5.3 Типы переменных звёзд и полоса нестабильности

Лекция 5. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

5.3 Типы переменных звёзд и полоса нестабильности

Рис.5-6

В заключение данной лекции кратко рассмотрим свойства некоторых типов переменных звёзд, важных для звёздной астрономии. Звёзды с переменным блеском грубо можно разделить на четыре класса: пульсирующие переменные, вращательные переменные, катаклизмические переменные и затменные двойные. Здесь мы рассмотрим только пульсирующие переменные и переменные, находящиеся в стадиях на и после главной последовательности. На рис.5-6 показана схема расположения пульсирующих переменных звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, которая очень приближенно показывает абсолютные звёздные величины и показатели цвета основных типов физических переменных. Прямыми линиями на рисунке ограничена полоса нестабильности. Полоса нестабильности - это область диаграммы Герцшпрунга-Рессела, в которой звёзды теряют устойчивость относительно колебаний. Кратко рассмотрим основные свойства этих переменных.

Тип PV Tel. Это гелиевые сверхгиганты класса Вр, характеризующиеся слабыми линиями водорода в спектрах, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0^d.1 до 1^d или меняющие блеск с амплитудой около 0^m.1 (в фильтре V) на протяжении интервалов времени порядка года.

Тип α Cyg. Это нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Вe-Ae Ia. Изменения блеска с амплитудой порядка 0^m.1 нередко кажутся неправильными, так как вызываются наложением многих колебаний с близкими периодами. Наблюдаются циклы от нескольких дней до нескольких десятков дней.

Тип β Cep. Это пульсирующие переменные спектральных классов O8-B6 и классов светимости I-V с периодами изменения блеска и лучевых скоростей, заключенными в пределах 0^d.1-0^d.6, и амплитудами изменения блеска от 0^m.01 до 0^m.3 в полосе V. В основном у этих звёзд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них характеризуются нерадиальными пульсациями; для многих характерна мультипериодичность. Среди таких переменных выделяется подтип β Сep(s) - коротко-периодические переменные типа β Сep. Они имеют спектральные классы В2-В3 IV-V, периоды и амплитуды изменения блеска заключены в пределах 0^d.02-0^d.04 и 0^m.015-0^m.025, т.е. на порядок меньше обычно наблюдаемых у звёзд типа ? Сер. Физически это массивные звёзды в стадии перестройки верхних слоев после исчерпания водорода в ценральных областях.

Тип δ Cep (классичесике цефеиды). Это радиально пульсирующие переменные высокой светимости ( классы светимости Iв - II ) c периодами от 1^d до 135d и амплитудами от нескольких сотых до 2^m (в полосе V). Спектральные классы в максимуме блеска F, в минимуме G-K, причем тем более поздний, чем больше период изменения блеска. Это сравнительно молодые объекты, располагающиеся после ухода с главной последовательности в полосе нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, показанной на рис.5-6 тонкими наклонными прямыми. Переменные этого типа подчиняются известной зависимости период-светимость. Выделяются подтипы переменных по виду кривой блеска. Это γ Cep(S) - переменные типа δ Цефея с амплитудами меньше 0^m.5 (V) ( 0^m.7 в полосе B) и почти симметричными кривыми блеска, периоды их не превышают 7^d. Возможно, что эти звёзды пульсируют в первом обертоне и/или впервые проходят полосу нестабильности после ухода с главной последовательности. Другой подтип - δ Cep(B). Они характеризуются наличием двух или нескольких одновременно действующих мод пульсаций (обычно основного тона с периодами P0 и первого обертона с периодом Р1). Периоды Р0 заключены в пределах от 2^d до 7^d.

Тип RV Tau. Это радиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов F-G в максимуме и К-М в минимуме блеска. Кривые их блеска характеризуются наличием двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, глубина которых может меняться так, что главные минимумы могут превращаться во вторичные и наоборот; полная амплитуда изменений блеска может достигать 3^m - 4^m(V). Периоды между двумя соседними главными минимумами являются формальными и заключены в пределах от 30^d до 1500^d.

Тип W Vir. Это пульсирующие переменные - гиганты сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами приблизительно от 0.8d до 35d и амплитудами от 0^m.3 до 1^m.2. Эти звёзды находятся на эволюционной стадии перехода от асимптотической ветви гигантов к стадии планетарной туманности. Они характеризуются зависимостью период-светимость, отличаются от аналогичной зависимости для переменных типа ? Цефея. При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0^m.7-2^m слабее переменных типа ? Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска переменных типа Дельта Цефея соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются они в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Переменные типа W Девы с периодами меньше 8d называют переменными типа BL Her.

Тип ο Cet (Миры Кита, мириды). Это долгопериодические переменные гиганты с характерными эмиссионными спектрами поздних классов Ме, Ce, Se. Они имеют амплитуды изменения блеска от 2^m.5 до 11^m (V), изменения происходят с хорошо выраженной периодичностью и периодами, заключенными в пределах от 80^d до 1000^d. Инфракрасные амплитуды изменения блеска невелики. Так, например, в полосе К они обычно не превышают 0^m.9. Период колебаний блеска Мирид растет с уменьшением возраста: наименьшие периоды характерны для звёзд гало и шаровых скоплений, а для мирид, принадлежащих диску Галактики, периоды колебаний блеска больше.

Тип SR. Это полуправильные переменные гиганты или сверхгиганты промежуточных и поздних спектральных классов, обладающих заметной периодичностью изменений блеска, сопровождаемой или временами нарушаемой различными неправильностями. Периоды изменений блеска заключены в пределах от 20^d до 2000^d и больше, формы кривых изменения блеска разнообразны и переменны, амплитуды от нескольких сотых до нескольких звёздных величин.

Тип RR Lyr (лириды). Это радиально пульсирующие гиганты спектральных классов A-F с периодами, заключенными в пределах от 0^d.2 до 1^d.2, и амплитудами изменения блеска от 0^m.2 до 2^m (V). Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода. Если эти изменения периодичны, они называются эффектом Блажко. В большинстве случаев переменные звёзды этого типа относятся к сферической составляющей Галактики, встречаются (иногда в большом количестве) во многих шаровых скоплениях (пульсирующие звёзды горизонтальной ветви). Эти переменные разделяются на следующие подтипы. RRb - переменные типа RR Лиры, характеризующиеся наличием двух одновременно действующих мод пульсации - основного тона с периодом Р0 и первого обертона, с периодом Р1. Отношение Р1/Р0 = 0.745. RRab - это переменные типа RR Лиры с асимметричной кривой блеска ( крутой восходящей ветвью ), периодами от 0^d.3 до 1^d.2 и амплитудами от 0^m.5 до 2^m (в полосе V). RRc - переменные RR Лиры с почти симметричными, иногда синусоидальными, кривыми блеска с периодами от 0^d.2 до 0^d.5 и амплитудами, не превышающими 0^m.8.

Тип δ Sct. Это пульсирующие переменные спектральных классов А0-F5 III-IV c амплитудами изменения блеска от 0^m.003 до 0^m.9 (в полосе V) (в основном несколько сотых звёздной величины) и периодами от 0^d.01 до 0^d.2. Форма кривой блеска, период и амплитуда обычно сильно меняются. Наблюдаются как радиальные, так и нерадиальные пульсации. У некоторых звёзд этого типа переменность наступает спорадически и иногда полностью прекращается. Выделяется малоамплитудная группа переменных типа δ Щита. Большинство представителей этого подтипа являются звездами V класса светимости и, как правило, именно такие объекты встречаются в рассеянных звёздных скоплениях.

Тип SX Phe. Это пульсирующие субкарлики сферической составляющий или старой составляющей диска Галактики спектральных классов А2-F5; у этих объектов может одновременно наблюдаться несколько периодов колебаний, от 0^d.04 до 0^d.08 с переменной амплитудой изменения блеска, которая может достигать 0m.7 в полосе V. Встречаются в шаровых скоплениях.

Типы Т Тельца и UV Кита (T Tau, UV Cet). Эти звёзды являются вспыхивающими звездами и находятся на эволюционной стадии до главной последовательности. Обычно они показывают приблизительно постоянный блеск, однако временами их светимость резко возрастает (на несколько звёздных величин) на временах от долей суток до нескольких суток. Звёзды Т Тельца в процессе эволюции, подходя к ГП, становятся звездами типа UV Кита. Звёзды Т Тельца - наиболее молодые из объектов, заслужвающих название звёзд.

Тип ZZ Кита (ZZ Cet). Это нерадиально пульсирующие переменные белые карлики, и периоды и амплитуды изменения блеска очень малы: периоды от 30 секунд до 25 минут, амплитуды от 0m.001 до 0^m.2.

Как можно заметить из вышеизложенного, тип переменности часто коррелирует с возрастом, светимостью и химическим составом звёзд, а также с их кинематическими характеристиками, прежде всего - со средними пространственными скоростями. Это обстоятельство часто используется в звёздной астрономии для определения истории звёздообразования в далеких звёздных системах, поскольку по типу переменности легко определить класс объектов и, следовательно, их перечисленные выше физические параметры.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Елене Вячеславовне Глушковой - 50 ! Конференция «Современная звездная астрономия - 2014» Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Все публикации на ту же тему >>