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

вычайно протяженными оболочками, радиусы которых, возможно, достигают 5 млрд, километров. Таким обра­ зом, звезды типа RV Тельца — гиганты. Так как они принадлежат к спектральным классам F, G и К, на диа­ грамме Герцшпрунга—Рессела, они располагаются, пра­ вее цефеид. Небольшое относительное количество звезд этого типа свидетельствует о том, что они недолговечны, что звезда, вступившая в такую стадию своего развития, сравнительно быстро из нее выходит.

В заключение надо сказать об одном важном свой­ стве звезд типа RV Тельца. Б. А. Драгомирецкая (Одес­ ская обсерватория) изучала изменение показателя цве­ та DF Лебедя во время медленных и быстрых колебаний блеска этой звезды. Выяснилось, что медленные коле­ бания блеска вызваны главным образом изменениями температуры звезды. Если учесть эти изменения, то об­ щая энергия звезды при медленных колебаниях блеска почти не изменяется. В этом случае мы сталкиваемся с особенностями изменения блеска красных и оранжевых звезд, о которых речь пойдет ниже.

К звездам этого типа примыкают также звезды осо­ бые, которые имеют два или больше различных периода, действующих в разное время поочередно. Такова звез­ да UU Геркулеса, период которой равен 40, а иногда и 70 суткам.

ЗВ ЕЗД Ы ТИПА М И РЫ КИТА

Открытая Давидом Фабрициусом переменная звез­ да о Кита недолго оставалась единственным представи­ телем класса долгопериодических переменных звезд. Че­ рез некоторое время немецкий астроном Г. Кирх, открыл переменность звезды %2 Лебедя, которая также оказа­ лась долгопериодической звездой с огромной амплиту­ дой изменения блеска (от 3,3 до 14,2 звездной величи­ ны) и периодом, равным 406,95 суток.

100

Впоследствии открытия долгопериодических звезд следовали одно за другим. Особенно много таких, звезд стали открывать после внедрения фотографического ме­ тода исследования неба. Сравнивая два снимка неба, можно было легко обнаружить долгопериодическую звез­ ду, так как она, как правило, обладает большой ампли­ тудой изменения блеска. Можно вполне уверенно за­ явить, что к нашему времени открыты все яркие звезды

У большинства таких звезд подъем блеска после мини­ мума происходит несколько быстрее, чем его падение после максимума. Однако встречаются звезды, у кото­ рых кривые блеска обладают двумя одинаковыми мак­ симумами, разделенными минимумами различной глу­ бины — первичным и вторичным.

Колебания блеска сопровождаются изменением цвета звезды. Все долгопериодические звезды — красные, при­ чем в момент минимума блеска они становятся еще бо­ лее красными, чем в момент максимума. Это обусловле­ но изменением температуры их фотосфер. Действитель­ но, в минимуме блеска температура звезды несколько понижается.

Спектральные классы этих звезд — М, S и N. Иными словами, в их спектрах мы наблюдаем широкие полосы поглощения, характерные для молекул окиси титана (класс М), окиси циркония (класс S) или соединений углерода (класс N). Эти полосы настолько изменяют вид спектра, поглощая очень много лучистой энергии, что нельзя определить, как на самом деле распределена эта энергия в различных частях спектра. Это очень затруд­ няет исследования этих звезд.

101

Стремясь выяснить вопрос об изменении температу­ ры внешних слоев звезды, астрономы определили также полную энергию, испускаемую звездой. При этом поль­ зуются уже не фотометром, а особо чувствительным бо­ лометром. Оказалось, что, несмотря на огромную ампли­ туду колебания блеска, общая энергия, излучаемая такой звездой, претерпевает только незначительные колебания. Достаточно сказать, что если наблюдаемый нами блеск изменяется в 10 тыс. раз, то общая лучистая энергия звезды изменяется только в 2—3 раза! В чем же причи­ на этого противоречия?

Действительно, температура звезды колеблется в не­ больших пределах: в максимуме блеска она на 300—400 градусов выше, чем в минимуме. Следовательно, полный поток энергии, идущий из недр звезды, изменяется мало: Однако, прежде чем энергия выйдет из недр звезды в мировое пространство, она должна пройти через оболоч­ ку звезды, где при низкой температуре становятся ус­ тойчивыми молекулы химических соединений (окисей ти­ тана, циркония и соединений углерода). Молекулы же очень активно поглощают излучение, ощущаемое глазом и действующее на фотографическую эмульсию. Чем больше этих молекул, тем сильнее поглощение, тем больше ослабление визуального или фотографического блеска.

Допустим, что температура несколько увеличилась. Тогда часть молекул распадается на атомы, которые уже поглощают меньше энергии. В результате оболочка звез­ ды становится более прозрачной. Излучение может лег­ че выходить наружу и блеск звезды возрастает. Звезда теряет «запасенную» под фотосферой энергию и это при­ водит к остыванию прилегающих к фотосфере внутрен­ них слоев звезды. Наступает поворотный момент — тем­ пература начинает понижаться. Из свободных атомов

102

вновь образуются молекулы, поглощение возрастает, и звезда, пройдя максимум, начинает ослаблять блеск и приближается к минимуму. Таким образом, минимум блеска соответствует наименьшей температуре звезды, когда молекулярное поглощение достигает своего наи­ большего развития.

Итак, мы видим, что большие амплитуды видимых изменений блеска — кажущиеся. Если бы наш глаз вос­ принимал все излучение звезды (в том числе и инфра­ красные лучи), то мы не заметили бы таких больших из­ менений блеска долгопериодической звезды.

У долгопериодических, так же как у других пульси­ рующих звезд, изменяются и лучевые скорости. Кроме того, в их спектрах наблюдаются яркие эмиссионные ли­ нии водорода и железа. Эти линии систематически сме­ щены в фиолетовую сторону спектра, что говорит о том, что более глубокие слои газа, в которых порождаются эти спектральные линии, движутся к наблюдателю.

Изучение всей совокупности долгопериодических пе­ ременных звезд показало, что средний спектральный класс звезды зависит от ее периода. Чем длиннее период, тем позднее спектральный класс. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга—Рессела такие звезды располагаются в области гигантов направо от звезд типа RV Тельца (чем больше период, тем правее располагается звезда).

У долгопериодических звезд, как и у цефеид, свети­ мость L связана с периодом Р и температурой фотосфе­

ры Т той же формулой: L = L0 Р1аР 6. Таким образом, несмотря на существенные различия в проявлениях пуль­ сации, все звёзды описанных типов — RR Лиры, цефеи­ ды и долгопериодические — подчиняются одной и той же закономерности, вытекающей из связи периода колеба­ ний и средней плотности вещества.

103

ПОЛУПРАВИЛЬНЫ Е И НЕПРАВИЛЬНЫ Е ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ

До сих пор мы описывали свойства регулярных пульсирующих звезд, у которых колебания происходят периодически. Существует также обширный класс звездгигантов, которые изменяют свой блеск неправильно, без какой-либо определенной периодичности, а иногда даже без каких-либо ясно выраженных закономерностей. И все же колебания их блеска в конце концов вызваны теми физическими изменениями, которые происходят в их атмосферах.

Одна из ярких звезд, выделяющаяся своим гранато­ вым цветом, переменная звезда р, Цефея, сродни звез­ дам типа RV Тельца, хотя и отличается от них во мно­ гих отношениях. Долгое время считали, что эта звезда изменяет свой блеск совершенно неправильно (в пре­ делах от 3,4 до 5,2 звездной величины). Однако много­ численные наблюдения немецкого астронома Плассманна'и советского ученого С. Б. Шарбе, а также коллек­ тивные наблюдения советских астрономов-любителей показали, что в изменении блеска этой звезды существу­ ет определенная закономерность. Кривая изменения блеска состоит из нескольких наложенных одна на дру­ гую составляющих колебаний. «Быстрые» колебания имеют очень маленькую амплитуду — всего 0,1—0,2 звездной величины, причем повторяются более или ме­ нее регулярно через 90 суток. Однако точного значения периода нет и предсказать характер колебаний невоз­ можно. Такие колебания называются циклическими, а средний промежуток времени между двумя последова­ тельными максимумами блеска — циклом колебаний. Эти колебания наложены на более медленные, которые обладают большей амплитудой (нередко она достигает одной звездной величины) и не являются также строго

104

периодическими, а циклическими с величиной циклов от 730 до 904 суток. Кроме того, наблюдается и очень медленное колебание блеска, которое приводит иногда к такому сильному ослаблению блеска, что звезду нельзя увидеть невооруженным глазом. Цикл этих очень мед­ ленных, колебаний— около 4,5 тыс. суток.

Звезда ц Цефея с ее характерными особенностями далеко не одинока в классе неправильных звезд. С тех пор, как автором в 1926 году были обнаружены коле­ бания блеска звезды с периодом 4,5 тыс. суток, было открыто значительное количество подобных ей звезд, также обладающих наложенными колебаниями различ­ ных циклов.

К типу ц Цефея принадлежит одна из самых ярких звезд зимнего неба — а Ориона. Помимо сравнительно быстрых циклических колебаний блеска, которые длят­ ся несколько месяцев, ей свойственны медленные коле­ бания с амплитудой около одной звездной величины и периодом 2070 суток. Так как а Ориона сравнительно близка к нам и размеры ее огромны, удалось при помо­ щи особого метода измерить ее угловой диаметр и об­ наружить его изменения, вызванные, по-видимому, пульсацией.

Главное отличие звезд типа ц Цефея от звезд ти­ па RV Тельца состоит в том, что первые относятся к спектральному классу М (у самой ц Цефея спектраль­ ный класс М2е), а последние — к спектральному клас­ су F — К.

К полуправильным переменным относятся звезды и других типов, например AF Лебедя. У этой звезды, из­ меняющей свой блеск в пределах от 7,4 до 9,4 звездной величины, колебания происходят с периодом 94,1 суток, причем повторяются более или менее регулярно. Однако в этих волнообразных изменениях отмечаются большие

105

неправильности, и, кроме того, средний блеск сравни­ тельно регулярно колеблется с циклом 960 суток. Таким образом, эта звезда напоминает ц Цефея, но у нее бы­ строе колебание блеска играет главную роль, а медлен­ ное — подчиненную.

Существуют также многочисленные звезды, блеск ко­ торых колеблется волнообразно без какой-либо четко выраженной периодичности. Такие звезды и называют неправильными переменными в собственном смысле это­ го слова.

Заканчивая описание пульсирующих красных пере­ менных звезд-гигантов, следует упомянуть еще об од­ ном факте. Большинство полуправидьных и неправиль­ ных переменных звезд относится к спектральным классам М, N и S. К этим же спектральным классам относятся и долгопериодические звезды типа Миры Ки­ та. Однако, если в спектрах неправильных звезд иногда и наблюдаются эмиссионные спектральные линии, то они не интенсивны. Главной характеристикой долгопе­ риодических звезд является присутствие ярких эмисси­ онных линий, главным образом, водорода. Весьма воз­ можно, что в этом состоит принципиальное различие обоих типов красных переменных звезд. И у тех, и у других колебания блеска вызваны температурными из­ менениями. Однако у долгопериодических звезд на эти изменения, по-видимому, накладывается идущая изнут­ ри ударная волна, которая может вызывать, вследствие перегрева вещества, появление интенсивных эмиссионных спектральных линий.

ЗВ ЕЗД Ы ТИПА R СЕВЕРНОЙ КОРОНЫ

Среди неправильных переменных выделяется звез­ да R Северной Короны. Большую часть времени она про­ водит в максимуме блеска и наблюдается как звездоч­

106

ка 5,8 звездной величины. Иногда происходят столь сильные ослабления блеска, что звезда достигает 14,8 звездной величины, то есть ее не видно в телескопы средней силы. Однако не все минимумы одинаково глу­ боки — иногда звезда ослабляется только до 8-ой звезд­ ной величины.

После минимума, который может продолжаться и несколько месяцев, блеск звезды возрастает и возвра­ щается к своему прежнему максимальному значению. Звезда остается в максимуме неопределенно долго до своего следующего минимума. Предвидеть наступление минимума невозможно — именно в этом и состоит не­ правильность этой переменной звезды.

Чем вызваны эти огромные ослабления блеска, до­ ходящие нередко до 10 тысяч раз? Чтобы ответить на этот вопрос, надо выяснить свойства спектра звезды. Звезда R Северной Короны относится к спектральному классу Fpep, а это означает, что ее спектр особенный, что в нем видны эмиссионные линии и что сами эмисси­ онные линии особенные. В чем же их особенность? Обыч­ но в спектрах тех звезд, у которых наблюдались эмис­ сионные линии, последние принадлежат в основном водороду. У R Северной Короны видны только линии по­ глощения водорода, а ярких линий водорода нет. Во время максимума блеска спектр звезды «нормальный». При ослаблении блеска вид спектра сначала почти не меняется — несколько ослабляется его фиолетовая часть, но никаких дополнительных спектральных линий или полос сначала не наблюдается. Только после того, как блеск переменной звезды ослабнет почти в 10 раз, вид спектра существенно изменяется — начинают появ­ ляться яркие линии натрия и ионизированных кальция, скандия, титана, стронция и железа.

Это обстоятельство заставляет предполагать, что ос­

107

новная причина колебаний блеска — выбрасывание ог­ ромных масс газообразного вещества, которое, удалив­ шись от звезды на некоторое расстояние, начинает крис­ таллизоваться и образует оболочку из мелких частиц, напоминающих по своим свойствам сажу. Эти частицы и поглощают свет звезды, ослабляя ее блеск. Яркие эмиссионные линии, возможно, возникают в протяжен­ ной газообразной оболочке звезды. Таким образом, в данном случае мы, по-видимому, встречаемся не с пуль­ сацией звезды, а с выбрасыванием материи из ее недр. Этот механизм будет более подробно рассмотрен в сле­ дующей главе.

Звезды типа R Северной Короны немногочисленны — в настоящее время мы знаем только 39 таких звезд.

ОБЩ ИЕ СВОЙСТВА ПУЛЬСИРУЮ Щ ИХ ГИГАНТОВ

Подведем некоторые итоги. Несмотря на внешнее различие свойств описанных типов переменных звезд, в них много общего. Выделим эти общие характеристики..

Прежде всего, нет никакого сомнения в том, что ко- , лебания блеска звезд-гигантов вызваны периодическими (а иногда и непериодическими) изменениями темпера­ туры внешних слоев. У звезд различных спектральных классов это протекает, конечно, по-разному. Температур­ ные колебания связаны с движением внешних слоев, причем нередко бывает так, что «спокойные» колебания превращаются в сверхзвуковые ударные волны.

Пульсационная теория приводит к важному выводу — период пульсации Р связан со средней плотностью ве­ щества звезды q простым соотношением P2q= C. Эта за­ висимость связывает в «одно целое» звезды типа RR Лиры, цефеиды и долгопериодические.

108

Каждая из пульсирующих переменных звезд меняет во время колебания блеска свой спектральный класс — в минимуме он становится более поздним. Каждая звез­ да характеризуется средним спектральным классом. Звезды типа RR Лиры имеют спектральные классы А —

Ф 1/4 1/2 1 2 4 в 16 32 63 1262515011000

Период

Рис. 16. Распределение численности пульси­ рующих звезд в зависимости от периода.

F. У цефеид средние спектральные классы заключены в пределах от F до К. У долгопериодических звезд типа Миры Кита с периодами порядка 100 суток средний спектральный класс — М2 — М3, а с периодами порядка 500 суток спектральные классы более поздние — М5 —

М7.

Таким образом, с увеличением периода колебаний звезды спектральный класс становится более поздним.

Это позволяет расположить пульсирующие звезды на диаграмме Герцшп|рунга—Рессела в верхней части диа­ граммы. Чем длиннее период той или иной звезды, тем правее точка, изображающая переменную звезду. Тако­ вы общие свойства пульсирующих звезд этого типа.

Теперь рассмотрим их отличия. Если подсчитать ко­ личество звезд, которым свойственны определенные зна­ чения периода, и изобразить их графически (рис. 16),

109