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

его наблюдениям звезды RR Тельца (рис. 19). Мы ви­ дим, как прихотливо, — иногда быстро, а иногда и очень медленно, — эта звезда изменяет свой блеск. В максимуме она достигает 11-й величины, а в миниму-

ме — почти 14-й. Нередко она «погружается» в глубо­ кие. минимумы, которые длятся несколько или даже десятки суток. Существуют также подобные ей звезды, но с другим свойством. Они остаются яркими большую часть времени и только на короткое время «погружа­ ются» в минимум. Поведение такой звезды напоминает изменение блеска затменной звезды. Однако явление происходит не периодически, поэтому ни о каком затменном характере этих звезд не может быть и речи.

То обстоятельство, что переменность в данном слу­ чае носит неправильный характер, очень затруднило классификацию этих звезд. Однако такие попытки бы­ ли сделаны.

Астрономы Венцель и Гетц (Зоннебергская об­

130

пределить данные звезды на классы в соответствии с видом кривой блеска. В класс а он включает звезды, которые столь же часто бывают яркими, сколь часто ослабевают. Этот класс, в свою очередь, разбит на два подкласса а.\ и а% Звезды подкласса а\ бывают в мак­ симуме и минимуме одинаково часто, но в чередовани­ ях нет никакой периодичности. Звезды же подкласса ач иногда изменяются с нестрогой периодичностью.

звездам подкласса Ь2 свойственны широкие минимумы, которые длятся иногда неделями.

В класс с Венцель включил звезды, претерпеваю­ щие волнообразные медленные колебания блеска. На­ конец, в класс d отнесли вспыхивающие звезды типа UV Кита, подробно описанные выше.

Существует зависимость между классом кривой из­ менения блеска и спектральным классом звезды. Ее можно видеть из табл. 3. Эта таблица говорит о мно­ гом. Во-первых, вспыхивающие звезды обладают спектральными классами М. Это означает, что вспыхи­ вать могут только красные холодные карлики.

Во-вторых, звезды, изменяющие свой блеск плавно.

но неправильно, обладают спектрами главным обра­

зом G и К.

В-третьих, те звезды, у которых происходят непери­ одические ослабления блеска, напоминающие затме­ ния, имеют спектры А и F.

По-видимому, здесь скрыта требующая своего объяснения закономерность.

Конечно, многие из звезд, исследуемых Венцелем и Гетцем, были объектами наблюдений многих астроно­ мов. Если свести вместе ряды наблюдений, можно со­ ставить представление о колебании блеска на протяже­ нии продолжительного промежутка времени. Но как быть с теми звездами, переменность которых обнару­ жена недавно? В этом случае помогают старые коллек­ ции фотографических снимков неба.

Такие коллекции были созданы в Гарвардской об­ серватории (США), в Москве, Зоннеберге (ГДР), Ду­ шанбе и Одессе. Они дают возможность проследить за поведением звезды в прежние годы.

Автор изучил ряд звезд типа RW Возничего на снимках коллекции Гарвардской обсерватории. Одну из звезд этого типа исследовала Б. А. Драгомирецкая на основе наблюдений автора и наблюдений, осущест­ вленных на Зоннебергской и Душанбинской коллекци­ ях. Она пришла к заключению, что звезда BN Ориона полностью нарушает всю классификацию Венцеля.

Эта звезда относится к спектральному классу А, то есть является белой горячей звездой. Обычно она вид­ на как звезда 10-й величины, но иногда ее блеск осла­ бевает до 13-й величины. При этом у звезды наблюда­ ются длительные периоды успокоения. Так, на протя­ жении последних 15 лет она почти не изменяла своего максимального блеска. Вместе с тем в «жизни» звезды иногда наступают такие эпохи, когда она бурно изменя­

132

ет свой блеск — и медленно, и быстро. Таким образом, она должна входить одновременно в два класса Вен­ целя.

Сравнивая фотографические наблюдения с ви­ зуальными, выполненными главным образом проф. Д. Я. Мартыновым, Б. А. Драгомирецкая показала, что во время бурных изменений звезда перестает быть бе­ лой — она желтеет.

Мы уже говорили, что вспыхивающие и вспышечные звезды родственны друг другу. По-видимому, и остальные звезды типа RW Возничего и Т Тельца так­ же родственны им. В самом деле, мы видели, что UV Кита не всегда вспыхивает. Иногда она прекращает свою вепыщечную «деятельность», возобновляя ее, повидимому, через 6 лет. У BN Ориона периоды бурной деятельности повторяются примерно через 20 лет. Од­ нако, если у UV Кита они проявляются в виде вспы­ шек, то у BN Ориона они имеют характер быстрой пе­ ременности. Весьма вероятно, что это зависит от спект­ рального класса. Холодные звезды вспыхивают, а горячие, наоборот, ослабляют блеск.

темных или ярких (газовых) туманностей. Оказалось, что некоторые из этих звезд связаны с туманностями теснее, чем это можно было предположить вначале. Так, Т Тельца расположена в мировом пространстве неподалеку от небольшой яркой газовой туманности. Эту туманность визуально открыл Гайнд с помощью 7-дюймового рефрактора в 1852 году. Ее наблюдали до 1861 года, затем она исчезла, и только в самые большие телескопы мира ее можно было рассмотреть на пределе зрения вплоть до 1864 года. В 1890 году Барнард и Бернгем видели ее при помощи крупнейше­

133

го рефрактора мира как исключительно слабый объект. В 1920 году туманность начала усиливать свой блеск и к 1952 году стала снова яркой. Вполне воз­ можно, что эти изменения блеска туманности вызваны изменениями блеска Т Тельца, которая освещает эту туманность. Напомним, что такое же явление было за­ мечено у звезды FU Ориона. Еще одна такая же ту­ манность, которая изменяет свою яркость, известна около звезды R Единорога.

Ряд других звезд этого типа также имеют своих «спутников-туманностей», которые связаны с ними фи­ зически, но своего блеска не меняют. Одна из таких туманностей интенсивно голубая. Вместе с тем сущест­ вует и туманность В 14, около которой не видно ника­ кой переменной звезды, но которая сама, по-видимому, изменяет свою яркость и окрашена в интенсивно крас­ ный цвет! Исследование этих интереснейших объектов таит в себе немало неожиданностей.

Почему переменные звезды-карлики связаны с яр­ кими и темными туманностями? Почему происходят их вспышки и иные колебания блеска? Каковы свойства самых темных туманностей, о которых мы пока что знаем так мало? Ответы на эти вопросы дадут нам бу­ дущие исследования.

ЭВОЛЮЦИЯ СЖИМАЮЩИХСЯ КАРЛИКОВ

После описания свойств переменных звезд-карликов попытаемся объяснить их поведение с точки зрения теории звездной эволюции.

Современная наука считает весьма вероятным, что звезды образуются в результате процесса конденсации холодного вещества. В протяженном газо-пылевом скоплении образуется местное уплотнение, которое на­

134

чинает притягивать окружающее его вещество — обра­ зуется протозвезда.

Под влиянием силы тяжести протозвезда постепен­ но сжимается, вещество ее конденсируется, гравита­ ционная энергия преобразуется в теплоту и температу­ ра повышается. Пылинки плавятся и испаряются, а вся протозвезда становится газовой. Так как у «молодой» протозвезды центральная температура невысока, ника­ кие ядерные превращения на этом этапе невозможны, и источником излучения звезды является в это время энергия, выделяющаяся в результате сжатия.

Со временем температура недр звезды возрастает и начинаются ядерные превращения водорода в гелий. В истории звезды наступает новый этап, когда вся структура звезды определяется термоядерными реак­ циями.

Современная теория звездной эволюции пришла к заключению, что первый (гравитационный) этап раз­ вития звезды заканчивается в тот момент, когда изоб­ ражающая звезду точка приходит на «начальную» главную последовательность диаграммы Герцшпрунга— Рессела. Поскольку переменные звезды-карлики моло­ ды, можно полагать, что их переменность связана с теми явлениями, которые сопровождают первый, «доядерный», этап развития звезды.

С этой точки зрения большой интерес представляет ранняя история эволюции Солнца. Эта проблема уже не раз рассматривалась, и теперь, конечно, в общих чертах, найдено ее решение. Мы знаем, что современ­ ное Солнце — звезда-карлик спектрального класса G, находящаяся вблизи главной последовательности диаг­ раммы Герцшпрунга—Рессела. Известно, что возраст Солнца достигает 5 млрд. лет. Вполне очевидно, что уже очень давно источником энергии Солнца служит

135

термоядерный процесс превращения водорода в гелий. Каким было Солнце в прошлом? Каков путь его раз­ вития до тех пор, пока оно не вступило на главную по­ следовательность?

Здесь следует сразу заметить, что из общей продол­ жительности эволюции Солнца на долю первого, «доядерного», этапа приходятся только первые два мил­ лиона лет его существования. Вот о них и идет речь при решении интересующего нас вопроса.

Теоретические исследования показали, что в самом начале своего развития, при первоначальном выделе­ нии Солнца из облака холодного космического вещест­ ва, когда температура поднялась до 3 тыс. градусов, Солнце имело очень большой объем и потому, разогрев­ шись, стало светилом большой яркости. Его светимость в первую тысячу лет существования была в 1000 раз больше, чем теперь.

Сжатие Солнца привело к уменьшению объема, к сокращению площади светящейся поверхности и, хотя температура и возрастала, общая светимость Солнца быстро падала. За десять тысяч лет существования она уменьшилась в 10 раз, а за сто тысяч лет — в 100 раз.

Для начальной стадии эволюции Солнца характер­ но явление конвекции. Нагретые массы вещества Солн­ ца поднимались в его внешние' слои. Охлажденные массы внешних слоев опускались в глубь Солнца. Теп­ ловая энергия передавалась из недр Солнца к его пе­ риферии за счет этого перемешивания — конвекции. Это продолжалось примерно около миллиона лет. Кон­ векция постепенно затухала, и когда температура по­ верхности Солнца достигла 4,5 тыс. градусов, а его светимость стала равной единице, наступил поворот­ ный момент. На смену конвективному периоду перено­ са энергии пришел лучистый. Излучение, идущее из

136

недр Солнца, «просачиваясь» сквозь вещество, погло­ щалось и переизлучалось, пока не доходило до внеш­ них частей его атмосферы. После того, как начался «лучистый» этап развития, температура поверхности Солнца стала быстро увеличиваться, а светимость мед­ ленно возрастать.

Смена «механизма» переноса энергии привела к большому разогреву недр Солнца, в результате чего в его центральных частях температура настолько увели­ чилась, что была достаточной для начала термоядер­ ных реакций. В этот момент Солнце и «вышло» на глав­ ную последовательность.

На рис. 20 показан эволюционный путь Солнца на диаграмме Герцшпрунга—Рессела. Угловая точка — пе­ реход к лучистому теплообмену. Вывод Солнца на главную последовательность показан пунктирной ду­ гой. Весь путь, изображенный на рисунке, Солнце прошло за два миллиона лет.

Аналогичные расчеты проделаны и для других звезд с массой 4; 2; 1; 0,6; 0,4 солнечных. Были вычислены эволюционные пути таких звезд на диаграмме Герц­ шпрунга—Рессела и выяснилось очень интересное обсто­ ятельство, которое объясняется рис. 21. Оказалось, что «поворотная» точка, в которой конвекция затухает и перенос энергии начинает осуществляться за счет лу­ чистого теплообмена, зависит от массы звезды. На рис. 21 сплошная линия изображает главную последо­ вательность, то есть совокупность тех мест диаграммы Герцшпрунга-Реосела, куда должна выйти звезда по­ сле окончания гравитационного этапа своего развития. Пунктирной линией обозначены положения поворотных точек. Числа около точек — массы звезд, выраженные в долях массы Солнца. На вертикальной оси отложены светимости, а на горизонтальной — логарифмы темпе­

ратуры поверхности звезд. Указаны также спектраль­ ные классы.

Итак, справа от пунктирной линии расположена та область диаграммы, в которой конвекция играет основ-

Температура поверхности

Рис. 20. Эволюционный путь «молодого» Солн­ ца на диаграмме Герцшпрунга — Рессела.

ную роль. Слева от нее располагаются звезды, которым не свойственна конвекция.

Эти теоретические рассуждения хорошо согласуют­ ся с результатами наблюдений. Дело в том, что, как думает французский астроном Э. Шацман, солнечные вспышки вызваны магнитной активностью, возникаю­ щей вследствие взаимодействия двух факторов — кон­ векции и вращения Солнца вокруг оси. Возникают

188

сильные магнитные ноля, которые «разгоняют» на­ электризованные частицы до больших скоростей, что и приводит к вспышкам. Но ведь у звезд спектрального класса М (молодых карликов) конвективная зона зах­ ватывает всю звезду, и, если они вращаются вокруг оси, то могут возникать магнитные поля и созда­ ваться вспышки гораздо более мощные, чем на Солнце. Так оно и есть. <, Если молодая переменная § звезда попадает на дна- | грамму Герцшпрунга— Рессела в «область кон­ векции», то ее перемен­ ность обязательно вспышечная.

С этой точки зрения огромную важность пред­ ставляет открытие в Пле­ ядах (их возраст 20 млн. лет) среди самых слабых звезд вспышечных пере­ менных. Массы у них ма­

лы, спектры поздние. Они еще не успели пройти первый этап пути гравитационного развития.

Правда, еще нельзя сказать о том, что является причиной переменности невспыхивающих звезд типа RW Возничего, которые относятся к ранним спектраль­ ным классам. Однако цикличность их колебаний, «спо­ койные» и «бурные» периоды их поведения — все это очень напоминает солнечную пятнообразовательную активность. Возможно, что у этих звезд переменность вызвана явлениями, аналогичными солнечным пятнам.

139