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

то получится волнистая линия с резко выраженными максимумами — наиболее вероятными периодами 0,5,7 и 300 суток. Мы знаем, что период звезды связан со сред­ ней плотностью ее вещества. Поэтому можно сделать заключение о том, что существуют некоторые «критичес­ кие» значения средней плотности вещества звезды, при которых она приходит в неустойчивое состояние и на­ чинает пульсировать. Это также весьма важный вывод для теории звездной эволюции.

ПУЛЬСИРУЮ ЩИЕ К А РЛИ К И

Могут ли пульсировать звезды-карлики, или пульса­ ции свойственны только гигантам?

Да, могут, но только у звезд-карликов пульсации протекают иначе. Изменения их блеска очень малы — они.были открыты только после применения фотоэлею трических фотометров, которые примерно в десять раз увеличили точность измерений блеска. Что же касается спектральных изменений, то они у этих звезд нисколько не меньше, чем у гигантов.

Лучше всего исследованы звезды типа [3 Большого Пса; они имеют большие светимости, относятся к спект­ ральному классу В и занимают верхнюю левую часть главной последовательности диаграммы Герцшпрунга— Рессела. По изменению блеска они напоминают звезды типа RR Лиры, если не считать того, что амплитуды их редко превосходят 0,1—0,2 звездной величины. Колеба­ ния блеска происходят периодически. Так, у fi Цефея период составляет 0,1904844 суток, то есть 4 часа 34 ми­

ПО

Сходство со звездами типа RR Лиры усугубляется еще и тем, что форма кривой блеска у звезды типа (3 Большого Пса периодически изменяется, то есть наблю­ дается эффект Блажко. Так, у звезды v Эридана период эффекта Блажко равен 6, 98 суток.

Помимо блеска изменяются также и лучевые ско­ рости—почти так же, как у цефеид, и с таким же перио-

Рис. 17. Кривые изменения лучевых скоростей BW Лисички. Видны два разрыва, вызванные влиянием ударной волны.

дом. Однако максимум блеска совпадает с моментом наибольшего сжатия звезды.

Попытки объяснить наблюдающиеся явления двой­ ственностью этих звезд нельзя признать удачными. Наи­ более вероятно, что в атмосферах этих звезд (не столь протяженных, как у цефеид) происходят сложные пульсационные движения. Это можно видеть из рис. 17, где показано изменение лучевой скорости BW Лисички, наблюдавшееся 17 сентября 1954 года. Вблизи момен­ та 0,700 видно расщепление спектральной линии. До это­ го момента наблюдалось удаление поверхности звезды, затем произошел разрыв непрерывности и вскоре возник слой, быстро приближающийся к наблюдателю, Это яв­

111

ление может быть истолковано возникновением в атмос­ фере звезды мощной ударной волны.

Подобно цефеидам эти звезды обладают зависимо­ стями между периодом, светимостью и спектральным классом (табл. 1).

испектральный класс становится все более ранним. Второй тип пульсирующих карликов — звезды, по­

добные б Щита. Они до некоторой степени напомина­ ют звезды типа |3 Большого Пса. Амплитуда колебания блеска б Щита — около 0,3 звездной величины. Форма кривой блеска переменная. Создается впечатление, что накладываются независимые колебания с периодами

112

0,193775 и 0,186876 суток, в результате чего образуют­ ся «биения». Главное же отличие заключается в том, что она является карликом спектрального класса F3.

Данные о звездах типа 6 Щита приведены в табл. 2. К сожалению, эти звезды еще мало исследованы.

Т а б л и ц а 2

Третий тип переменных карликов — это магнитные звезды. Одним из наиболее интересных открытий на­ шего времени является не только обнаружение, но и измерение интенсивности магнитных полей звезд.

Чтобы обнаружить магнитное поле звезды, исполь­ зуют так называемый эффект Зеемана. Спектральные линии, испускаемые атомами, находящимися в магнит­ ном поле, расщепляются, причем величина расщепле­ ния пропорциональна напряженности поля. Правда, для выполнения этих наблюдений нужно получить изображение спектра в крупном масштабе, в связи с чем приходится пользоваться очень большими теле­ скопами и ограничиваться наблюдениями наиболее ярких звезд.

Американскому астроному Г. Бебкоку удалось оп­ ределить магнитные поля 89 звезд. У некоторых из них

магнитное поле оказалось переменным! Эти звезды по­ лучили название магнитных переменных. Наиболее ре­ гулярными из них являются переменные звезды груп­ пы а, названные так по имени звезды а Гончих Псов, изученной задолго до Бебкока академиком А. А. Бе­ лопольским.

Эта звезда спектрального класса АО обладает по­ вышенной светимостью. Ее блеск изменяется всего на 0,05 звездной величины с периодом 5,46939 суток. А. А. Белопольский обнаружил еще в 1913 году, что интенсивность спектральных линий периодически из­ меняется с таким же периодом, что и блеск. Кроме то­ го, спектральные линии смещаются, что указывает на периодические движения в атмосфере звезды. По дан­ ным Г. Бебкока эта звезда изменяет свое магнитное ноле с амплитудой в 3 тыс. гаусс (от —1,4 тыс. до + + 1,6 тыс). В момент максимума блеска напряжен­ ность магнитного поля достигает наибольшего отрица­ тельного значения, а в момент минимума блеска — наибольшего положительного значения.

У ряда других звезд амплитуды напряженности магнитного поля еще больше. Например, у 53 Жирафа она изменяется от —5,39 тыс. до +3,75 тыс. гаусс с периодом 8,025 суток.

Переменность магнитных полей звезд можно объяс­ нить двумя способами.

Согласно первой гипотезе, звезда обладает общим магнитным полем, подобным земному. Ось вращения звезды не совпадает с магнитной осью, при вращении звезды к нам обращены различные ее части, что и при­ водит к видимому изменению напряженности общего поля. Однако против этой теории есть существенные возражения — она не может численно представить все наблюдающиеся изменения.

114

Вторая, более правдоподобная, гипотеза допускает, что в верхней части звезды и в ее оболочке возникают вихревые движения электрических зарядов, сопровож­ дающиеся реальными изменениями магнитного поля. Но ведь это уже напоминает пульсацию, правда не радиальную, но такую, что приводит к конвективному перемешиванию вещества вращающейся звезды. В на­ стоящее время магнитные переменные звезды подвер­ гаются всестороннему исследованию.

ЗАГАДКА ВЗРЫВАЮЩИХСЯ КАРЛИКОВ

Исследователи переменных звезд уделяли все свое внимание изучению звезд-гигантов. Только в середине нашего столетия они начали систематическое исследо­ вание переменных звезд-карликов, которые оказались не менее интересными. Выяснилось, что их перемен­ ность вызвана не пульсацией, а взрывами.

«М ЕДЛЕННЫ Е» ВЗРЫ ВЫ ЗВЕЗД

Влевой верхней части главной последовательности располагаются горячие бело-голубые звезды спек­ трального класса В. Иногда на фоне радужной полосы непрерывного спектра видны эмиссионные линии водо­ рода, свидетельствующие о бурных процессах, происхо­ дящих в атмосфере звезды.

Ктаким звездам относится AG Пегаса. С 1820 по 1870 год она медленно увеличивала свой блеск: если в начале XIX столетия она наблюдалась как звезда при­ мерно 9-й звездной величины, то к концу того же сто­ летия ее блеск возрос примерно до 6-й величины.

В1894 году в спектре AG Пегаса были обнаружены яркие линии водорода. Подробную фотографию ее спектра впервые получили в 1915 году. Было найдено, что кроме линий водорода видны также не очень ин­ тенсивные эмиссионные линии ионизированного желе­ за с длинами волн 4549, 4593 и 4630 А. До 1920 года

116

вид спектра этой звезды почти не изменялся, а потом в нем произошли существенные изменения. До этого времени в спектре были видны линии поглощения гелия, а с 1920 года на их месте появились эмиссионные линии, которые становились все более яркими. Усилились и другие эмиссионные линии. Теперь можно было увидеть свыше 450 эмиссионных линий! Если до 1920 года звез­ ду относили к спектральному классу В, характерному для горячих звезд, то после этого она стала холод­ ной— спектрального класса М! Спектр.стал составным (как говорят, «симбиотическим»)— на общий спектр

тем резче выделялись и усиливались «высокотемпера­ турные» спектральные линии.

Можно было предположить, что AG Пегаса — двой­ ная звезда, что ее «холодный» спектр излучается звез­ дой спектрального класса М, а за высокотемператур­ ные явления «отвечает» разгоревшийся горячий спут­ ник. Однако это не так, и вот почему. Оказалось, что более чем 50 ярких спектральных линий имеют темные «бордюры», то есть линии поглощения, тесно примы­ кающие к ним с фиолетовой стороны. А это означает, что наряду с атомами, испускающими яркие линии, во внешних слоях оболочки звезды движутся по направ­ лению к наблюдателю потоки атомов, поглощающих свет. Наблюдения показали, что эти смещения со вре­ менем увеличиваются — скорость потока «холодных» газов к 1950 году достигла 200 км!сек. Таким образом, внешняя оболочка звезды как бы напоминает «слое­ ный» пирог.

Явление оказалось еще более сложным. Так, эмис­ сионная спектральная линия гелия с длиной волны

117

t

3888 А сопровождалась восемью линиями поглощения. Смещения этих линий свидетельствовали о существова­ нии дискретных потоков атомов гелия, скорость дви­ жения которых составляет от 44 до 406 км/сек. При этом наблюдались также колебания интенсивности, вызванные изменениями плотности вещества в этих потоках.

Общий вид спектра усложнился еще и тем, что в нем появились эмиссионные линии ионизированного железа, кислорода, дважды ионизированных атомов азота, кремния и других элементов. К 1956 году в спектре появились и достигли наибольшей интенсив­ ности эмиссионные линии, характерные для газовых туманностей: эти линии для своего возникновения тре­ буют чрезвычайно низкой плотности вещества. Следо­ вательно, в это время у звезды появилась протяженнейшая газообразная оболочка.

Помимо описанных прогрессирующих изменений, в спектре были обнаружены также и циклические изме­ нения с периодом 800 суток. При этом различные спектральные линии1изменяли свое смещение с одина­ ковым периодом, но с совершенно различными фазами: одни линии сдвигались в красную сторону спектра, другие — в фиолетовую. А это значит, что часть ве­ щества удалялась от нас, а часть — приближалась к нам.

Истолкование всех этих интересных явлений приве­ ло к заключению о медленном «взрыве» звезды. Под влиянием внутренних сил из звезды была выброшена, возможно, по направлению радиуса, часть ее вещества, которое стало рассеиваться в пространстве. Звезда окуталась множеством оболочек, состоящих из различ­ ных химических элементов. Было установлено, что глу­ бокие слои вещества гораздо плотнее, чем внешние.

П8

Вдобавок было обнаружено сильное переменное маг­ нитное поле, напряженность которого изменяется от

+ 520 до —1800 гаусс.

Эволюционный ли это «отход» звезды спектрально­ го класса В от главной последовательности в сторону области звезд-гигантов? Конечно, нет. Для эволюцион­ ного развития он совершился слишком быстро,— а для эволюции звезды необходимы миллионы лет. Чем же тогда можно объяснить эти загадочные явления?

Здесь мы сталкиваемся с временными изменениями, происходящими в звезде в процессе ее развития. Выб­ расывание материи из звезды в окружающее простран­ ство приводит к тому, что и наблюдаемые нами свой­ ства звезды претерпевают временные изменения. Уда­ лившееся от звезды вещество попадает в иные физические условия, и это накладывает отпечаток на «внешний вид» звезды.

Описанная нами звезда не одинока. Например, бы­ ло обнаружено, что одна слабенькая звездочка почти 16-й величины (позднее она получила название FU Ориона) долгое время почти не изменяла своего бле­ ска. Так продолжалось, как показали исследования ста­ рых снимков неба, более 30 лет, до 1936 года.

Затем внезапно звезда стала довольно быстро уси­ ливать свой блеск и через несколько месяцев достигла 10-й звездной величины — ее блеск увеличился почти в 150 раз. Правда, в ее спектре нет особенностей, ха­ рактерных для AG Пегаса. Он напоминает спектры сверхгигантов спектрального класса G3, но линии пог­ лощения водорода оказались слишком интенсивными. Таким образом, если спектральный класс звезды оп­ ределять по интенсивности линий поглощения водоро­

119