Не пытаясь конкурировать с Г.М.Рудницким в изложении астрофизических сведений о красных пульсирующих переменных звездах, я должен, однако, дополнить его раздел дополнительной информацией, относящейся к классификации таких звезд.

         Переменные типа Миры Кита обладают, по сравнению, скажем, с классическими цефеидами, значительными неправильностями в изменениях блеска. Все они показывают заметные изменения периода. От цикла к циклу меняется звездная величина в максимуме; для прототипа, o Кита, такие изменения были замечены в XVIII веке, когда еще не существовало понятия десятых долей звездной величины! В третьем издании ОКПЗ для мирид в основной таблице приводились сведения о самом ярком максимуме и самом глубоком минимуме, а в примечаниях - о среднем максимуме и среднем минимуме. При этом данные для самой o Кита были такими. Самый яркий максимум: 2^m.0 vis; средний максимум: 3^m.4; средний минимум: 9^m.3; самый глубокий минимум: 10^m.1. В то же время периодичность мирид вполне заметна и в целом сохраняется веками.

         Итак, переменные типа Миры Кита вполне можно назвать полуправильными. Граница между ними и теми звездами, которые традиционно относят к типу полуправильных пульсирующих звезд, совершенно формально проведена по признаку амплитуды. В ОКПЗ эта граница соответствует амплитуде в 2^m.5 в лучах V. Мириды - это звезды, у которых амплитуда больше предельной во всех или хотя бы в большинстве циклов. Интересно, что до третьего издания ОКПЗ включительно в определении не было оговорено, в каких лучах задается минимальная амплитуда. В те годы почти все исследования выполнялись либо в визуальных, либо в фотографических лучах, а в них амплитуды мирид, как ни странно, почти не отличаются (но амплитуды в красных и особенно в инфракрасных лучах намного меньше). Некоторые авторы принимают другие значения предельной амплитуды; так, в рекомендованной по этому курсу книге Гофмейстера и др. для звезд типа Миры принята минимальная амплитуда 2^m.

         Звезды с меньшей амплитудой подразделяются на четыре основных подтипа.

• SRA - гиганты спектральных классов M, C, S с хорошо выраженной периодичностью, но все же заметно меняющие амплитуду и форму кривой блеска от цикла к циклу. Многие из них имеют в спектре эмиссионные линии и отличаются от переменных типа Миры Кита, по существу, только меньшей амплитудой переменности. Характерная длительность цикла - от месяца и до значений свыше года. Следует пояснить, чтo понимают под хорошо выраженной периодичностью. Это значит, что эфемерида, то есть стандартная формула вида
  
  Max = T₀ + PxE
  позволяет предсказывать максимумы хотя бы на протяжении пяти - десяти циклов с ошибкой не свыше двух - трех десятых цикла.
  
  
• SRB - гиганты спектральных классов M, C, S с плохо выраженной периодичностью, так что невозможно предсказать эпохи максимумов и минимумов блеска. Все же характерную продолжительность цикла (в том же диапазоне, что и для звезд типа SRA) указать можно. Квазипериодические изменения могут временами уступать место медленным неправильным колебаниям и даже почти постоянному блеску.
  
  
• SRC - сверхгиганты классов M, C, S. Циклы - в том же диапазоне.
  
  
• SRD - гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, K. Диапазон, в котором заключены значения цикла, тот же.

         Среди многочисленных полуправильных переменных звезд, обнаруженных в ходе выполнения эксперимента HIPPARCOS, для многих были определены значения цикла от нескольких суток до месяца. При полуправильной переменности такие циклы раньше были известны только для вращающихся карликов типа BY Дракона (о них рассказывается в одной из следующих лекций). Для красных гигантов и сверхгигантов поиск периода в таком диапазоне, как правило, вовсе не проводился. Вероятно, у короткопериодических полуправильных переменных возбуждены пульсации в высоких гармониках. В 76-м списке обозначений переменных звезд (2001 год) для учета этого обстоятельства пришлось ввести новый тип, SRS.

         Звезды, характеризующиеся медленными изменениями блеска пульсационного характера, лишенными каких-либо признаков периодичности или обладающими очень слабо выраженной периодичностью, относят к неправильным пульсирующим переменным (тип L). Отнесение многих переменных к типу L обусловлено лишь недостаточной изученностью, среди них немало объектов, на самом деле являющихся полуправильными переменными или звездами других типов. Б.В.Кукаркин нередко эмоционально называл тип L "мусорной корзиной" или даже "помойной ямой ОКПЗ". Надо признать, что такие типы - резерваты для плохо изученных объектов нужны в каталоге, иначе слишком многие звезды останутся без классификации. По идее у неправильных переменных звезд не должно быть никакой цикличности. Если искать связь блеска в настоящий момент с блеском в предшествующие моменты, то так как изменения у звезд типа L медленные, то с непосредственно прилегающими моментами какая-то связь существовать должна, но чем дальше в прошлое отстоит от нас момент, тем меньше его влияние. Автокорреляционная функция такого процесса по мере увеличения интервала времени должна убывать, на ней не должно быть значимых вторичных максимумов. Для звезд типа L это, как правило, не так, их нельзя назвать истинно неправильными переменными.

         Переменные типа L спектрального класса не ранее K делятся на два подтипа - LB (гиганты) и LC (сверхгиганты). Звезд подтипа LB - подавляющее большинство, поэтому если про какую-либо переменную звезду известно только, что она - медленная неправильная и красная, звезда будет классифицирована как LB.

         Спутник HIPPARCOS обнаружил довольно много переменных звезд, напоминающих классические полуправильные и неправильные переменные, но являющихся субгигантами. В связи с этим в классификацию, по-видимому, придется в ближайшее время вводить новые подтипы. Вообще, данные HIPPARCOS убедительно показывают, что среди красных звезд практически нет постоянных, правда, это не значит, что все красные переменные пульсируют (мы уже упоминали звезды типа BY Дракона, переменность которых связана с осевым вращением и наличием пятен на поверхности).

         Переменные красные гиганты представлены в населениях различного возраста. Так, они широко распространены среди звезд вблизи вершины ветви красных гигантов в шаровых скоплениях. Когда-то считалось, что в шаровых скоплениях отсутствуют звезды типов SRA и SRB и встречаются только звезды типа SRD. Это мнение было основано на убеждении, что в шаровых скоплениях вообще нет звезд спектрального класса M (то есть звезд с полосами TiO в спектрах). Действительно, в шаровых скоплениях, характеризующихся, как мы знаем, в среднем значительно пониженным содержанием тяжелых элементов в атмосферах звезд, звезды спектрального класса M не очень распространены. Но в тех шаровых скоплениях, у которых содержание металлов понижено не сильно, область вершины ветви гигантов на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла все же заселена звездами спектрального класса M, которые вполне подходят под определение переменных типа SRA и SRB. Другой вопрос (не продуманный до конца, поскольку звезды шаровых скоплений в ОКПЗ пока не включены) - следует ли строго придерживаться отнесения полуправильных переменных шаровых скоплений к типу SRD, если полос TiO у них нет, и к типам SRA и SRB, если такие полосы есть. Быть может, при этом мы будем "по живому" резать в сущности единый тип переменности.

         В рассеянных звездных скоплениях встречаются переменные красные сверхгиганты. Так, в знаменитом двойном скоплении h и c Персея есть 7 полуправильных и один неправильный сверхгигант.

         Звезды типа SRD также, по-видимому, встречаются в населениях разного возраста. На начальных этапах подготовки 4-го издания ОКПЗ обсуждался вопрос о выделении в специальный подтип тех SRD-звезд, которые принадлежат к сферической составляющей, но эта идея не была реализована из-за сравнительной немногочисленности звезд типа SRD и трудностей отнесения индивидуальных звезд к составляющим Галактики.

         В литературе в применении к некоторым звездам, которые ОКПЗ относит к типу SRD, встречается термин "звезды типа UU Геркулеса". Его ввел в начале 1980-х гг. болгарский астроном Д.Д.Саселов (в настоящее время он работает в США). Он сформулировал шесть признаков переменных этого типа.

1. Спектральный класс F0 - F7.
2. Класс светимости Ib - Ia.
3. Содержание тяжелых элементов - солнечное.
4. Очень специфическая переменность блеска и лучевой скорости с малой амплитудой и большим периодам. Весьма характерно чередование двух близких значений периода: одно из них "работает" несколько циклов, а затем, также на несколько циклов, уступает место другому.
5. Большое расстояние от галактической плоскости, |Z| ³ 1 кпк.

Что касается самих изменений блеска звезд типа UU Геркулеса, то нам они не представляются чем-то очень сильно отличающимся от переменности других звезд типа SRD. Проблема в другом - очень трудно понять, откуда на большом удалении от галактической плоскости взялись сверхгиганты солнечного химизма. Для объяснения приходится прибегать к довольно искусственным построениям.