Всі класичні пульсуючі зірки знаходяться в так званій смузі нестабільності на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Саме там створюються сприятливі умови для пульсацій. Її блакитна межа визначається утриманням іонізованого гелію в зовнішніх шарах і масою зірки, а червона — конвекцією, що перешкоджає пульсаціям.
Але в такомувиді теорія пульсацій добре придатна тільки для класичних пульсуючих зірок, зокрема цефеїд, що зовсім нещодавно лишили головну послідовність. Складніше пояснити пульсації довгоперіодичнихзірок, що перебувають у більш пізній стадії еволюції, коли гелій горить у прошарку навколо ядра, у якому гелій уже цілком перетворився на вуглець. Тяжко пояснити нестабільність їх кривих блиску і періодів. Існують гіпотеза про внесок у пульсації зони іонізованого водню, а також про внесок графітових частинок у непрозорість.
Ще важче пояснити пульсації білих карликів (ZZ Кита) і найбільше загадкових пульсуючих зірок типу β Цефея, що знаходяться далеко від смуги нестабільності. Для них поки що не існує теорії пульсацій.
Типи пульсуючих зірок
У таблиці для різноманітних типів пульсуючих зірокприведені основні характеристики і їх клас світності, що визначається по діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Типи зірокприведені в порядку зменшення їхніх періодів.
| Період | Амплітуда | Спектральний клас | Клас світності | Позначення типу по ЗКЗЗ[1] | ||
| Довгоперіодичні пульсуючі зірки | Неправильні | -- | 1-2 | F,G,K,M,S | Надгіганти і яскраві гіганти | L |
| Міріди (тип О Кита) | 100-1000 d | > 2.0 | Me, Se | Гіганти | M | |
| Напівправильні | 30-1000* d | 1-2 | F,G,K,M,S | Надгіганти і яскраві гіганти | SR | |
| тип RV Тільця | 30-200* d | 1-2 | F,G,K | Надгіганти і яскраві гіганти | RV | |
| Класичні пульсуючі зорі | тип δ Цефея | 1-70 | 1-2 | F5-K0 | Надгіганти | D Cep |
| тип W Діви | 1-70 | 1-2 | F5-K0 | Надгіганти | CW | |
| тип RR Ліри | .2-1.0 | .5-2 | A7-F5 | Надгіганти | RR | |
| тип SX Фенікса | .05-.2 | .2-1.2 | A – F | Субкарлики | SX Phe | |
| тип δ Щита | <0.3 | 0.001-0.3 | A – F | Карлики | D Sct | |
| Зірки з не радіальними пульсаціями | тип β Цефея | 3-7 | 0.1 | B0-B5 | Гіганти і субгіганти | B Cep |
| тип ZZ Кита | 100-1000 s | 0.3 | DA | Білі карлики | ZZ |
Цефеїди
Цефеїди (або зірки типу δ -Цефея) є найбільш вивченими зірками, у яких більшість явищ добре пояснюютьсяпульсаціонною теорією.
Це жовті надгіганти, що порівняно нещодавно вийшли з головної послідовності. Їхні радіуси 10-150 радіусів Сонця, маси 3-16 маси Сонця.
Криві блиску, як правило, дуже асиметричні. В районі періоду в 2 дні з'являється горб на спадній гілці, у районі 9 днів - плоский максимум, а при великих періодах - горб на спадній гілці. Це пояснюють наявністю двох коливань, що змінюються місцями з амплітудою біля 9 днів. Тому ж у районі цього періоду спостерігається мінімум амплітуди, через те, що коливання гасять один одного.
Загалом, амплітуда росте з періодом, що пояснюється просуванням по діаграмі Герцшпрунга-Рессела (див. малюнок ).
Існують зорі, наприклад RU Cam, у яких коливання припинялися, а через деякий час відновилися. Це пов'язано з виходом її за межі смуги нестабільності при еволюційномурусі по діаграмі ГР.
Існують так звані s-цефеїди, у яких крива синусоїдальна і амплітуди малі. Передбачено, що вони проходять через смугу нестабільності перший раз, на відміну від інших, що вже побували в стадії червоного надгіганта (із глибокою конвективною зоною), збільшивши при цьому вміст гелію в зовнішніх шарах.
Існують зорі, що пульсують із двома періодами. В останньому випадку циклічні зміни періоду і форми кривої блиску (амплітуди і асиметрії) пояснюються інтерференцією періодів. В загалі зміни періоду малі — у цефеїд найбільш стабільнікриві блиску з усіх пульсуючих зірок.
Для цефеїд існує певна залежність “період - світність", що дозволяє точно визначати відстані до них (знаючи світність, тобто абсолютну зоряну величину, і видиму зоряну величину, можна обчислити відстань до зірки). На цій залежності базується точний метод визначення відстаней до інших галактик Місцевої групи Магелланових Хмар, туманності Андромеди, відомої спіральної галактики в Трикутнику (M 33) і інших. Якщо вийти за межі Місцевої групи, де навіть за допомогою потужних інструментів не різняться окремі зірки, то і там калібрування відстаней у першу чергу визначається залежністю “період - світність", установленої для близьких областей.
Тип W Діви
У зірок типу W Діви маси істотно менше, ніж у цефеїд — біля 0,5 маси Сонця і також менші їхньої світності. Вони знаходяться нижче з права на діаграмі Герцшпрунга-Рессела.
На кривих блиску присутні горби і подвійні максимуми, а в спектрі емісійні лінії. Це свідчить про утворення ударних хвиль в атмосфері зірок, що зменшують стабільність кривої блиску.
Тип RR Ліри
Їх називають також змінними в скупченнях, тому що вони достатньо характерні для кульових зоряних скупчень. Виділяють підкласи RRab, що мають асиметричну криву з горбом на початку висхідноїгілки і RRc із більш плавною кривою (див. мал. 7).
Характерною рисою євідмінність визначення спектрального класу по металах і водню.
Променеві швидкості, виміряні по водню і по металах, показують різні криві, що пов'язано з різними коливаннями водневого і металевогошарів, причому металевий шар залягає глибше. Внаслідок сутички цих коливань з'являються ударні хвилі, що призводять до розігрівання речовини і появи емісійних ліній. Все це вносить додаткову нестабільність в криву блиску.
Зміни періоду бувають із стрибкоподібними переключеннями, зустрічаються прогресивні зміни в обидвісторони, іноді неправильні зміни. Характерні циклічні зміни періоду і кривої блиску, викликані так званим ефектом Блажко. Цей ефект виникає внаслідок інтерференції двох коливань із різними періодами (основного і того що обурює), що вивчаються по металевомупрошарку, що залягає близько до фотосферизірки. Відбувається інтерференція змін радіуса, тому криву блиску не можна однозначно розкласти на два коливання.
Сам період Блажко також змінюється внаслідок зміни двох періодів, що інтерферують.
Для досліджень змін періодів часто використовують так звані діаграми O-C (observed - calculated: спостережене мінус обчислене), тобто різниці між моментами максимумів, отриманими по спостереженнях і обчисленими, використовуючи середній період. Якщо період змінюється стрибкоподібно, то діаграма має видламаної лінії, як це показано на малюнку.
У випадку ефекту Блажко ця діаграма буде мати синусоїдальнийвид.
Тип SX Фенікса
Це проміжний тип між δ Щита і RR Ліри. Знаходяться під головною послідовністю (субкарлики). Іноді їх називають "карликовими" або "короткоперіодичними" цефеїдами. Маса менше Сонячної.
Криві блиску мають особливості, характерні і для δ Щита і для RR Ліри (ефект Блажко).
Спектральний клас різний по лініях металів і водню, але в середньому більш пізній, чим у RR Ліри, і більш схожий на δ Щита.
Тип β Цефея
До нього належать гарячі гіганти і надгіганти, що знаходяться досить далеко від смуги нестабільності.
Характерні малі періоди (часи) і амплітуди, симетричні криві блиску. Періоди можуть належати множинінерадіальних пульсацій.
Причина пульсацій невідома, тому що клапанний механізм не єефективним при таких великих температурах і високомуположенні зони іонізації гелію.
Тип ZZ Кита
Це пульсуючі білі карлики з температурою 120 000 K, масою 0.6 сонячної і густиною біля 1 млн. м./см3. Більшість має спектральний клас DA (для білих карликів існує своя спектральна класифікація, що відбивається буквою D (від англійського White Dwarf — білий карлик), друга літера відповідає положенню на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Мультиперіодичні пульсації схожі на пульсації у RR Ліри, але з меншим масштабом змін. Також у зірках типу ZZ Кита спостерігаються нерадіальні пульсації. Фотоелектричні виміри показують — крива, що спостерігається, може бути пояснена тільки коливанням температури без коливання радіуса.
Ці зірки знаходяться на продовженні смуги нестабільності в область білих карликів. Вони займаютьтой діапазон температур, у якому при еволюційному охолодженні білих карликів в їхніх зовнішніх шарахутворюється зона іонізації водню, і отже, можна припустити, що пульсаціями управляє той же клапанний механізм.
У білих карликів переважним елементом в атмосфері є гелій. Певне, серед цих об'єктів зустрічаються об'єкти з не радіальними пульсаціями.
Тип О Кита (Міріди)
Мірідиє холодними гігантами на пізній стадії еволюції, переважно класу М (титанові зірки), зустрічаються також класи G (вуглецеві) і S (цирконієві).
В спектрах всіх мірід присутні емісійні лінії, що свідчать про проходження в атмосферах цих зірок ударних хвиль.
Криві блиску показують сильну нестабільність від циклу до циклу, хоча крива може бути описана одним середнім періодом (див. мал. 9).
Подібна нестабільність може бути пов'язана з порушенням пульсацій у зоні іонізованого водню в протяжній атмосфері зірки і проходженням ударних хвиль. Проте, остаточної теорії пульсацій подібних зірок, також як і іншихдовгоперіодичних змінних, не існує.
Зміни періодів мають різноманітний характер: стрибкоподібні і плавні неправильні зміни (найбільш частий тип), циклічні стрибкоподібні зміни, циклічні плавні (синусоїдальні зміни). Цикли цих змін у тих зірок, у яких вони можуть передбачатися складають значення 13000-22000 d.