Пульсуюча змінна зоря — тип змінних зір, яскравість яких змінюється внаслідок їх розширення і стискання. У більшості зір пульсації зумовлені каппа-механізмом — зміною непрозорості у підповерхневих шарах внаслідок їх іонізації. Зорі можуть пульсувати у кількох модах одночасно, при чому ці пульсації можуть бути як радіальними, так і нерадіальними. Для подвійно-періодичних пульсуючих зір можливе обчислення їх маси.
Існує величезна кількість типів та підтипів пульсуючих змінних зір, лише в Загальному каталозі змінних зір (ЗКЗЗ) їх наведено 39 типів. Також існує велике різноманіття фізичних параметрів та параметрів пульсацій. Пульсуючими зорями можуть бути як карлики, так і гіганти. Амплітуди пульсацій в різних типів зір можуть складати від тисячних долей зоряної величини (які складно детектуються навіть сучасними інструментами) і до помітних навіть неозброємим оком кількох зоряних величин. Періоди деяких типів (наприклад, зір типу дельта Цефея) складають всього декілька годин, а довгоперіодичних мірид можуть сягати кількох років.
Деякі типи пульсуючих зір є стандартними свічками та відіграють важливу роль у вимірюванні відстаней. Також за допомогою пульсацій проводяться дослідження внутрішньої структури зір.
Історія дослідження
Першою відкритою пульсуючою змінною зорею (і першою змінною зорею взагалі) є омікрон Кита, знаніша як Міра. 1596 року Давид Фабрицій відкрив цю зорю, коли вона мала зоряну величину 2m, і виявив, що її блиск поступово знижується. Потім зоря перестала бути доступною для спостережень, але 1609 року Фабрицій знову виявив її. Зорю також спостерігав Йоганн Баєр 1603 року і позначив її як ο Кита, але Баєру не було відомо про її змінність. Відкриття цієї зорі викликало великий інтерес, тому за нею й закріпилася назва Міра (від — дивовижна). 1667 року Ісмаель Буйо виявив періодичність у змінах блиску Міри.
Змінність δ Цефея, яка є прототипом цефеїд — одного з найзначиміших класів змінних зір в астрономії —, відкрив 1784 року Джон Ґудрайк. Залежність період — світність для цефеїд відкрила Генрієтта Свон Лівітт у 1908 році.
Ідею про те, що пульсації зір можуть призводити до зміни їхнього блиску, вперше висунув Август Ріттер 1873 року, а 1899 року Карл Шварцшильд припустив, що під час пульсацій також змінюється температура зір. Близько 1915 року Гарлоу Шеплі визначив, що деякі зорі справді пульсують. У 1918—1926 роках Артур Еддінгтон розробляв теорію, яка могла б пояснити пульсації, і як один із можливих механізмів він запропонував клапанний механізм, що на деякий час перекриває надходження енергії з надр зорі до поверхні. Конкретний варіант такого механізму (каппа-механізм), що пояснював, зокрема, пульсації цефеїд, на початку 1950-х років відкрив Сергій Жевакін.
, а загалом лише про цей тип зір станом на грудень 2023 року існує 6368 наукових публікацій. Дослідження пульсуючих змінних зір дуже різноманітні. Частина з цих статей є оглядовими й аналізує певні закономірності або проводить статистичний аналіз даних, а більшість присвячена дослідженню окремих об'єктів або невеликих груп об'єктів.
В 2023 році було опубліковано 106 статей лише про цефеїди, зокрема три з них — за участі українських астрономів. Серед досліджень, проведених цього року:
Детальне спектроскопічне та фотометричне дослідження Полярної зорі (яка є потрійною зорею, а компонент Aa — класичною цефеїдою). У статті досліджувався вплив інших об'єктів в кратній зоряній системі на пульсації цефеїди. Досліджувався вплив міжзоряного пилу на правильність побудови шкали космічних відстаней за допомогою цефеїд та наднових типу Ia. Було проведено спектроскопічні дослідження 9 зір окремого нещодавно відкритого підтипу — так званих аномальних цефеїд (англ. Anomalous Cepheids, ACEPs) — які мають періоди від 0.4 до 2.5 діб, але при цьому яскравіші за стандартні цефеїди другого типу. В усіх досліджених об'єктах концентрація заліза виявилася меншою, ніж в стандартних цефеїд. Припускається (як одна з гіпотез), що подібні аномальні цефеїди можуть утворюватися в подвійних зоряних системах та в процесі еволюції зазнавати впливу перетікання речовини або навіть злиття. За 2023 рік про деякі інші розповсюджені типи змінних зір — міриди, RR Ліри та дельта Щита — було опубліковано 15, 23 та 86 статей відповідно.
Загальний опис Пульсуючі змінні змінюють свою світність через почергове розширення і стиснення зовнішніх шарів і зміну їхньої температури. Мінімальний і максимальний радіус зорі під час пульсацій може відрізнятися в кілька разів, але зазвичай основний внесок у зміну світності вносить зміна температури поверхні. Вважається, що серед кількох сотень мільярдів зір нашої Галактики пульсує лише кілька мільйонів.
Механізми збудження Якщо зоря виводиться з гідростатичної рівноваги, то вона прагне повернутися у вихідне положення. Наприклад, під час розширення зорі падає її щільність і температура, отже, тиск перестає врівноважувати силу гравітації і зоря стискається. Однак для того, щоб коливання відбувалися тривалий час, має бути присутнім механізм передачі теплової енергії зорі в механічну енергію коливань. Це може відбуватися, якщо під час стиснення ділянок зорі збільшується надходження тепла до цих ділянок: тоді розширення, яке настає після стиснення, виявиться сильнішим через енергію, що надійшла, і коливання підтримуватимуться. У стаціонарних зорях спостерігається зворотна картина: під час стиснення збільшується температура, через що нагріті області починають випромінювати сильніше, крім того, зазвичай прозорість речовини збільшується під час нагрівання і речовина затримує менше тепла. Таким чином, під час стиснення стаціонарних зір відбувається відтік тепла, тому вільні коливання зір зазвичай швидко затухають — за терміни від сотень днів до кількох років. Надходження тепла збільшується зі зростанням температури в надрах зорі, оскільки при зростанні температури в ядрі збільшується темп термоядерних реакцій. Однак це не призводить до помітних пульсацій, оскільки роль центральних областей у пульсаціях мала і компенсується загасанням в інших областях.
Каппа-механізм
Домінуючим механізмом збудження пульсацій є каппа-механізм (інша назва — клапанний механізм). Він обумовлений нелінійною непрозорістю в підфотосферних шарах зорі. Енергія, що надходить із надр, частково поглинається в такому шарі і її надходження до поверхні зменшується. Зовнішні шари охолоджуються і для збереження рівноваги стискаються. Однак поглинання енергії є тимчасовим, через деякий час накопичена надлишкова енергія виділяється й надходить у верхні шари атмосфери, що призводить до їх розширення, тоді як у підфотосферному шарі непрозорість знову зростає і цикл починається заново.
Для того, щоб пульсації підтримувалися таким механізмом, зона подвійної йонізації гелію має розташовуватися на оптимальній глибині: якщо глибина надто мала, що трапляється за високої температури зорі, то густина речовини в цій зоні буде надто малою і пульсації не відбуватимуться. Навпаки, за низької температури зорі глибина зони виявиться занадто великою і пульсації не відбуватимуться через загасання коливань у зовнішніх шарах. Таким чином, зорі, у яких реалізується цей механізм, на діаграмі Герцшпрунга-Рассела перебувають на смузі нестабільності — практично вертикальній вузькій смузі. Завдяки цьому механізму пульсують змінні зорі декількох типів, що мають класи світності від надгігантів до білих карликів. Типи змінних зір на смузі нестабільності, у порядку зменшення середньої світності — змінні типу RV Тельця, класичні цефеїди, цефеїди II типу, змінні типу RR Ліри, Дельти Щита, SX Фенікса і ZZ Кита.
Існують пульсуючі змінні й інших типів, розташовані поза смугою нестабільності — для них механізм змінності зазвичай також являє собою каппа-механізм. Наприклад, у змінних типу Бети Цефея, температура яких значно вища, ніж у зір смуги нестабільності, пульсації підтримуються іонами заліза.
Інші механізми пульсації Епсилон-механізм ґрунтується на зміні швидкості виробництва енергії при ядерному синтезі. Цей механізм часто припускається, але він ще не підтверджений шляхом спостережень.
Сонце, сонцеподібні зорі і деякі червоні гіганти стохастично збуджуються до коливань внаслідок конвекції: переносу кінетичної енергії конвекційними осередками з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери.
У подвійних зоряних системах коливання однієї зорі може збуджувати її супутник, внаслідок дії припливних сил, які періодично змінюються через ексцентриситет орбіти. Прикладом є еліпсоїдальні змінні. Коливання збуджуються в періастрі. Із віддаленням зір одна від одної коливання поступово загасають через внутрішнє тертя, але в наступному проході періастру амплітуда знову збільшується. Крива блиску в деяких випадках має вигляд, подібний до кардіограми серця, за що дослідники назвали їх «зорями серцебиття» (). Декілька таких зір було виявлено за допомогою космічного телескопа Кеплера.
Характер пульсацій Незалежно від механізму фундаментальний період коливань зорі пов'язаний із середньою густиною зорі :
Якщо зоря пульсує з фундаментальним періодом, то кажуть, що пульсації відбуваються в основній моді. У цьому разі коливання є радіальними, тобто зоря зберігає сферичну симетрію. Одночасно з пульсаціями в основному моді можливі пульсації в обертонах з меншим періодом. Пульсації в обертонах також сферично симетричні, але всередині зорі присутня одна або кілька сфер, де речовина не рухається: коли область усередині сфери стискається, то область зовні розширюється, і навпаки — тобто, ці сфери являють собою вузли коливань. Коливання в першому обертоні мають один вузол, у другому — два вузли, і так далі. Положення цих вузлів зазвичай не змінюються, тобто, коливання являють собою стоячі хвилі. Зазвичай зорі з великими амплітудами змін блиску пульсують насамперед в основному моді.
Пульсації також можуть бути нерадіальними. У цьому разі зоря не зберігає сферичної форми, і, наприклад, може по черзі ставати то сплюснутим, то витягнутим еліпсоїдом: одні частини зорі можуть стискатися в той самий час, коли інші — розширюються. Нерадіальні пульсації поділяють на дві основні групи: пульсації у g-режимі, де силою, що повертає зорю до стану рівноваги, є гравітація, та p-режимі, де такою силою є сила тиску. У першому випадку рух речовини близький до радіального, а в другому — близький до горизонтального (схожий на хвилі на воді). Нерадіальні пульсації призводять до менших змін блиску і кольору зорі, ніж радіальні. Моди пульсації з періодами довшими ніж період основного радіального моду зазвичай є пульсаціями у g-режимі, натомість моди із рівними чи коротшими періодами є пульсаціями у p-режимі. Радіальні пульсації завжди є пульсаціями у p-режимі. Коливання зорі можна описати сферичними гармоніками або їх комбінаціями.
Через те, що зорі мають різну густину в різних областях — зокрема, густина в центрі зорі зазвичай на кілька порядків перевищує середню — відносна амплітуда коливань у центрі значно менша, ніж у зовнішніх областях. Оскільки за тривалих спостережень навіть невеликі зміни періоду можуть бути виявлені, то можна виявити повільну зміну густини внаслідок еволюції зорі.
Вимірювання параметрів Унаслідок еволюції зорі змінюються її фізичні параметри, зокрема густина і пов'язаний з нею фундаментальний період коливань. Хоча еволюційні зміни йдуть дуже повільно, відповідну їм невелику зміну періоду все одно можна відстежити, спостерігаючи зорю тривалий термін. Для цього використовують діаграму O-C, на якій відмічається різниця між спостережуваним і обчисленим моментом досягнення максимуму блиску. За велику кількість пульсацій навіть невелика зміна одного періоду стане помітною, а якщо період рівномірно змінюється з часом, точки на діаграмі утворюватимуть параболу. Таким чином, за цією діаграмою можна відстежувати зміни внаслідок еволюції зір, проте видима зміна періоду може бути спричинена й іншими обставинами, наприклад, рухом зорі по орбіті в подвійній системі.