 5). В отсутствие затмений переменная звезда будет отнесена к вращающимся.

5. Затменные переменные звёзды

Затменные переменные звёзды – двойные звёздные системы, компоненты которых при орбитальном движении периодически закрывают друг друга для земного наблюдателя.

5.1. Затменные переменные типа Алголя – затменные переменные звёзды, компоненты которых имеют форму, мало отличающуюся от сферической. Наблюдатель может достаточно уверенно зафиксировать моменты начала и конца затмения. Эта группа звёзд получила своё название по собственному имени звезды β Персея (Алголь), затменной переменной с периодом около 2,9 сут, изменения блеска которой были замечены уже в 17 в. и правильно интерпретированы Дж. Гудрайком в 1783 г.

5.2. Затменные переменные типа β Лиры – затменные переменные звёзды, компоненты которых имеют эллипсоидальную форму, блеск меняется непрерывно и моменты начала и конца затмения уверенно зафиксировать не удаётся. За орбитальный период наблюдаются два затмения – главное и вторичное – как правило, заметно отличающиеся по глубине. Их орбитальные периоды обычно превосходят земные сутки.

5.3. Затменные переменные типа W Большой Медведицы – очень тесные двойные системы, оба компонента которых принадлежат, как правило, к спектральным классам F или G, практически соприкасаются и имеют эллипсоидальную форму. Орбитальные периоды почти всегда короче суток (зачастую короче половины суток). Главное и вторичное затмение имеют практически одинаковую наблюдаемую глубину.

5.4. Звёзды, переменность которых обусловлена прохождением планет по звёздному диску. Это сравнительно недавно выявленный тип переменных звёзд. Амплитуды изменения блеска весьма малы. При прохождении очень крупной планеты по диску небольшой звезды изменение блеска, как правило, не превышает 0,02^m.

6. Рентгеновские переменные звёзды

Рентгеновские переменные звёзды – переменные звёзды, связанные с нейтронными звёздами или чёрными дырами. В рентгеновском диапазоне проявляют себя как сильные источники, заметно меняющие свою интенсивность. Эти звёзды обладают также переменностью в оптическом диапазоне и как оптические переменные демонстрируют большое разнообразие явлений. Классификация таких переменных звёзд требует дальнейшей разработки.

6.1. Рентгеновские новые звёзды – оптическое явление, напоминающее вспышку классической новой звезды (см. группу 2), однако хорошо наблюдающееся и в рентгеновском диапазоне, что не характерно для обычных новых. Предполагается, что система рентгеновской новой состоит из чёрной дыры или нейтронной звезды в паре с маломассивной обычной звездой. Вспышку связывают с нестабильностью в аккреционном диске, подобно вспышкам карликовых новых звёзд.

6.2. Рентгеновские пульсары – пульсары, наблюдаемые в рентгеновском диапазоне и представляющие собой регулярные вспышки на нейтронной звезде в двойной системе. Переменность в оптическом диапазоне обычно связана с эллипсоидальностью обычной звезды в системе.

6.3. Рентгеновские барстеры также являются тесными двойными системами с аккрецией на нейтронную звезду. В накопленном на поверхности нейтронной звезды веществе возникают термоядерные реакции, приводящие к кратковременным рентгеновским вспышкам. Амплитуда переменности в оптическом диапазоне невелика – до 0,1^m.

Некоторые разновидности рентгеновских переменных звёзд представлены малым числом объектов. Таковы микроквазары (самый яркий пример – система SS 433, являющаяся переменной звездой V1343 Орла), где из-за сверхкритической аккреции газа на компактный объект происходит выброс коллимированных потоков вещества с очень высокими скоростями. Знаменитый рентгеновский источник Лебедь X-1 (переменная звезда V1357 Лебедя), весьма вероятно, содержащий чёрную дыру, в оптическом диапазоне показывает небольшую переменность, связанную с эллипсоидальностью голубого сверхгиганта, входящего в двойную систему.