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

тельных размеров. Звезды же с малой начальной све­ тимостью попадают в область гигантов пониженной светимости.

При этих расчетах приходится иметь в виду еще од­ но обстоятельство: чем больше светимость звезды, тем большее количество энергии необходимо для покрытия расхода излучения. Поэтому звезды большой светимос­ ти, щедро расходуя свою энергию, эволюционируют бы­ стрее, чем те, у которых светимость мала. Очевидно, что звезды большой светимости не могут существовать очень долго — их можно наблюдать только у молодых звезд­ ных скоплений. Старые звездные скопления уже давно прошли ту стадию своего развития, когда в их составе были звезды большой светимости.

«Выгорание» водорода у ярких звезд наступает рань­ ше, чем у звезд низкой светимости. Поэтому у молодых скоплений отход звезд от главной последовательности в область звезд-гигантов должен происходить в той части главной последовательности, где светимость высока. Зна­ чительно позднее произойдет отход от главной после­ довательности в области низкой светимости (у карликов спектральных класов К и М это происходит тогда, когда яркие карлики уже проэволюционировали).

Таким образом, «поворотный момент», характеризу­ ющий начало третьей стадии эволюции, со временем опускается по главной последовательности все ниже.

Если сравнивать звездные скопления % и h Персея со звездным скоплением М 67 (рис. 2), то приходится констатировать следующее. Звездные скопления % и h Персея — молоды. Мы видим в них много ярких звезд и быстро проэволюционировавших красных сверхгиган­ тов. В скоплении М 67 их нет. Может быть, они когдато и были, но теперь уже перешли в другое состояние, так сказать «увяли» и, достигнув четвертого этапа эво-

40

людии, уменьшили свою светимость. Теперь в скоплении М 67 в стадию гигантов входят звезды меньшей свети­ мости и «поворот» диаграммы расположен значительно

Рис. 2. Диаграмма светимость — показатель цвета для различных звездных скоплений. Справа указан возраст «поворотной» точки, определяющей возраст скоплений.

ниже. Это говорит о том, что данное звездное скопление существует очень давно.

Таким образом, по диаграмме светимость—спектр мы можем судить о возрасте того или иного звездного скоп­ ления. В правой части рис. 2 указаны возрасты скопле­

41

ЗВЕЗДНЫЕ ПАРЫ

Изобретение телескопа и применение его для систе­ матического обозрения неба вскоре привело к важному открытию: многие звезды оказались двойными. Там, где невооруженный глаз человека видит одну звезду, в те­ лескоп видны две близких друг к другу звезды.

Так, двойная звезда р Лебедя состоит из яркой жел­ той звезды и зеленоватого спутника. Двойным оказался Кастор — а Близнецов: в телескоп мы видим две белых звезды почти с одинаковым блеском. Такие системы называются визуально-двойными звездами. Оказалось, что многие из них под влиянием взаимного притяжения описывают орбиты, обращаясь вокруг общего центра тя­ жести, расположенного между обоими компонентами двойной системы.

Встречаются и тройные звезды. Звезда Аламак — у Андромеды кажется двойной, если ее наблюдать в те­ лескоп средней силы. При большом увеличении около ее спутника видна еще и третья звездочка.

Звезда е Лиры видна в бинокль как двойная. Если же на нее посмотреть в телескоп, при достаточно боль­ шом увеличении, то окажется, что каждая из двух звезд в свою очередь состоит из двух. Таким образом, е Лиры— четверная, то есть кратная звездная система.

Вполне естественно, что мы можем наблюдать двой­ ственность только самых близких к Земле звезд. Если же двойная звезда очень удалена от нас, то мы не можем видеть ее компоненты: их свет сливается в общий ди­

43

фракционный кружок создаваемого телескопом изо­ бражения.

То же самое можно сказать и о таких двойных звез­ дах, которые называются «тесными». У этих звезд вза­ имное расстояние настолько мало, что видеть их раз­ дельно невозможно даже в тех случаях, когда они не так далеки от нас. И все же, несмотря на это неблаго­ приятное обстоятельство, именно эти «тесные» двойные системы дают нам очень ценные данные о физических свойствах звезд.

«Ш АЙТАН-ЗВЕЗДА »

В том месте звездного неба, где на старинных кар­ тах средневековые астрономы помещали отрубленную богатырем Персеем голову Медузы, видна яркая звез­ да Алголь, что в переводе с арабского означает — шай­ тан, дьявол. Эта звезда обладает замечательным свой­ ством, о котором мы уже упоминали,— она периодичес­ ки изменяет свой блеск.

Чтобы лучше представить себе это явление, астро­ номы изображают изменения блеска графически, откла­ дывая на горизонтальной оси время, а на вертикаль­ ной — блеск. Каждое наблюдение, то есть определение блеска в тот или другой момент времени, изображает­ ся на графике точкой. Через эти точки проводится плав­

ная кривая линия, которую принято называть кривой блеска.

Кривая блеска Алголя изображена на рис. 3. Мы ви­ дим, что в некоторые промежутки времени блеск звез­ ды быстро ослабевает и достигает минимума, после че­ го начинает увеличиваться до самого большого своего значения. Затем через время, равное половине продол­ жительности периода вращения (для. Алголя — около 35 часов), происходит незначительное вторичное ослаб-

44

ление блеска, так называемый вторичный минимум. Пос­ ле его окончания звезда снова сохраняет свой наиболь­ ший блеск до тех пор, пока не произойдет новый глав­ ный минимум и не завершится полный цикл колебаний.

Причина этого явления состоит в том, что Алголь не одиночная, а «тесная» двойная звезда. Главная звезда — яркая, а ее спутник обладает гораздо меньшей свети­ мостью. Обе они движутся вокруг общего центра масс системы по круговым орбитам, совершая полный обо­ рот за 2 суток 20 часов 49 минут (это и есть продолжи­ тельность одного периода). Орбиты звезд расположены таким образом, что в определенные моменты времени темный спутник закрывает от нас яркую звезду и свет системы ослабевает. Начало ослабления — нисходящей ветви кривой блеска — это первый контакт затмения, когда диск спутника начинает закрывать от нас яркую звезду. Момент минимума наступает тогда, когда закры­

45

тие наибольшее. Начиная с этого момента, яркая звезда постепенно выходит из-за диска спутника и блеск сис­ темы постепенно повышается, пока не достигнет своего наибольшего значения. Так объясняется главный мини­ мум. По истечении половины периода обе звезды меня­ ются ролями. Теперь яркая звезда затмевает спутник. Если бы спутник был совершенно темным, то никакого ослабления блеска мы бы не наблюдали. Так как спут­ ник Алголя не совсем темный, то происходит небольшое ослабление блеска — вторичный минимум.

У многих звезд типа Алголя, открытых и исследован­ ных впоследствии, вторичный минимум не заметен, а блеск в максимуме остается постоянным. У Алголя же (как и у ряда других звезд этого типа) происходит неч­ то иное — блеск медленно повышается даже вне затме­ ния. Если бы вторичного минимума не было, то это по­ вышение достигало бы своего максимума как раз в мо­ мент вторичного минимума. Это явление вызвано отра­ жением света яркой звезды спутником. Большой по сво­ им размерам спутник освещается яркой звездой. Он рас­ сеивает падающее на его поверхность излучение яркой звезды. Если бы мы могли видеть диски звезд раздель­ но, мы обнаружили бы фазы спутника, подобные фазам Луны. Полная фаза наступает тогда, когда спутник рас­ положен «за» главной звездой,.то есть вблизи момента вторичного минимума блеска. В этот момент мы полу­ чаем наибольшее количество отраженного спутником излучения.

Со временем были открыты многие переменные звез­ ды типа Алголя. Теперь мы знаем более 3 тыс. затменных переменных звезд. Среди ярких переменных звезд особенно интересна U Цефея, с очень большой ампли­ тудой изменения блеска. В максимуме она наблюдается как звезда 6,63 звездной величины, а в минимуме ее

46

блеск ослабляется до 9,79 звездной величины. Другими словами, во время минимума ее блеск понижается на 3,16 звездной величины, то есть в 18,5 раза! Затмения повторяются периодически через каждые 2,492864 суток, что составляет двое суток, 11 часов и 50 минут.

Главное отличие этой звезды от Алголя заключается в том, что в середине минимума ее блеск в течение оп­ ределенного времени (почти 2 часа) остается постоян­ ным. Объясняется это так.

У Алголя наблюдается частичное затмение, то есть темный спутник не подностыо закрывает от нас яркую звезду даже в наибольшей фазе. В системе U Цефея происходит полное затмение: яркая звезда через опре­ деленный промежуток времени полностью скрывается за большим темным спутником.

Какие сведения о звездах дает нам исследование кривой изменения блеска затменио-двойной переменной звезды? Прежде всего в случае полного затмения яркой звезды (например, U Цефея) можно определить относи­ тельную светимость обоих компонентов. Примем общий блеск обеих звезд за единицу. В максимуме блеска мы наблюдаем свет обеих звезд, а в главном полном мини­ муме мы получаем свет только от спутника. Так как в это время блеск U Цефея ослабевает в 18,5 раза, то на долю спутника приходится 1:18,5 = 0,054 общего света системы. Таким образом, яркая звезда дает 0,946 блес­ ка всей системы и, следовательно, ее светимость в 17,5 раза больше светимости спутника.

Исследование кривой изменения блеска дает возмож­ ность вычислить радиус каждой из звезд. В самом деле, в начале затмения, когда происходит внешнее соприкос­ новение дисков звезд, расстояние между центрами дис­ ков равно сумме их радиусов. В начале полной фазы затмения, в тот момент, когда прекращается уменьше­

47

ние блеска, диски обеих звезд находятся в положении внутреннего соприкосновения. Расстояние между цен­ трами дисков при этом равно разности радиусов боль­ шой и малой звезд. Таким образом, о радиусах звезд можно судить по продолжительности всего затмения и его главной фазы.

Правда, при этих вычислениях приходится принимать радиус орбиты за единицу, так как из одних наблюде­ ний блеска определить этот радиус в абсолютных вели­ чинах невозможно.

Точный анализ кривой изменения блеска U Цефея показывает, что радиус большой (темной) звезды ра­ вен 0,414, а малой (яркой) — 0,173 радиуса орбиты. Это означает, что «просвет» между звездами составляет 1—

— (0,414 + 0,173) =0,413 радиуса орбиты, то есть звезды почти соприкасаются своими поверхностями, что и да­ ло основание назвать U Цефея «тесной» двойной звез­ дой.

Было бы очень важно выразить все эти относитель­ ные величины в абсолютных мерах. Как мы увидим ни­ же, это можно сделать, используя также спектральные наблюдения.

Полученные данные дают возможность определить соотношение температуры фотосфер обеих звезд. В са­ мом деле, мы знаем, что большая звезда, радиус которой по нашей оценке равен 0,414 радиуса орбиты, посылает всего 0,054 света системы. Понятно, что яркость единицы поверхности у большой и малой звезд вследствие их раз­ ной температуры различна. Можно легко установить, что яркость единицы поверхности малой звезды в сто раз превышает яркость большой звезды. Отношение же яркостей можно приравнять отношению четвертых сте­ пеней температуры. Извлекая корень четвертой степени из ста, мы видим, что температура малой яркой звезды

48

в 3,16 раза выше температуры большего, но менее яр­ кого спутника. Так как меньшая (яркая) звезда отно­ сится к спектральному классу А, температура ее поверх­ ности примерно равна 12 тыс. градусов. Следовательно, температура спутника достигает 3,8 тыс. градусов, а его спектральный класс должен быть поздним — где-то меж­ ду К и М.

Такое сочетание звезд в одной двойной системе до­ стойно особого внимания. В самом деле, яркая звезда яв­ ляется обычным горячим карликом и располагается на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Что касается спутника, то его светимость гораздо меньше, чем у гигантов, и гораздо больше, чем у карликов. Он занимает промежуточное место между гигантами и карликами. Так была открыта область суб­ гигантов.

СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

При спектральных наблюдениях затменно-двойных звезд обнаруживается ряд явлений, которые дают воз­ можность получить исключительно денные сведения. Мы знаем, что движение звезды вдоль луча зрения приводит к смещению спектральных линий с их «нормальных» положений.. Измеряя эти смещения, определяют луче­ вую скорость звезд — проекцию скорости движения на луч зрения.

Оказалось, что существуют звезды, у которых проис­ ходит периодическое изменение лучевой скорости. В не­ которых случаях наблюдается даже раздвоение спек­ тральных линий.

Изменения лучевых скоростей двойных звезд вызва­ ны их орбитальным движением. Каждая из звезд вра­ щается вокруг общего центра тяжести системы, то при­ ближаясь к нам, то удаляясь от нас. Эго приводит к