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

ших с момента «появления» звезды, то есть с момента ее «вспышки», ни ее блеск, ни вид спектра существенно не изменились. Можно было бы подумать, что эта звез­ да «вынырнула» из-за скрывающей ее темной туманно­ сти, которая к тому же поглощала свет. Однако это не так. Возле FU Ориона видна яркая туманность, отда­

ность все равно была бы видна. Однако попытки отыс­ кать ее изображение на старых снимках неба были тщетными. Ее не было видно до тех пор, пока FU Ориона не усилила свой блеск.

Это означает, что туманность освещена FU Ориона и стала доступной наблюдениям только после ее вспышки.

Таким образом, и здесь мы имеем дело со спокой­ ным взрывом звезды, которая в течение 30 лет после вспышки почти не изменяет своих свойств.

Аналогичные явления наблюдались и у звезды Р Лебедя. Впервые ее заметили в 1600 году, когда ее блеск усилился до 3-й звездной величины. Затем блеск ослабел и колеблется с небольшой амплитудой. Те­ перь — это белая звезда 5-й величины спектрального класса В.

Одна из самых ярких звезд — у Кассиопеи, которая относится к спектральному классу ВО, также меняет свой блеск в пределах от 1,6 до 3,0 звездной величины. Колебания блеска сопровождаются изменениями в ее спектре. Это свидетельствует о том, что диффузная оболочка, окружающая звезду, то появляется, то ис­ чезает.

Таким образом, «медленные взрывы» звезд — яв­ ление, встречающееся не столь редко и характерное

120

для некоторых нестационарных, преимущественно го­ рячих звезд.

ВСПЫХИВАЮЩИЕ ЗВЕЗДЫ

В середине XX столетия была открыта «вспыхи­ вающая» переменная звезда UV Кита. Этот первый представитель нового класса объектов был открыт аме­ риканским астрономом В. Люйтеном, который специ­ ально занимался поисками близких к Солнцу звезд.

В октябре 1948 года В. Люйтен обнаружил двойную звезду с большим собственным движением и парал­ лаксом. Измерения показали, что расстояние до звезды равно 8,5 светового года. Это дало возможность вы­ числить светимость звезды, которая оказалась равной примерно 0,0001. Оба компонента двойной звезды—• красные карлики.

Седьмого декабря 1948 года В. Люйтен обнаружил, что одна из звезд этой пары на очень короткое время усилила свой блеск примерно в 9 раз. Так впервые удалось наблюдать вспышку звезды-карлика. Спект­ роскопические наблюдения за звездой (обсерватория Маунт-Вильсон) показали, что на спектр типа М5 нак­ ладывается интенсивный спектр излучения, состоящий из ярких линий водорода, кальция и гелия. Кроме то­ го, стало очевидным, что ультрафиолетовый конец спектра в данном случае исключительно ярок, а это указывало на особенное строение атмосферы звезды.

Большое внимание изучению UV Кита уделил юго­ славский астроном В. Осканьян. Он непрерывно сле­ дил за блеском звезды в течение многих ночей и под­ твердил, что ее переменность обусловлена вспышками. Действительно, звезда большую часть времени оста­ ется слабой, а затем в течение нескольких десятков секунд вспыхивает, усиливая свой блеск иногда до ста

121

раз. После максимума звезда быстро ослабевает и че­

тельно редко. И все же они повторяются приблизитель­ но через каждые 30 часов без какой-либо периодично­ сти. Предсказать вспышку невозможно, поэтому

Много труда затратил В. Осканьян, пока выяснил, что активность вспышек UV Кита не всегда одинакова.

Так, в 1949—1950, 1952—1954 и 1954—1955 годах ему не удалось увидеть ни одной вспышки, в то время как с 1950 по 1953 год они наблюдались часто. Таким об­ разом, вспышки происходят не случайно, а с некоторой скрытой закономерностью, может быть, напоминающей нечто подобное 11-летнему циклу солнечной активно­ сти. Возможно, что вспышки таких звезд аналогичны вспышкам, которые происходят в солнечной фотосфере, Котя и достигают у этих звезд очень больших масшта­ бов. Если обычная температура фотосферы звезды в ее нормальном состоянии примерно 3 тыс. градусов, то по Виду спектра можно считать, что во время вспышки

•она повышается до 10 тыс. градусов. Весьма вероятно, что вспышка захватывает не всю поверхность звезды, а только ее часть. Прежде всего надо было установить, похожи ли в действительности вспышки UV Кита на солнечные.

Известно, что во время вспышки Солнце чрезвы­ чайно усиливает свое радиоизлучение, хотя общее из­ лучение нашего светила во время вспышки практиче­ ски не изменяется. Дополнительная энергия, испускае­ мая возмущенной областью солнечной поверхности,

122

несравненно меньше той энергии, которую излучает остальная часть солнечной фотосферы.

Было бы очень важно выяснить, сопровождается ли «оптическая» вспышка UV Кита вспышкой ее радио­ излучения. Однако при выяснении этого вопроса астро­ номы встретились с большими принципиальными труд­ ностями.

Когда в 1930 году инженер Карл Янский обнару­ жил радиоволны космоса, стало ясно, что их источни­ ком является Галактика. Последующие исследования показали, что радиоизлучение космоса идет к нам не от звезд, а от рассеянных в пространстве облаков раз­ реженного газа.

Долгое время ученые стремились обнаружить ра­ диоизлучение Солнца, но эти попытки были тщетными. Радиоизлучение Солнца было обнаружено только по­ сле того, как была повышена чувствительность прием­ ной аппаратуры и научились устранять земные помехи. Если вспомнить, что ближайшая к нам звезда почти в 300 тыс. раз дальше, чем Солнце, то становится понят­ ным, что радиоизлучения звезд должны быть в мил­ лиарды раз слабее радиоизлучения Солнца. И все же подсчеты показали, что радиоизлучение, которое возни­ кает в момент вспышки звезды, можно зафиксировать.

За решение этой задачи принялись английские и австралийские радиоастрономы. Один из крупнейших радиотелескопов мира был наведен на UV Кита в те­ чение 988 часов. Оказалось, что от этой звезды прихо­ дят радиоизлучения, возникающие во время ее вспы­ шек, причем эти вспышки происходят в среднем один раз в 35 часов. Тогда было решено одновременно на­ блюдать за радиоизлучением и блеском этой звезды. В определенные, заранее согласованные сроки, ряд об­ серваторий наблюдал за блеском, а в радиоастрономи-

123

ческой обсерватории Джодралл-Бэнк (Англия) непре­ рывно регистрировали радиоизлучение UV Кита.

Эти наблюдения осуществлялись и в Одесской об­ серватории. Наблюдатели оценивали блеск звезды

1963 октябрь 19 2 3 час 0 I х8

Рис, 18. Вспышка блеска и радиоизлучения UV Кита.

один раз в 20 секунд, сменяясь для отдыха через 10 минут. Одному из трех наблюдателей — О. Е. Манделю — 19 октября 1963 года удалось полностью прона­ блюдать вспышку блеска. Вспышка звезды четко зафик­ сирована Б. Ловеллом и в радиоизлучении. На рис. 18 изображена оптическая вспышка (точки и сплошная линия) и вспышка радиоизлучения (крестики, соеди­ ненные прерывистой линией). Совпадение по времени полное, хотя явление протекает, по-видимому, не сов­ сем одинаково в радио- и оптическом диапазонах спектра. Радиовспышки, вероятно, гораздо продолжи­ тельнее.

Таким образом было доказано принципиальное сходство солнечных и звездных вспышек. Однако было установлено, что отношение интенсивности радиоизлу­ чения к интенсивности оптического излучения у Солнца равно 100 000, в то время как у UV Кита только 100.

124

Это означает, что у этих переменных звезд оптические амплитуды вспышек гораздо эффективнее, чем у Солнца.

В 1965 году наблюдения повторили. По свидетель­ ству Ю. Е. Мигача в этот раз оптические вспышки UV Кита происходили гораздо чаще и были более интен­ сивными. Усиление блеска достигало 4 звездных величин!

Таким образом, подтверждается вывод Осканьяна о том, что в частоте и мощности вспышек существует многолетняя периодичность (так же как и у Солнца).

В заключение надо заметить, что вспышки происхо­ дят не совсем одновременно у радиоизлучений, обла­ дающих разными длинами волн. Этот интересный факт еще не нашел объяснения.

Чем вызваны вспышки этих звезд?

Весьма возможно, что они сопровождаются явле­ ниями нетеплового происхождения. К таким явлениям относятся быстрые потоки частиц, вылетающих из недр звезды, и возникновение электромагнитных полей во внешних ее частях.

Академик В. А. Амбарцумян считает, что во время вспышки из недр звезды вырывается наружу скрытая в них «дозвездная» материя, которая испытывает в ее атмосфере нечто подобное радиоактивному распаду.

Во время вспышки происходят очень существенные изменения вида спектра. То, что в это время появляют­ ся особенно интенсивные яркие линии водорода, ней­ трального и ионизированного гелия и ионизированного железа, может быть, не столь удивительно. Но в это время усиливается ультрафиолетовая область спектра и линии поглощения как бы заливаются каким-то до­ полнительным излучением, что свидетельствует о по­ явлении нетеплового источника излучения.

125

Большой интерес представляет и то обстоятельство, что, как показали измерения радиоизлучений, при вспышках интенсивность зависит также от длины вол­ ны, будучи пропорциональной некоторой степени час­ тоты. Такая зависимость также говорит в пользу не­ теплового характера радио-, а следовательно, и опти­ ческого излучения этих звезд во время их вспышек.

Таких звезд, как UV Кита, обнаружено более 20. Все они (за исключением двух) относятся к спектраль­

в правой нижней части главной последовательности диаграммы Герцшпрунга—Рессела.

Говоря о вспыхивающих звездах типа UV Кита, нельзя не упомянуть еще об одной аналогичной разно­ видности переменных звезд, обнаруженных мексикан­ ским астрономом Г. Аро и его сотрудниками. Они открыли так называемые вспышечные звезды. Оказа­ лось, что у некоторых звезд, таких, как V 379, V 387, V 905 Ориона, также наблюдаются кратковременные вспышки блеска. Однако подъем блеска длится доль­ ше, чем у звезд типа UV Кита. Тщательно изучив соз­ вездия Ориона и Тельца, расположенные рядом с созвездием Кита, мексиканские ученые обнаружили более 20 звезд такого типа. Все они относятся к спект­ ральным классам в пределах от Кб до Мб. В их спект­ рах иногда видны не очень интенсивные линии водо­ рода и ионизированного кальция. Однако эмиссионный спектр может и не возникать.

Г. Аро установил зависимость между спектральным классом и продолжительностью вспышки звезды: чем позднее спектральный класс, тем быстрее происходят в звезде изменения, то есть тем менее продолжительна вспышка.

126

Очень важно также и то, что среди слабых звезд скопления Плеяд, где почти нет ярких переменных звезд, были обнаружены вспышечные переменные зве­ зды, которые несомненно принадлежали этому скоп­ лению.

Было выяснено далее, что ни одна из найденных вспышечных и вспыхивающих звезд (общее количество их теперь достигает двухсот) не имеет спектра более раннего, чем К1 и К2. Оказалось также, что существу­ ет связь между возрастом звездного скопления и са­ мым ранним спектральным классом входящей в него вспышечной звезды: чем старше звездное скопление, тем позднее спектральные классы вспышечных звезд.

Г. Аро предположил, что вспыхивающие и вспышеч­ ные звезды родственны между собой. Они, по-видимо­ му, отличаются друг от друга только массами и сте­ пенью концентрации массы — сжатия вещества.

Так или иначе, но в настоящее время астрономы считают, что вспышечная активность звезд характерна для ранней стадии развития звезд-карликов. Общепри­ нято, что вспыхивающие и вспышечные звезды — на­ иболее молодые небесные светила.

Среди вспыхивающих звезд особо выделяется пе­ ременная АЕ Водолея. Ее блеск изменяется в преде­ лах от 11-й до 13-й звездной величины, претерпевая быстрые иррегулярные колебания. Спектр звезды по­ здний — К5е, хотя у звезд типа UV Кита он еще более поздний (М). Особенность переменной АЕ Водолея со­ стоит в том, что она является «тесной» двойной звез­ дой. Однако эту двойственность нельзя определить при визуальных наблюдениях — по-видимому, оба компо­ нента системы окутаны общей оболочкой. Период об­

127

зывают, что он близок к 10 часам. Спектр звезды не­ прерывный; на него наложены широкие яркие линии кальция и водорода, изменяющие свою форму и сме­ щения. В спектре происходят значительные изменения: во время вспышек усиливается весь непрерывный спектр, особенно его ультрафиолетовая часть.

ТЕМ НЫЕ ТУМАННОСТИ И Т-АССОЦИАЦИИ

Над главной звездой созвездия Тельца — Альдебараном, левее Плеяд на звездном небе давно обнаружены странные «пустоты». Особенно заметны они на фото­ графических снимках неба. Левая часть снимка усы­ пана изображениями звезд — черными точками, в то время как в правой его части мы видим почти «чи­ стую» пластинку. Это и есть знаменитая туманность в созвездии Тельца.

Изучая звезды, расположенные вблизи этих пустот, астрономы установили, что в спектрах многих из них видны яркие линии водорода. Оказалось, что многие из этих звезд изменяют свой блеск, то есть являются переменными. То же обстоятельство, что они или свя­ заны с туманностью, или проектируются на нее, давало возможность определить расстояние, отделяющее эти звезды от нас, — все они оказались звездами-кар- ликами.

Задолго до того, как акад. В. А. Амбарцумян обра­ тил внимание на эти группировки переменных звезд и назвал их Т-ассоциациями, Л. П. Церасская открыла переменную звезду RW Возничего. Эта звезда замеча­ тельна тем, что она быстро и без какой-либо периодич­ ности изменяет свой блеск в очень широких пределах. Ее причислили к неправильным переменным звездам. Тогда вряд ли кто-нибудь мог подумать, что в данном

128

случае астрономы встретились с особым типом пере­ менности звезд-карликов.

Южнее Тельца расположено созвездие Ориона. В центре его, несколько ниже пояса «охотника» (там, где проектируется «кинжал»), уже в бинокль мы видим очень яркую красивую зеленовато-голубую туманность Ориона. Это огромное скопление разреженного газа, который освещается центральными звездами — знаме­ нитой «трапецией» Ориона.

Неподалеку от туманности было обнаружено много переменных ярких и слабых звезд, очень часто голубо­ вато-белых, которые, так же как звезды, окружающие туманность Тельца, изменяют свой блеск неправильно, без какой-либо четко выраженной закономерности. Их назвали «орионовыми» переменными звездами. Только теперь выяснилось, что по своим свойствам они похо­ жи на звезды типа RW Возничего или Т Тельца. Все они являются звездами главной последовательности, то есть переменными карликами.

Оказывается, среди этих переменных звезд встре­ чаются звезды любых спектральных классов. Напри­

МОе. Чем характерны эти изменения блеска? Есть ли какие-нибудь отличия в поведении звезд различных спектральных классов?

Главная особенность этих звезд состоит в том, что колебания их блеска происходят не периодически. Правда, иногда на более или менее продолжительное