Lection 03

1. Основные классы физически переменных звёзд: пульсирующие и эруптивные

Казань - 2022

2.

Физические переменные подразделяют на
пульсирующие и эруптивные:
• Пульсирующие переменные звезды
характеризуются плавными и
непрерывными изменениями блеска
• Эруптивные переменные звезды
характеризуются неправильными, часто
быстрыми и сильными изменениями блеска
2

3.

• Эруптивные переменные звёзды делят на две
группы:
1. Молодые, недавно сформировавшихся звёзд, к
которым относят быстрые неправильные
переменные, вспыхивающие звёзды и
родственные им объекты.
2. Звёзды, у которых время от времени
отмечаются быстрые и большие увеличения
яркости. Это новые звёзды, повторные новые,
звёзды типа U Близнецов, новоподобные и
симбиотические переменные звезды.
3

4. Возможные причины физической переменности звёзд

• В 1878-1883 гг. А. Риттер впервые
попытался объяснить звездную
переменность пульсациями газовых шаров.
• В 1918-1926гг. был опубликован цикл работ
А. Эддингтона (1882-1944), посвященный
исследованию адиабатических собственных
радиальных колебаний газовых шаров.
4

5.

В предположении малых колебаний
Эддингтон вывел формулу для величины
диссипации механической энергии колебаний
W, возникающей при работе
термодинамической тепловой машины:
5

6. Первый механизм Эддингтона

• Эддингтон выдвинул конкретные возможности
реализации отрицательной диссипации в
звездах.
• Отрицательная диссипация должна
накапливаться в той зоне, где вырабатывается
звездная энергия.
• В настоящее время считается, что механизм
пульсаций, основанный на зоне источников
энергии звезды, в большинстве случаев
неэффективен.
6

7. Второй механизм Эддингтона

• Этот механизм можно уподобить конструкции
двигателя, в котором вместо того, чтобы
организовать поступление тепла в момент
сжатия, предусмотрели уменьшение оттока
энергии из цилиндра при сжатии
• В случае звезды это означает ситуацию, в
которой непрозрачность увеличивается при
сжатии
• Такой механизм часто называют клапанным
(каппа-механизм)
7

8. κ-механизм

В 1950-е годы С.А.Жевакин) открыл тот конкретный
вариант κ-механизма, который ответственен за пульсации
переменных звезд многих типов, в частности, цефеид,
переменных типа RR Лиры и многих других. Основную
роль в механизме Жевакина играет так называемая зона
двукратной критической ионизации гелия. Это та зона, в
которой в течение цикла пульсаций гелий то ионизуется до
"голого" ядра, то вновь рекомбинирует до однократно
ионизованного состояния. При сжатии температура
повышается, гелий ионизуется, на это уходит энергия,
которая, таким образом, задерживается в рассматриваемой
зоне. При последующем расширении гелий рекомбинирует,
энергия высвечивается и уходит из зоны наружу.
8

9.

Схема расположения зоны отрицательной диссипации внутри звезды (по
С.А.Жевакину): (a) - внутренняя область звезды, (b) - зона отрицательной диссипации,
(c) - атмосфера звезды. Внизу представлено изменение удельной теплоемкости при
постоянном объеме cv и расположение зон критической ионизации He II, He I и H
внутри звезды.
9

10.

• Линейная пульсационная теория позволяет найти
области диаграммы Герцшпрунга-Рессела, в
которых звезда окажется неустойчивой в тех или
иных пульсационных модах, а также определить
периоды всех мод пульсаций каждой звездной
модели.
• При этом основной модой называют такое
колебание, при котором на поверхности звезды
находится пучность стоячей волны, в центре - узел,
а в промежутке других узлов нет. Если между
поверхностью звезды и ее центром есть еще один
узел, говорят, что звезда пульсирует в первом
обертоне (первой гармонике); два промежуточных
узла соответствуют второму обертону, и т.д.
10

11.

Пульсирующие звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рессела
11

12.

Сравнительно недавно радикальному
пересмотру подверглись наши представления
о коэффициенте непрозрачности в звездных
недрах. В результате использования новых
непрозрачностей в пульсационных расчетах
было установлено, что области
нестабильности охватывают весьма
обширные регионы на диаграмме
Герцшпрунга - Рессела, а зоны относительной
стабильности являются скорее исключением.
12

13. Общее представление о современной классификации физически переменных звёзд

• Постепенно выясняется взаимосвязь различных типов
переменности блеска. Нередко возникает необходимость
отнесения одного и того же объекта сразу к нескольким типам
переменности, поскольку они определяются разными
физическими причинами.
• В настоящее время ясно, что не существует нижнего предела
амплитуды изменений блеска переменных, подлежащих
регистрации.
• Переменность в далеком ультрафиолетовом и рентгеновском
излучении, в далеком инфракрасном и радиодиапазоне
оказывается характерным свойством переменных звезд разных
типов.
13

14. Схема расположения пульсирующих переменных звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела

14

15.

• Тип PV Tel. Это гелиевые сверхгиганты класса Вр,
характеризующиеся слабыми линиями водорода в
спектрах, усиленными линиями гелия и углерода,
пульсирующие с периодами от 0d.1 до 1d или
меняющие блеск с амплитудой около 0m.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 0m.1
нередко кажутся неправильными, так как
вызываются наложением многих колебаний с
близкими периодами. Наблюдаются циклы от
нескольких дней до нескольких десятков дней.
15

16.

• 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 0d.1-0d.6, и амплитудами изменения блеска от 0m.01 до
0m.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) - короткопериодические переменные типа β Сep. Они имеют
спектральные классы В2-В3 IV-V, периоды и амплитуды
изменения блеска заключены в пределах 0d.02-0d.04 и 0m.0150m.025, т.е. на порядок меньше обычно наблюдаемых у звёзд
типа δ Сер. Физически это массивные звёзды в стадии
перестройки верхних слоев после исчерпания водорода в
центральных областях.
16

17.

Тип δ Cep (классичесике цефеиды). Это радиально пульсирующие
переменные высокой светимости (классы светимости Iв - II) c
периодами от 1d до 135d и амплитудами от нескольких сотых до 2m
(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.
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 0m.5 (V) (0m.7 в полосе B) и почти
симметричными кривыми блеска, периоды их не превышают 7d.
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 2d до 7d.
17

18.

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 3m - 4m(V). Периоды
между двумя соседними главными
минимумами являются формальными и
заключены в пределах от 30d до 1500d.
18

19.

Тип W Vir. Это пульсирующие переменные - гиганты
сферической составляющей или старой составляющей
диска Галактики с периодами приблизительно от 0.d8 до
35d и амплитудами от 0m.3 до 1m.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 δ Цефея. При одинаковом периоде переменные типа
W Девы на 0.m7-2m слабее переменных типа δ Цефея.
Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от
кривых блеска переменных типа δ 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
19

20.

• 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 2m.5 до 11m (V), изменения происходят с хорошо
выраженной периодичностью и периодами, заключенными в
пределах от 80d до 1000d. Инфракрасные амплитуды изменения
блеска невелики. Так, например, в полосе К они обычно не
превышают 0.m9. 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 20d до 2000d и больше, формы кривых изменения
блеска разнообразны и переменны, амплитуды от нескольких
сотых до нескольких звёздных величин.
20

21.

Тип RR Lyr (лириды). Это радиально пульсирующие гиганты
спектральных классов A-F с периодами, заключенными в пределах
от 0d.2 до 1d.2, и амплитудами изменения блеска от 0m.2 до 2m (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 0d.3 до 1d.2 и
амплитудами от 0m.5 до 2m (в полосе V).
RRc - переменные RR Лиры с почти симметричными, иногда
синусоидальными, кривыми блеска с периодами от 0d.2 до 0d.5 и
амплитудами, не превышающими 0m.8.
21

22.

• Тип δ Sct. Это пульсирующие переменные спектральных
классов А0-F5 III-IV c амплитудами изменения блеска от 0m.003
до 0m.9 (в полосе V) (в основном несколько сотых звёздной
величины) и периодами от 0d.01 до 0d.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
0d.04 до 0d.08 с переменной амплитудой изменения блеска,
которая может достигать 0m.7 в полосе V. Встречаются в
шаровых скоплениях.
22

23.

• 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, заслуживающих 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 0m.2.
23

24. Сверхновые и пульсары

Сверхновые (SN) - звезды, в результате взрыва быстро
увеличивающие свой блеск на 20 и более величин, а затем
медленно ослабевающие. Спектр при вспышке
характеризуется наличием очень широких эмиссионных
полос. В результате взрыва структура звезды полностью
меняется. На месте сверхновой остается расширяющаяся
эмиссионная туманность и (не всегда наблюдаемая)
быстро вращающаяся нейтронная звезда с сильным
магнитным полем, излучающая в радио, оптическом и
рентгеновском диапазонах длин волн, - пульсар (PSR),
период изменения блеска которого (от нескольких сотых
секунды до нескольких секунд) равен периоду его
вращения.
24

25.

Новые звезды (N) - тесные двойные с периодами орбитального движения от 0.d05
(WZ Sge) до 230d(T CrB), одним из компонентов которых является карликовая
горячая звезда. Новые звезды внезапно увеличивают свой блеск на 6-16m а затем
постепенно в течение нескольких лет или десятков лет возвращаются к
первоначальному состоянию. Холодные компоненты, в зависимости от
светимости горячих, являются гигантами, субгигантами или карликами
спектральных классов К-М.
25

26.

• Спектры Новых близ максимума блеска сначала похожи
на спектры поглощения A-F звезд высокой светимости.
Затем в них появляются широкие эмиссионные линии
водорода, гелия и других элементов о абсорбционными
компонентами, свидетельствующими о наличии быстро
расширяющейся оболочки. По мере ослабления блеска в
спектре появляются запрещенные эмиссионные линии,
характерные для спектров газовых туманностей,
возбуждаемых горячей звездой. В минимуме блеска
спектры Новых, как правило, непрерывны или сходны
со спектрами звезд типа Вольфа-Райе. Признаки
холодных компонентов обнаруживаются в спектрах
лишь наиболее массивных систем.
• У некоторых Новых после вспышки обнаруживаются
пульсации горячих компонентов с периодами порядка
100 секунд и амплитудами около 0.m05.
26

27. Классификация новых звезд по характеру изменения блеска

• Na - быстрые Новые, характеризующиеся быстрым подъемом
блеска и уменьшающие блеск после достижения максимума на
3m за 100 или меньше дней (GK Per).
• Mb - медленные Новые, уменьшающие блеск после достижения
максимума на 3m за 150 и более дней (RR Pic).
• Nc - Новые с очень медленным развитием, свыше десяти лет
остающиеся в максимуме блеска и ослабевающие очень
медленно. Единственный представитель - RT Ser. He исключено,
что в действительности должны относиться к другому типу
переменности.
• Nr - повторные Новые Отличаются от типичных Новых тем, что
у них зарегистрирована не одна, а две или несколько вспышек,
разделенных интервалами от 10 до 80 лет (T CrB).
27

28. Симбиотические переменные

• Переменные типа Z And (симбиотические переменные) - тесные
двойные, состоящие из горячей звезды и звезды позднего
спектрального класса, суммарный блеск которых испытывает
неправильные изменения с амплитудой до 4m.
• RR Tel. Это новонодобные симбиотические эруптивные
переменные, блеск которых после возрастания на 4-6m
показывает значительные изменения, но до сих пор не вернулся
к первоначальному уровню; до вспышки эти объекты могут
показывать долгопериодические изменения блеска с
амплитудой в одну-две величины; характерная особенность
этих переменных - эмиссионный спектр высокого возбуждения,
сходный со спектрами планетарных туманностей, звезд типа
Вольфа-Райе и симбиотических переменных.
28

29. U Gem (UG) – карликовые новые

Состоят из звезды-карлика или субгиганта
спектрального класса К-М, заполняющей объем
своей внутренней критической поверхности
Роша, и белого карлика, окруженного
аккреционным диском. Орбитальные периоды
заключены в пределах от 0.d05 до 0.d5. Спектр
системы в минимуме блеска непрерывный с
широкими эмиссионными линиями водорода и
гелия. В максимуме блеска эти линии почти
исчезают или превращаются в неглубокие линии
поглощения.
29

30.

30

31. По характеру изменения блеска переменные типа U Gem можно разделить на три подтипа: SS Cyg, Z Cam и SU UMa.

Переменные типа UG(SS) увеличивают свой блеск за 1-2d на 2-6d и через несколько
дней возвращаются к первоначальному блеску. Промежутки между соседними
вспышками меняются, но для каждой звезды характерен свой средний цикл,
соответствующий средней амплитуде изменения ее блеска. Чем больше цикл, тем
больше амплитуда. Значения циклов заключены в пределах от 10 до нескольких тысяч
дней.
Переменные типа UG(Z) также показывают циклические вспышки, но в отличие от
переменных типа UG(SS) иногда после вспышки не возвращаются к первоначальному
блеску, а в течение нескольких циклов сохраняют величину, промежуточную между
максимальной и минимальной. Значения циклов заключены в пределах от 10 до 40d,
амплитуды изменения блеска - от 2 до 5m.
Переменные типа UG(SU) характеризуются наличием двух видов вспышек –
нормальных и сверхвспышек. Нормальные, короткие вспышки похожи на вспышки
звезд типа UG(SS). Сверхвспышеки ярче нормальных на 2m, более чем в пять раз
продолжительнее (шире) и наступают более чем в три раза реже нормальных. Во время
сверхвспышек - на кривой блеска наблюдаются накладывающиеся на нее
периодические колебания (сверхгорбы) с периодом, близким к орбитальному, и
амплитудами около 0.m2-0.m3. Орбитальные периоды меньше 0.d1, спектральный класс
спутников - dM.
31

32. Рентгеновские переменные

ХВ - рентгеновские (X) вспыхивающие (bursters). Тесные двойные системы,
показывающие рентгеновские и оптические вспышки продолжительностью от
нескольких секунд до десяти минут с амплитудой порядка 0.m1V (V801 Ara,
V926 Sco).
XN1a - рентгеновские новоподобные (XNI), главный компонент которых
является сверхгигантом раннего спектрального класса, а спутник-горячим
компактным объектом (белым карликом или нейтронной звездой). При
вспышке главного компонента выброшенная им масса падает на компактный
объект, вызывая с значительным запозданием появление рентгеновского
излучения. Амплитуда-порядка 1-2mV (V725 Таu).
XN1b - рентгеновские новоподобные (XN1), содержащие наряду с горячим
компактным объектом карлик или субгигант спектрального класса К-М.
Системы, быстро увеличивающие свой блеск на 4-9m V одновременно в
оптическом и рентгеновском диапазонах длин волн без выброса оболочки.
Продолжительность вспышки - до нескольких месяцев (V616 Mon).
32

33.

• XFL - рентгеновские флуктуирующие (F) системы; главный
компонент - эллипсоидальный (L) сверхгигант раннего спектрального
класса. Наряду с изменением блеска с амплитудой порядка 0.m1,
обусловленным вращением эллипсоидального компонента с периодом
в несколько дней (орбитальным), наблюдаются флуктуации
рентгеновского и оптического излучения с периодом порядка десятков
миллисекунд (Cyg X-l = V1357 Cyg).
• XPL - рентгеновские системы с пульсаром (Р); главный компонент эллипсоидальный (L) сверхгигант раннего спектрального класса.
Эффект отражения очень мал, и переменность блеска в основном
обусловлена вращением эллипсоидального главного компонента.
Периоды изменения блеска заключены в пределах от 1d до 10d, период
пульсара в системе - от 1 секунды до 100 минут., Амплитуда
изменений блеска не превышает нескольких десятых звездной
величины (Vel X-1 = GP Vel).
33

34.

XPRE - рентгеновские двойные с пульсаром (Р), характеризующиеся
наличием эффекта отражения (R) и затмениями (Е). Состоят из компонента
спектрального класса dB-dF и горячего компактного компонента. Когда
главный компонент системы подвергается рентгеновскому облучению,
средний блеск системы максимален, в периоды малой активности
рентгеновского источника - минимален. Полная амплитуда изменений блеска
может достигать 2-3m. Вторичный минимум на кривой изменения блеска,
носящей затменный характер, может исчезать и вновь появляться (HZ Her).
ХМ - рентгеновские двойные, состоящие из карлика спектрального класса dKdM и горячего компактного объекта с сильным магнитным полем (М).
Аккреция вещества на магнитные полюса компактного объекта
сопровождается появлением круговой поляризации излучения; поэтому эти
системы часто называются полярами. Обычно амплитуда изменения блеска
порядка 1m, но средний блеск при облучении главного компонента
рентгеновским излучением может возрастать на 3m. Полная амплитуда
изменения блеска может достигать 4-5m. Карликовая разновидность систем
типа XPRE (AM Her, AN UMa).
XI - рентгеновские неправильные (I). Тесные двойные системы, со стоящие из
горячего компактного объекта и карлика спектрального класса dG-dM;
характеризуются неправильными изменениями блеска с характерным
временем порядка минут и часов и амплитудой порядка 1m (V818 Sco).
34

35. Изменение звёздной величины и спектрального класса звезды вследствие изменения площади фотосферы и её температуры.

Распределение численности пульсирующих звезд в зависимости от продолжительности периода
35

36. Кривые изменения блеска пульсирующих звезд

Мера асимметрии:
ε = (Мах - Min)/P
Мах - момент максимума блеска, Min момент предшествовавшего ему минимума, Р
- период колебаний блеска, равный периоду
пульсаций.
36

37. Кривые изменения блеска в визуальных (I) и фотографических (II) лучах, показателя цвета (III), изменения общей энергии

излучения (IV), лучевых скоростей (V) и радиуса (VI) цефеиды RT Возничего
37

38.

Карликовые цефеиды - звезды, обладающие самыми короткими
периодами изменения блеска. Их периоды заключены в пределах
от 0,055 до 0,178 суток, а амплитуды - от 0,3 до 1,2 звездной
величины. Средние температуры их фотосфер от 7400 до 8450°,
так что они спектральных классов A -F. Они были названы
карликовыми цефеидами, так как их абсолютные звездные
величины заключены в пределах от 5m до 2m,4, т. е. они
располагаются па диаграмме Г - Р вблизи главной
последовательности. Карликовые цефеиды обладают одним
интересным свойством. У них форма кривой блеска подвержена
периодическим изменениям, причем вторичный период в 3,36-4,32
раза продолжительнее главного периода колебаний блеска.
Вследствие малой продолжительности периодов этих звезд за один
год происходит несколько сотен полных колебаний, и потому
всякие отклонения от стабильности могут быть обнаружены на
протяжении немногих лет. И действительно, были обнаружены
такие объекты, колебания которых нестабильны, а периоды
подвержены быстрым изменениям. В этом, в частности, и состоит
причина необходимости регулярных наблюдений этих звезд.
38

39.

Звезды типа RV Тельца непосредственно примыкают к
цефеидам, если судить по продолжительности их периодов,
заключенных в пределах от 32 до 144 суток. Кривая
изменения блеска до некоторой степени напоминает
кривую блеска затменной звезды типа β Лиры. После
глубокого минимума следует высокий первичный
максимум. Его сменяет не очень глубокий вторичный
минимум, после чего наблюдается вторичный, менее
высокий максимум. Наконец, по истечении периода
повторяется глубокий минимум. Пытались объяснить это
явление затмениями, но это не оправдывается хотя бы
потому, что у этих звезд иногда наступают интервалы
неправильных изменений блеска и нарушения
периодичности. Это, несомненно, пульсирующие гиганты,
причем обладающие очень протяженными оболочками и
высокими светимостями. В их атмосферах происходят
бурные движения, атмосферы расслоены, иногда
вспыхивают интенсивные эмиссионные линии.
39

40.

Кривые изменения блеска и других параметров у звезды типа RV Тельца - АС Геркулеса
40

41.

41

42. PV Telescopii

42

43. α Лебедя

43

44. Beta Cephei

44

45. δ Cep

45

46. RV Тельца

46

47. W Virginis

47

48. Omicron Ceti

48

49. SR

49

50. RR Лиры

50

51. Delta Scuti

51

52. SX Phoenicis

52

53. T Tauri

53

54. ZZ Ceti

54