книги из ГПНТБ / Цесевич В.П. Маяки Вселенной [пер. с укр

что в ее атмосфере возникает ударная волна, идущая из недр звезды наружу.

Совсем недавно научный сотрудник Одесской обсер­ ватории Е. Н. Макаренко заметила, что помимо цефе­ ид б и цефеид W существуют цефеиды, имеющие малые амплитуды изменения блеска; эти звезды расположены в центральных областях спиральных ветвей Галактики. Таким образом, найдена еще одна, пока еще мало ис­ следованная разновидность цефеид.

Большое значение имеет проблема распределения цефеид в Галактике. Ядра Галактики мы не видим,— оно расположено в направлении созвездия Стрельца, но скрыто от нас темным непрозрачным облаком косми­ ческого межзвездного вещества. Неоднократно ученые пытались изучить распределение цефеид б в зависимос­ ти от их расположения по отношению к ядру Галакти­ ки. Задача эта нелегкая, так как мы можем наблюдать только ограниченную область пространства. Все же бы­ ло замечено, что в областях пространства, прилегающих к ядру Галактики, встречается большее количество це­ феид с более продолжительными периодами. В направ­ лении на ядро Галактики чаще всего встречаются цефеи­ ды с периодом 13,5 суток, в то время как в области ан­ тицентра Галактики мы чаще всего встречаем звезды с периодом 4,8 суток.

ЗВ ЕЗД Ы ТИПА RR Л И РЫ

Второй чрезвычайно многочисленный тип пульсирую­ щих звезд — переменные типа RR Лиры. Они открыты значительно позднее. Сначала они были названы корот­ копериодическими цефеидами, а теперь их выделяют в особый тип. В наше время известно свыше 2,5 тысяч звезд типа RR Лиры, принадлежащих Галактике.

90

Главная особенность таких звезд — чрезвычайно ко­ роткий период изменения блеска: у большинства звезд типа RR Лиры период близок к 12 часам, хотя най­ дена звезда, у которой период колебаний длится всего

79минут.

Интерес астрономов к этим звездам был вызван еще

итем, что значительное их количество было обнаружено

вначале нашего столетия в шаровых скоплениях.

Вначале звезды этого типа разделялись на три под­ класса в зависимости от формы кривой изменения блес­ ка и величины периода. Была выделена группа звезд RRa, у которых после продолжительного минимума, ког­ да блеск звезды почти не изменяется, наступает быстрый подъем блеска, который длится всего примерно один час. Максимум блеска очень «острый», после него начи­ нается более медленное падение блеска, постепенно пе­ реходящее в «плоский» минимум (рис. 13). Период из­ менения блеска этих звезд составляет 0,4—0,6 суток.

Вторая группа, RRB, напоминает описанную выше, но для нее характерен не столь быстрый подъем блеска. Обычно у этих звезд периоды немного продолжитель­ нее — порядка 0,5—0,7 суток.

Третья группа, RR0, характеризуется еще более ко­ ротким периодом (примерно 0,3—0,4 суток), сравнитель­ но небольшими амплитудами колебаний блеска и почти симметричной формой кривой блеска. Такое деление звезд типа RR Лиры сохранилось и до сих пор, хотя были открыты еще более удивительные «сверхкоротко­ периодические» звезды, например, CY созвездия Водо­ лея. Период изменения блеска этой звезды составляет 0,061038 суток, то есть всего 88 минут! Оказалось, что таких звезд не так уж и мало.

Кроме того, были найдены звезды, у которых период изменения блеска больше суток (но меньше двух) — они

91

были названы «сверхдолгопериодическими» звездами ти­ па RR Лиры. Такие звезды встречаются очень редко и имеют совершенно особенную кривую изменения блес­ ка, что можно видеть на рис. 14. На нем изображена

Рис. 13. Кривые изменения блеска звезд типа RR Лиры’ подклассов а, Ь и с.

кривая изменения блеска звезды NW Лиры с периодом

1,60123 суток.

Много внимания уделили астрономы исследованию спектров переменных звезд типа RR Лиры. Прежде все­ го следует сказать, что лучевые скорости этих звезд изменяются, как и у цефеид, «параллельно» с измене­ нием блеска: в момент максимума блеска поверхность звезды приближается к наблюдателю с наибольшей

92

Звездная Величина

лучах.

скоростью. Более того, выяснилось, что в некоторые мо­ менты, когда блеск возрастает очень быстро, в спектре появляются яркие линии, свидетельствующие о возник­ новении в атмосфере звезды ударной волны.

Изменение блеска сопровождается изменением спек­ трального класса и температуры поверхности звезды: в максимуме блеска температура выше и спектральный класс более ранний. Все эти явления протекают точно так же, как и у цефеид.

Звезды типа RR Лиры имеют средние спектральные классы А—F, то есть это белые горячие звезды. В их спектрах главную роль играют линии водорода и появ­ ляются также линии ионизированного кальция. Оказа­ лось, что у многих звезд этого типа спектральные клас­ сы, определенные по линиям водорода, отличаются от спектральных классов, определенных по линиям иони­ зированного кальция. Малая интенсивность линий каль­ ция свидетельствует о пониженном содержании метал­ лов в атмосфере звезды. Вместе с тем известно, что звезды, принадлежащие к сферической составляющей Галактики, также обладают пониженным содержанием', металлов.

Действительно, распределение переменных звезд ти­ па RR Лиры на звездном небе и в пространстве таково, что очень часто их Z-координаты оказываются очень большими. Скорости движения этих звезд очень велики и распределены по направлениям хаотично. Кроме того, большое количество звезд типа RR Лиры встречается в звездных скоплениях. Все это говорит о том, что звезды типа RR Лиры образуют сферическую подсистему Га­ лактики, то есть что это очень старые, давно образовав­ шиеся звезды.

Однако не у всех звезд типа RR Лиры обнаружен дефицит металлов. У сравнительно небольшой их части

94

спектральные классы, определенные по линиям ионизи­ рованного кальция и водорода, оказались одинаковыми. Было обнаружено, что Z-координаты этих звезд гораздо меньше, а скорости движения не столь велики и не так хаотично направлены. Таким образом, часть звезд RR ^Лиры входит в плоскую подсистему Галактики, а это означает, что совокупность звезд типа RR Лиры, как и совокупность цефеид, является смешанной, то есть со­ стоящей из объектов разного возраста и происхождения.

Тщательное изучение звезд типа RR Лиры выдвинуло еще одну важную проблему о стабильности их пуль­ саций.

Эти звезды изменяют свой блеск очень быстро — у многих из них за один год происходит до тысячи полных колебаний. У части звезд этого типа колебания настоль­ ко ритмичны, что можно предсказать момент наступле­ ния максимума блеска на десятки лет вперед и с точ­ ностью до минут. У таких звезд период колебаний не изменяется даже на тысячную долю секунды за полови­ ну столетия! Их колебания стабильны.

Однако таких звезд сравнительно немного. Гораздо чаще встречаются звезды типа RR Лиры, у которых пе­ риод колебания изменяется, нередко скачками. Опреде­ ленный ритм колебаний у такой звезды сохраняется в течение нескольких лет, после чего период немного из­ меняется и звезда продолжает пульсировать уже с иным ритмом. У таких звезд колебания нестабильны.

Оказалось, что стабильные звезды типа RR Лиры обладают нормальными спектрами и по всем другим признакам принадлежат к объектам первого типа звезд­ ного «населения», к плоской подсистеме Галактики.

Что касается нестабильных звезд этого типа, то все они обладают дефицитом металлов, имеют большие скорости движения и принадлежат ко второму типу

95

звездного «населения», к сферической составляющей Галактики. Итак, разделение звезд типа RR Лиры на подсистемы связано также с проблемой стабильности колебаний блеска.

Отчего возникает нестабильность колебаний блеска звезды? Известно, что произведение средней плотности вещества на квадрат периода пульсаций есть величина постоянная. Поэтому изменение периода связано с из­ менением средней плотности, что в свою очередь обу­ словливается «перестройкой» звезды. «Старые» звезды расшатаны внутренними причинами и больше подвер­ жены «перестройке», чем «молодые».

Звезды типа RR Лиры отличаются от цефеид еще одним свойством. В начале нашего столетия С. Н. Блаж­ ко обнаружил, что у некоторых звезд этого типа форма кривой блеска периодически изменяется. При этом су­ щественно изменяется амплитуда колебаний блеска и наблюдаются значительные запаздывания и опережения момента максимума по сравнению с расчетными. Это явление называется эффектом Блажко. В настоящее время известно более двух десятков наилучшим обра-. зом исследованных звезд, для которых характерен эффект Блажко. Например, у звезды AR Геркулеса, период колебания блеска которой равен 0,47002 суток, форма кривой блеска изменяется .с периодом 31,55 су­ ток. Таким образом, эффект Блажко у этой звезды в 67 раз продолжительнее, чем период основного коле­ бания блеска.

Сильный эффект Блажко обнаружен у сверхкоротко­ периодических звезд, причем период изменения формы кривой блеска всего в 3—4 раза продолжительнее пе­ риода основных колебаний.

, Причина возникновения эффекта Блажко до сих пор неизвестна.

96

Заканчивая описание свойств звезд типа RR Лиры, надо остановиться на вопросе об их месте на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Это звезды белого цвета, обла­ дающие значительной светимостью. На диаграмме Герц- шпрунга—Рессела был обнаружен так называемый «герцшпрунговский» провал между главной последова­ тельностью и ветвью гигантов. Звезды типа RR Лиры его заполняют. Таким образом, можно заключить, что по мере эволюционного отхода от главной последователь­ ности некоторые звезды, входя в этот «провал», стано­ вятся звездами типа RR Лиры.

Несколько иное место на диаграмме Герцшпрунга— Рессела занимают сверхкороткопериодические звезды типа RR Лиры. Недавно московский астроном М. Фро­ лов показал, что эти звезды обладают гораздо меньши­ ми светимостями и не входят в «провал Герцшпрунга», а располагаются под главной последовательностью на пути к белым карликам. Возможно, что эти звезды на­ ходятся в стадии быстрого сжатия, так называемого «катастрофического коллапса».

ЗВЕЗДЫ ТИПА RV ТЕЛЬЦА

Продолжая обзор свойств пульсирующих перемен­ ных звезд, мы прежде всего встретимся с немногочис­ ленной, но чрезвычайно интересной группой звезд ти­ па RV Тельца. Первая звезда этого типа была открыта в начале нашего столетия Л. П. Церасской (Московская обсерватория). В минимуме блеска ее звездная величина равна 13,3, в максимуме — 9,8.

Легче всего было заметить «быстрые» колебания ее блеска, период которых равен 78,698 суток. Кривая из­ менения блеска весьма своеобразна. После глубокого непродолжительного минимума блеск звезды быстро воз­ растает и примерно через четверть периода достигает

первичного высокого максимума. После этого начинается падение блеска, и снова, через четверть периода, насту­ пает вторичный минимум, не столь глубокий, как пер­ вичный. Затем блеск снова возрастает и наступает вто­ ричный максимум (менее высокий, чем первичный), а потом весь цикл начинается сначала. Таким образом, кривая изменения блеска очень напоминает те, которые были уже описаны при рассмотрении свойств звезд ти­ па р Лиры — затменных контактных звезд. Некоторые исследователи предполагали, что в данном случае мы имеем дело с затмениями эллипсоидальных звезд. Од­ нако вычисления показали, что это не так. Изменения блеска звезд типа RV Тельца вызваны своеобразными пульсациями, еще более сложными, чем у цефеид. Более того, у многих звезд этого типа наблюдаются существен­ ные неправильности: звезда в течение более или менее продолжительного времени сохраняет ритм своих коле­ баний, то есть период колебаний остается стабильным. Затем внезапно происходит неожиданное изменение рит­ ма: вторичный минимум углубляется, а вторичный мак­ симум растет. В такие моменты кривая блеска напоми­ нает две последовательных кривых изменения блеска цефеиды. Затем, так же внезапно, первичный минимум становится менее глубоким, а вторичный минимум уг­ лубляется. Минимумы как бы меняются местами. Даль­ нейшие колебания блеска снова происходят регулярно с таким же (или слегка изменившимся) периодом, но отсчитывать номера полных циклов приходится теперь начинать не от прежнего главного минимума, а от того минимума, который был вторичным, а стал теперь глав­ ным. Конечно, такие колебания нельзя приписать зат­ мениям.

Некоторые звезды типа RV Тельца обладают еще одним важным свойством: у многих из них наблюдается

98