Прежде чем говорить о физических аспектах пульсирующих звезд следует определиться с вопросом о том, что такое пульсация. Классически – это периодическое изменение блеска некоторых звезд, сопровождаемое изменением физических параметров, радиуса, температуры, давления. При этом очевидно, что в процессе пульсации происходит периодический отток энергии из под конвективной зоны. Для разных типов звезд этот процесс происходит с различной степенью активности и периодичности, в зависимости от прочности гелиевой или конвективной оболочки. У большинства звезд процесс оттока энергии идет постоянно через образовавшиеся проходы в конвективной оболочке. Они могут быть локальными и яркими как у магнитных звезд. Можно предположить, что у «металлических» звезд таких проходов множество, но каждый из них менее интенсивный, чем у магнитных звезд. Фактически эволюция звездной атмосферы это эволюция ее гелиевой оболочки. Чем больше возраст звезды, тем мощнее ее конвективная зона, но прорывы в ней со временем все равно происходят. Такие звезды мы классифицируем как неправильные переменные. Первоначально пылегазовое облако, достигшее определенной плотности, вспыхивает спонтанно. Это стадия горения углерода в присутствии кислорода и азота, т.е. по земному воздуха.  С повышением температуры горения до 30-50 млн К ( по разным источникам)  начинается синтез ядер водорода, звезда горит как бенгальский огонь. По мере накопления образующегося в прцессе горения гелия и выхода его на поверхность, как более тяжелого компонента, создается оболочка, способная какое-то время сдерживать выход энергии. Этот процесс продолжается в атмосфере до тех пор пока есть углерод. Непосредственно, энергия выделяемая при синтезе водорода не в состоянии этот этот процесс поддерживать. Поэтому, как только выгорает углерод, наступает стадия остывания звезды и потеря ею атмосферы, т.е стадия белого карлика.
 В.П. Цесевич вплотную подошел к пониманию пульсационного процесса в звездных атмосферах. Вот что он пишет по этому поводу в статье “Цефеиды” в журнале “Земля и Вселенная, 3,-1969г”. ( Книга о жизни и научной деятельности В.П. Цесевича расположена на сайте www.fenina.hmarka.net). “Причина колебаний блеска цефеид была найдена С.А. Жевакиным. Он обратил внимание на то, что во внешних слоях звезды, где температура уже не столь высока, как в глубоких недрах, слой вещества, богатый гелием, может возбуждать автоколебания звезды. Гелий способен поглощать идущую из недр энергию и накапливать ее. При этом гелий ионизуется. Слой гелия становится более прозрачным благодаря нагреванию и накопленная энергия выходит из недр звезды. Потеря энергии вызывает остывание и гелий, восстанавливая свое прежнее состояние, вновь начинает накапливать энергию. Этот автоколебательный процесс может продолжаться длительное время. (Практически он не может прекратиться, так как отток энергии необходим всегда.)
Таким образом, пульсации возникают не в недрах звезды, как полагал Эддингтон, а в ее наружных, более близких к поверхности слоях. Центральные области звезды в пульсации не участвуют”. Цесевич предполагал также, что возможно выход излучения происходит «зонально», т.е. не по всей поверхности одновременно, а как бы через образующиеся «окна». Это позволяет объяснить некоторые фотометрические и спектральные особенности переменных звезд.
 С появлением большого объема фотометрического и спектрального материала для переменных звезд пульсационные процессы начали обрастать деталями, требующими интерпретации. Например, в максимуме блеска у звезд типа RR Лиры на фотометрических кривых блеска образуется «горб». Результаты количественной спектральной классификации показывают, что в отдельных фазах колебания блеска интенсивность линий поглощения водорода входит в противоречие с интенсивность линий ионизованного кальция и других металлов. Причем кальций и другие металлы тоже могут быть не согласованы между собой. Все объясняется прохождением фронта ударной волны, и делаются попытки создания математической модели автоколебательного процесса. Физическая сущность, происходящего в атмосфере этих звезд при этом не становится яснее.
 Все о звездах типа RR Лиры «рассказали» спектры, полученные по всей кривой блеска основного колебания в отдельных фазах эффекта Блажко. Стало совершенно очевидным, что спектрообразующий слой не однороден по глубине. Применение к анализу спектров звезд типа RR Лиры метода моделей атмосфер показало неоднородность этого слоя и по поверхности. Это обстоятельство позволяет предположить, что выход энергии через конвективную зону происходит не равномерно по всей поверхности, а в различных местах отдельными потоками. В связи с этим очень четко следует представлять процесс формирования линий поглощения. Во-первых, это не «солянка сборная» по всей поверхности звезды. В противном случае не было бы никаких проблемм с количественной спектральной классификацией. Все линии дружно соответствовали бы единому среднему спектральному классу. Разброс, превышающий точность оценки спектрального класса, наблюдается у всех звезд, в том числе и стационарных. Далее из анализа спектра поглощения следует, что каждая из присутствующих линий, формируется в том потоке, который является для нее оптимальным, и характеризует температуру возбуждения именно этого потока. Следует твердо усвоить, что интенсивность линии поглощения не имеет никакого отношения к химсоставу звездной атмосферы. Вопрос о химсоставе решается только в зависимости от скорости насыщения линии поглощения, посредством «кривой роста» или модели атмосферы, куда этот параметр закладывается. Поэтому, если на спектре наблюдается сильная линия ионизованного кальция или другого металла, то это не означает, что там этого элемента много. Это означает, что в атмосфере звезды есть область с сильно пониженной температурой, в которой происходит усиленный процесс поглощения приходящего излучения. Если температура поглощающего слоя соответствует температуре излучения, никакого поглощения не происходит вообще, и наблюдатель получит непрерывный спектр на фотопластинке. Как только излучение проходит через чуть более холодные слои, появляются слабые линии поглощения. Поэтому, классически считается, что самые слабые линии, принадлежат наиболее глубоким слоям. Чем выше слои атмосферы, формирующие спектр, тем они холоднее, и линии поглощения интенсивнее.
 Однако при наличии неоднородности достаточно горячие области могут оказаться в верхних слоях. Какие-то линии поглощения окажутся ослабленными, но это не означает того, что данные химические элементы имеют дефицит. Это означает, что на поверхности оказалась достаточно горячая область не способная поглотить излучение. Может быть, такое подробное объяснение излишне, но очень часто приходится сталкиваться с исследователями, которые этого не понимают. Чего стоит только один метод «синтетического спектра», когда под интенсивность линии подгоняется химсостав. На самом деле это прекрасный метод, который наглядно демонстрирует неоднородность спектрообразующего слоя. Практически, с его помощью, очень удобно подбирать линии, принадлежащие одному потоку.
Теперь нужно ответить на вопрос, откуда холодная область может взяться, скажем, у звезд типа RR Лиры в максимуме блеска. Здесь следует вернуться к предположению о локальных или зональных как говорил В.П. Цесевич потоках.
 Вокруг потока, вырывающегося с большой скоростью из конвективной зоны, создается магнитное поле, понижающее температуру в прилегающих областях. Как результат, при этом появляются короткоживущие темные пятна. Они и образуют на спектре сильные линии поглощения, а на фотометрических кривых – «горб». Скорость истечения вещества быстро падает, но сам процесс какое-то время еще продолжается одновременно с расширением атмосферы и благодаря этому может появиться вторичный максимум на кривой блеска, но значительно ослабленный.
 В минимуме блеска расширение выброшенных масс максимальное, а конвективная зона возвращается в исходное состояние. Такая картина пульсационного процесса представляется нам логичной и объясняющей аномалии фотометрических и спектральных наблюдений пульсирующих звезд. Существует ряд других версий по данному вопросу. Для окончательного решения необходимо детальное изучение характера поведения лучевых скоростей не усредненных по всему спектру, а разделенных по потокам, и по всей кривой блеска.

 Спектральные исследования.

Прежде, чем переходить к анализу спектров, необходимо учесть несколько аспектов. Главный вопрос, как определить эффективную температуру или температуру возбуждения для построения «кривой роста» или вычисления модели атмосферы. Также необходимо выяснить какие потоки оставили свой след на спектре, сколько их и соответственно распределить линии. Эта информация должна считываться непосредственно с самого спектра. На первый взгляд задача кажется неразрешимой. Но как в русской поговорке – «глаза боятся, руки делают». Выручает зависимость эквивалентной ширины линии поглощения от эффективной температуры. Не будем рассказывать, как долго и мучительно эти зависимости находились. Подробнее об этом можно прочитать, и увидеть всю методику полностью в книге Романова Ю.С. и Фениной З.Н. «Физические аспекты пульсационной природы звезд типа RR Лиры» на страницах 34-43 и на сайте www.fenina.hmarka.net. Выполнив все рекомендованные процедуры, можно распределить линии нейтрального железа по близким температурам на группы и работать с каждой в отдельности методом «кривых роста» или моделей атмосфер, лучше применить оба метода. По окончании всех вычислений мы получим однородный химсостав, практически солнечный, так как другой возможен только в особых случаях. Самое главное будет видна температурная структура звездной атмосферы по поверхности и глубине. Будет получен еще ряд параметров, но как их использовать, зависит от фантазии автора.
Теперь надо рассмотреть вопрос о химическом составе. Насколько мне известно, вся спектральная астрофизика занимается определением этого параметра в зависимости от возраста звезды или ее спектральных особенностей. Определение этого параметра подвержено всевозможным ошибкам из-за неверного определения температуры возбуждения, неоднородности спектральных линий, даже от качества спектра. На передержанном, очень красивом спектре, все линии замыты, и дают дефицит при определении относительного содержания атомов. Правда, со спектрами очень высокой дисперсии это редко бывает. Но в любом случае расшифровку спектра следует начинать с определения процентного соотношения самого светлого участка к самому темному. Если оно меньше 8% или больше 25% , спектр можно не обрабатывать.
С учетом всех возможных погрешностей химсостав всех звезд одинаков, и он не меняется с возрастом, кроме содержания гелия, которое увеличивается за время жизни звезды примерно на 7%. В ядрах звезд процесс синтеза не идет дальше гелия. Вся остальная таблица Менделеева во Вселенной образуется в планетах. Дефицит металлов может наблюдаться в максимуме блеска пульсирующих звезд, когда происходит резкий выход водородных потоков из под конвективной зоны. В этом случае параметр (Fe/H) может оказаться заниженным, так как атомы водорода добавляются, а металлы остаются в тех же количествах и на 10¹² атомов Н, к примеру, атомов Fe, может оказаться меньше. Но из-за рассеяния водорода равновесие быстро восстанавливается.
Очень важным вопросом при рассмотрении физических аспектов пульсации является проблема выбора сил осцилляторов. Как показывает многолетний опыт, пользоваться надо только лабораторными силами осцилляторов. К примеру, для линий нейтрального железа, лучшим является каталог Корлисса и Тека. Они не получили должной оценки в свое время, так как применение их к анализу солнечного спектра дали удовлетворительный результат только процентов 30 линий. Связано это с неоднородностью солнечного спектра по поверхности. На самом деле там присутствуют линии, сформированные в потоках с эффективной температурой от 4000К до 10000К. Если распределить линии по потокам правильно, то параметры сил осцилляторов Корлисса и Тека идеально подходят для всех линий.
 К сожалению, обсудить этот результат сегодня не с кем. Тека уже нет на этом свете, про Корлисса ничего не знаю. Блеквелл много лет посвятившей проблеме определения сил осцилляторов опубликовал всего лишь несколько десятков линий, фактически только тех, которые сформированы в потоках с эффективной температурой 6000К-6500К. Остальные линии по понятной причине не дали нужного результата.
 Всю вышеизложенную методику очень просто проверить с помощью синтетического спектра: и определение эффективных температур, и качество сил осцилляторов.
Сильная разница в величинах сил осцилляторов теоретических и лабороторных, говорит о том что в теории атомного ядра или в схемах атомных переходов, по которым они расчитываются, не все в порядке. Точными являются только лабораторные силы осцилляторов. Это проблема физиков-теоретиков.