Нестационарные звёзды

Нестационарные звёзды, звёзды, у которых наблюдается значительное нарушение равновесия внешних слоев. Оно проявляется в виде переменности блеска или спектра звезды, а также в наличии линий излучения в спектре. Строго говоря, стационарных звёзд не существует. Наше Солнце постоянно испытывает нарушения равновесия во внешних слоях в виде выброса протуберанцев. Однако характеристики Солнца как звезды — его светимость, спектр, размеры, масса — остаются неизменными в течение достаточно длительного времени, поэтому Солнце относится к стационарным звёздам. Частным, но наиболее многочисленным типом Н. з. являются физические переменные звёзды, для которых характерно изменение блеска. Наиболее общие проявления звёздной нестационарности: выброс вещества из звезды в окружающее пространство, пульсации, наличие оболочек. Выброс вещества может быть постоянным в течение определённого периода жизни звезды. Это наблюдается у Вольфа — Райе звёзд, звёзд типа Р Лебедя и др. Выброс может также быть и однократным, протекать в форме взрыва, что имеет место у новых звёзд, сверхновых звёзд и некоторых новоподобных звёзд. При пульсациях звезда периодически сжимается и расширяется, однако при этом вещество звезду не покидает. Это явление характерно для цефеид и др. пульсирующих переменных звёзд; если они имеют постоянные периоды пульсации, то их относят к квазистационарным звёздам. Оболочки звёзд, присутствие которых обнаруживается по наличию эмиссионных линий в спектре, образуются в результате выброса вещества из звезды и свидетельствуют о прошлой или современной нестационарности. Причины нестационарности звёзд весьма разнообразны; выделяют внутренние и внешние (например, влияние близкого спутника в двойной звезде). С точки зрения современной теории звёздной эволюции, все звёзды в своём развитии проходят ряд стадий нестационарности, во время которых изменение источников энергии звезды и связанная с этим перестройка её структуры приводят к существенным изменениям характеристик звезды, что наблюдается как изменение блеска и спектра.

  В. П. Архипова.