Если говорить строго, то блеск каждой звезды со временем претерпевает изменения. Даже наше Солнце в течение своего 11-летнего цикла активности немного изменяет количество излучаемой им энергии, которое можно оценить как изменение его яркости — примерно на 0,001 звездной величины.
Однако есть звезды, регулярно (или не очень) меняющие свой блеск в более ощутимых пределах. Для того чтобы звезду отнесли в разряд переменных звезд, достаточно единичного подтвержденного и надежно зафиксированного эпизода падения блеска.
Причин звездной переменности очень много. Это и физические процессы на звезде, и затмения ее другим компонентом тесной звездной пары, и явления, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в таких парах, и катастрофические процессы, такие как взрыв сверхновой.
Не надо путать переменность звезды с ее мерцанием, которое возникает из-за того что свет звезды проходит через неоднородности в земной атмосфере. В открытом космосе, в условиях вакуума, звезды не мерцают.
Типы переменных звезд
Перечислим наиболее распространенные типы переменных звезд, в зависимости от причины изменения блеска:
Пульсирующие переменные — звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв.
Один из наиболее известных классов пульсирующих звезд — цефеиды, названные так по имени своей типичной представительницы Дельты Цефея. Эти звезды — жёлтые яркие гиганты или сверхгиганты, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0 звездной величины и периодом 1–200 суток. Они в 103–105 раз ярче Солнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв этих звезд. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.
Цефеиды имеют четкую зависимость между периодом и абсолютной величиной, а также между периодом и средней плотностью звезды. Соотношение период-светимость делает цефеиды очень полезными для определения расстояний до галактик — как ближайших, так и более отдаленных, главное — чтобы отдельные звезды в них еще можно было различить. Эдвин Хаббл использовал этот метод, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности — это на самом деле далекие галактики.
Эта Киля — нестабильная звезда-гипергигант, кандидат на вспышку сверхновой
Цефеида RS Кормы
Вспышка на звезде UV Ящерицы в представлении художника
Другой известный тип пульсирующих звезд — звезды типа Миры Кита. Это красные гиганты, находящиеся на конечных стадиях своей эволюции. В течение нескольких миллионов лет эти звезды сбрасывают свою внешнюю оболочку и превращаются в белых карликов. За период, длящийся в среднем несколько месяцев (у разных звезд 80–1000 дней), они тускнеют и разгораются с амплитудой от 2,5 до 11 звездных величин, что означает изменение яркости от 6 раз до 30 тысяч раз. Сама Мира, также известная как Омикрон Кита (о Кита), меняет свою яркость с периодом примерно в 332 дня от 2-й до 10-й величины и становится невидимой невооружённому глазу.
Кроме этих, наиболее известных типов пульсирующих переменных звезд, существует еще более десятка других их типов.
Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы (звездный ветер) и/или взаимодействия с межзвёздной средой. Эти процессы очень разнообразны, как и типы звезд, которые участвуют в них.
Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют несферическую форму, вследствие чего, при вращении звёзд, к наблюдателю поворачиваются разные по яркости или по видимой площади их стороны. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана, например, наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями.
Затменно-двойные системы — звезды, кажущееся изменение яркости которых происходит за счет затмения одного компонента другим в тесных двойных системах.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые или новоподобные) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Система обозначения переменных звезд
В основе действующей системы именования лежат следующие принципы:
— если звезда уже обозначена греческой буквой, то никаких новых обозначений ей не даётся;
— в противном случае звезда обозначается начиная с буквы R и до Z;
— затем звёзды обозначаются начиная с RR до RZ, после чего уже используется обозначение от SS до SZ, затем от TT до TZ и так далее до ZZ:
— затем звёзды обозначаются начиная с АА до АZ, затем ВВ… BZ, CC… CZ и так далее до достижения QZ, опуская буквы JJ… JZ:
— начиная с 335-й звезды их называют V335, V336 и так далее (буква V — от variable);
— вторая буква никогда не может быть ближе к началу алфавита, чем первая, например, ни одна звезда не может быть обозначена ВА, СА, СВ, DА и так далее.
В качестве примеров можно привести названия: Дельта Цефея, R Северной Короны, YZ Кита, V603 Орла.
Наблюдение переменных звезд
Изучение переменных звезд — обширное поле деятельности для любителя астрономии.
Существуют объединения любителей, наблюдающих переменные звезды. Одним из крупнейших таких объединений является Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд (American Association of Variable Star Observers, AAVSO), которая была основана в 1911 году. AAVSO осуществляет координацию работы наблюдателей переменных звезд, занимается сбором, оценкой, анализом, публикацией и хранением данных о переменных звездах, собранных в значительной степени астрономами-любителями, обеспечивает доступ к данным для профессиональных астрономов, исследователей и педагогов.
Фактически, AAVSO — это международная организация. Ее членом может стать любой любитель астрономии, серьезно занимающийся наблюдением переменных.
Уже простым глазом можно вести наблюдения переменных звезд до 5m (по всему небу известно более 40 таких звезд), а в призменный бинокль или небольшой телескоп реально получить ценный научный материал и о более слабых звездах. В настоящее время при помощи крупных телескопов и фотографии обнаружено и исследовано свыше 30 000 переменных звезд. Астрономы-профессионалы не успевают регулярно следить за всеми переменными звездами. Многие, даже яркие переменные не имеют продолжительных рядов наблюдений. Сотни любителей во многих странах мира помогают астрономам, наблюдая максимумы цефеид и долгопериодических переменных, минимумы затменных переменных, что позволяет уточнять значения периодов, обнаруживать их изменения во времени.
Для наблюдений понадобится соответствующий инструмент (если звезда достаточно слабая), а также подробная карта звездного неба в окрестностях переменной звезды. В настоящее время такую карту можно распечатать самостоятельно, используя компьютерную программу-планетарий.
Прежде чем оценивать блеск переменной звезды, надо выбрать для нее звезды сравнения. Их выбирают поблизости от переменной звезды, желательно в поле зрения инструмента. Надо выбрать несколько звезд, близких по цвету к переменной. Информацию о блеске и цвете звезд сравнения можно тоже узнать в базе данных программы-планетария или использовать звездный каталог.
Специальные карты звезд сравнения для конкретных переменных звезд можно найти, например, на сайте Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд https://www.aavso.org/.
Увеличение числа звезд сравнения повышает точность наблюдений. Разность в блеске оценивается в степенях. Перед наблюдениями нужно побыть несколько минут в темноте, чтобы глаз к ней адаптировался. При наблюдениях недопустимо применение ярких фонарей, лампочек от карманного фонаря, не защищенных темно-красным стеклом. Нужно остерегаться также бокового постороннего освещения. Прежде всего, выберем звезды сравнения, ближе всего подходящие по блеску к переменной — одну ярче, другую слабее ее. Можно выбрать несколько таких пар, если звезд сравнения достаточно. При наблюдениях сравниваемые звезды должны всегда симметрично располагаться относительно центра поля зрения, если они не отстоят от него далеко. Если звезды близки к краям поля зрения или не умещаются в нем, то при сравнении блеска нужно быстро переводить инструмент с одного объекта на другой, помещая их всегда в центр поля зрения. Затем нужно определить число степеней, на которое различается блеск сравниваемых звезд. Так как звезды мерцают, сделать это нелегко. Быстро переводя взгляд с переменной звезды на звезду сравнения, чтобы не ослабло световое ощущение, и повторяя такую операцию несколько раз, чтобы проверить впечатление о различии или равенстве блеска, производим количественную оценку.
Существуют разные способы количественной оценки блеска звезд. Начинающим наблюдателям можно порекомендовать, например, способ Пикеринга, который состоит в следующем. Наблюдатель выбирает из совокупности звезд сравнения две такие, чтобы одна (а) была немного ярче переменной (v), а вторая (b) несколько слабее ее. Интервал их блеска (а, b) мысленно делится на десять частей, после чего оцениваются разности блеска (а, v) и (v, b) в десятичных долях этого интервала. Записываются оценки так: а1v9b; а2v8b; а3v7b;…; а9v1b. Этот способ дает возможность вычислить блеск переменной, если известны звездные величины звезд сравнения. Например, звезда а=4,6m, а звезда b=5,6m. Следовательно, запись а3v7b будет означать, что блеск переменной звезды равен 4,6 3 v 7 5,6, иначе v=4,9m.
Конечно, полное наблюдение должно содержать оценки не с одной звездой сравнения, а с несколькими.
В настоящее время актуальны наблюдения и поиск переменных звезд с ПЗС-камерой. Подробные рекомендации по работе с ней, алгоритму поиска и исследования переменных, а также астероидов, собраны в методическом пособии «Открытие за неделю», написанном группой наблюдателей во главе с астрономом-любителем, и популяризатором наукоемких любительских исследований Станиславом Коротким[18]. Эту брошюру можно порекомендовать тем, кто хочет серьезно заняться исследованиями переменных звезд.
Известные и яркие переменные звезды
Перечислим некоторые наиболее известные и яркие переменные звезды, с которых можно начать знакомство с этими удивительными объектами.
Среди затменно-переменных звезд наибольший интерес для начинающих любителей представляют Бета Персея (Алголь) и Бета Лиры — прототипы двух классов таких звезд. Обе звезды достаточно яркие и легко различимы невооруженным глазом и в максимуме, и в минимуме блеска.
Алголь состоит из двух звезд, более яркой и более слабой, которые образуют очень тесную двойную систему — расстояние между ними всего 0,062 а. е., то есть в 16 раз меньше расстояния от Земли до Солнца. Период обращения составляет 2,86731 суток. При вращении компоненты поочерёдно частично затмевают друг друга, что и вызывает эффект переменности. Блеск Алголя на протяжении большей части времени кажется для глаза почти постоянным, но раз почти в 3 дня происходит затмение более яркого компонента более слабой звездой, которое продолжается 9 ч. 40 мин. Точные приборы фиксируют также и затмение слабой звезды ярким компонентом (так называемый вторичный минимум), но блеск при этом уменьшается незначительно.
Система Беты Лиры также состоит из двух звезд, которые затмевают друг друга. Расстояние между ними равно всего 40 млн км. Под действием гравитации друг друга звезды деформировались и приобрели дынеобразную (эллипсоидальную) форму. Поэтому видимый блеск системы зависит не только от того, затмевают ли звезды друг друга, но и от того, какой стороной они повернуты к наблюдателю. Поскольку при вращении видимая форма и размер звезд изменяется постоянно (попробуйте покрутить у себя перед глазами огурец или другой плод вытянутой формы) то блеск, в отличие от Алголя, изменяется непрерывно.
Очень необычная звезда — Эпсилон Возничего. Это одна из самых долгопериодических затменных переменных. Затмения происходят каждые 27 лет и длятся более 2 лет! Компонента, затмевающая яркую звезду, остается во многом загадочной: по последним гипотезам, это — звезда, окруженная пылевым диском. Последнее затмение произошло в 2009–2011 гг, следующее начнется в 2036 г.
Среди цефеид самые легкодоступные для наблюдения — это уже упоминавшиеся Дельта Цефея и Эта Орла. Вообще, самой яркой цефеидой на небе является Полярная звезда. Но колебания ее блеска очень малы и к тому же затухают. Еще в начале 1970-х годов амплитуда блеска Полярной изменялась в пределах 0,27m. Такое изменение блеска находится на грани обнаружения невооруженным глазом. После этого амплитуда Полярной, и без того небольшая, начала резко уменьшаться. Предполагалось даже, что к началу XXI века звезда вовсе перестанет быть цефеидой. Однако в районе 1993 года уменьшение амплитуды пульсаций Полярной звезды резко остановилось и с тех пор составляет 0,032 звездной величины (около 2 %). При этом средняя яркость звезды увеличилась на 15 %.
Звезды типа Миры Кита очень популярны у любителей астрономии благодаря своим большим периодам и сильным колебаниям блеска. Самые яркие мириды на небе — это сама Мира, Хи Лебедя и R Гидры.
Наблюдения новых и сверхновых звезд
Появление (а затем исчезновение) звезды, которой не было раньше в этом месте, всегда привлекало внимание людей. За 2200 лет (532 г. до н. э. — 1690 г. н. э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 таких вспышек. После изобретения телескопа (1609 г.) и до вспышки Эта Киля (1843 г.) европейские учёные заметили всего 5 вспышек новых звезд. Со второй половины XIX века вспышки новых обычно открывали ежегодно, а в последнее время регистрируется до десяти вспышек в год. Но большинство из них не видны невооруженным глазом. В XX веке всего 7 новых звезд достигли 2 величины и выше (и только 2 — ярче первой). В XXI веке (на начало 2017 года) наблюдалось 4 новых, достигших 3–4 величины, из них из России хорошо была видна лишь Новая Дельфина 2013 года.
Некоторые из новых звезд, описанных в старинных хрониках, как мы сейчас знаем, были сверхновыми — в частности, «звезда-гостья» 1051 года из китайской летописи, которая породила Крабовидную туманность в Тельце. Но по иронии судьбы таких грандиозных явлений в нашей Галактике не наблюдалось с 1603 года (то есть последнюю из них видел Иоганн Кеплер еще до изобретения телескопа). Правда, отметим, что существует несколько остатков сверхновых, явно молодого возраста, но вспышки их были пропущены — в частности, их свет могла ослабить межзвездная пыль. Ученые изучают вспышки сверхновых в других галактиках. К примеру, в 1987 году произошла вспышка совсем рядом, в спутнике нашей Галактики — Большом Магеллановом Облаке. Эта сверхновая, получившая обозначение SN 1987A, была видна невооруженным глазом как звезда 3 величины.
Обнаружить вспышку новой или сверхновой может и любитель астрономии — при наблюдении в телескоп, фотографировании звездного неба или даже невооруженным глазом — именно так была открыта в 1972 году Новая в созвездии Лебедя. О любом открытии следует сообщить в Центральное бюро астрономических телеграммhttp://www.cbat.eps.harvard.edu/.