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

периодическим смещениям спектральных линий, причем период изменения лучевой скорости равен тому времени, в течение которого звезда совершает полный оборот по орбите.

Если светимость обеих образующих двойную систе­ му звезд примерно одинакова, то на снимке получается суммарный спектр излучения обеих звезд. В те моменты, когда одна из звезд движется к наблюдателю, а вто­ рая — от него, у первой звезды спектральные линии сдвинуты в фиолетовую сторону, а у второй — в красную; это вызывает периодически повторяющееся раздвоение линий.

Если светимость главной звезды гораздо больше, чем светимость спутника, то наблюдается только один спектр, и выделить спектр спутника не удается. Однако и в этом случае можно выявить двойственную природу звезды, так как наблюдаются периодические изменения лучевой скорости (без раздвоения спектральных линий).

'Звезды, двойственность которых обнаруживается при помощи спектральных наблюдений, называются спек­ трально-двойными. Для описанного изменения лучевых скоростей необходимо, чтобы луч зрения, соединяющий центр масс двойной системы с наблюдателем, был бы наклонен к плоскости орбиты под небольшим углом. Это свойственно всем затменным переменным звездам. По­ этому каждая из них должна быть спектрально-двой­ ной звездой.

Рассмотрим подробнее движение такой двойной сис­ темы (рис. 4).

Во время первичного затмения звезды А и В разме­ щены на своих орбитах так, что скорости их движения перпендикулярны лучу зрения (положение 1). В это вре­ мя проекции истинных (лучевых) скоростей на направ­ ление луча зрения равны нулю. Через промежуток вре-

%0

мени, равный четверти периода, обе звезды Л и В располжатся «по бокам» по отношению к центру масс системы (полжение 2). Одна из звезд при этом при­ ближается к нам, в то время как вторая удаляется от нас. В этот момент лучевые скорости достигают своих наибольших значений, а если луч зрения лежит в плоско­ сти орбиты, то эти максимальные лучевые скорости рав­ ны истинным скоростям орбитальных движений звезд.

Пройдет еще четверть периода. Настанет момент вто­ ричного минимума и снова скорости орбитального дви­ жения звезд будут направлены перпендикулярно к лучу зрения (положение 3). В этот момент лучевые скорости равны нулю. Еще через четверть периода (положение 4) лучевые скорости станут максимальными, но теперь обе звезды поменяются местами по отношению к положению 2. Та звезда, что раньше приближалась к нам, теперь удаляется от нас, и наоборот. В правой верхней части рис. 4 изображены четыре положения спектральных ли­ ний, соответствующие четырем описанным выше момен­ там: в положениях 1 и 3 линии сливаются, в положениях 2 и 4 они достигают наибольшего раздвоения (спектраль­ ные линии излучения спутника обозначены пунктиром).

В нижней части рисунка показаны кривые изменения лучевых скоростей. По горизонтальной оси отложено вре­ мя, по вертикальной — смещение спектральных линий: яркой звезды — сплошной линией, спутника — пункти­ ром. У спутника смещения более значительные, ампли­ туда изменения лучевой скорости больше, а поэтому скорость его орбитального движения также больше. Это вызвано тем, что масса спутника меньше, чем масса яр­ кой звезды.

Итак, из спектральных наблюдений мы находим ор­ битальную скорость каждой из звезд двойной системы. Учитывая, что при движении по круговой орбите ско­

52

рость остается постоянной, можно вычислить длину ор­ биты каждой из звезд: для этого нужно умножить ско­ рость движения звезды по орбите (выраженную в кило­ метрах в секунду) на продолжительность периода обра­ щения (выраженную в секундах). Разделив длину орбиты на 2я, мы можем узнать ее радиус (в километ­ рах). Так как каждая из звезд движется вокруг центра массы системы, то чтобы определить расстояние между ними, надо полученные радиусы орбит сложить. Выше при определении радиусов звезд мы принимали расстоя­ ние между звездами за единицу. Теперь мы знаем абсо­ лютное значение этого расстояния. Остается выполнить последнее действие: полученные нами ранее значения относительных радиусов звезд умножить на эту величи­ ну. В результате мы получим размеры звезды в абсо­ лютной мере, то есть в километрах!

В Зтом и состоит принцип одновременного изучения кривых изменения блеска и лучевых скоростей. Описан­ ный метод, конечно, распространяется и на те-случаи, когда орбиты не круговые, а эллиптические, и на слу­ чаи, когда наблюдается спектр только одной, наиболее яркой звезды.

Этим не исчерпываются возможности спектрального исследования затменно-двойных звезд, они позволяют также изучать вращение звезд вокруг своей оси.

При осевом вращении звезды вращательная скорость центра дисканаправлена перпендикулярно лучу зрения (лучевая скорость равна нулю) и спектральные линии не смещены. Допустим, что левый край диска движется от наблюдателя, то есть его лучевая скорость положи­ тельна. Тогда правый край диска движется к наблюда­ телю и его лучевая скорость отрицательна. В момент, когда затмения нет, наблюдатель воспринимает излуче­ ние всего диска звезды, поэтому хотя в суммарном спек­

53

тре в результате вращения звезды вокруг оси спектраль­ ные линии и расширяются, они остаются симметрич­

ными.

Что произойдет, если закрыть, например, правую по­ ловину диска? Мы будем получать излучения только ле­

рость направлена перпендикулярно лучу зрения, то есть когда ее лучевая скорость стремится к нулю. Кривая лучевых скоростей при чистом орбитальном движении плавная. Как это видно из рис. 6, во время затмения плавный ход изменения лучевых скоростей нарушается:

54

на кривой видны «усы», повышающие скорость удале­ ния до момента полного затмения. После этого в кривой появляется разрыв и после окончания полной фазы затмения наблюдается максимальная скорость прибли-

Рис. 6. Кривая изменения лучевой скорости U Цефея. Горизонтальным отрезком выделено затмение. «Усы» и разрыв вызваны вращением затме­ вающей звезды вокруг оси.

жения вращающейся поверхности звезды. На этом же рисунке крестиками помечены лучевые скорости спут­ ника, спектр которого виден только во время затмения.

По величине этих отклонений определяют экватори­ альную скорость вращения звезды и период ее обраще­ ния вокруг оси.

55

МАССЫ ЗВЕЗД

Иоганн Кеплер, исследуя движения планет, вывел три знаменитых закона, которые впоследствии были обобщены Ньютоном и выведены математически из за­ кона всемирного тяготения.

Третий закон Кеплера—Ньютона дает возможность определять массы звезд, что очень важно для изучения их физических свойств и строения. Этот закон изобра­ жается формулой

Таким образом, зная период обращения и радиус от­ носительной орбиты, можно вычислить сумму масс обе­ их звезд.

Как же определить массу каждой из них? Для этого надо знать расстояния каждой из звезд от центра масс системы—радиусы их абсолютных орбит. Массы звезд обратно пропорциональны радиусам их орбит, описыва­ емых около центра масс системы.

Все эти рассуждения относятся как к затменно-двой- ным, так и к обычным двойным звездам, с описания которых была начата эта глава. Оказалось, что, как правило, массы звезд сравнимы с массой Солнца. Толь­ ко в исключительно редких случаях они превосходят солнечную в сто раз.

56

ФИГУРЫ ЗВЕЗД

Упомянутый нами Джон Гудрайк 10 сентября 1784 года открыл переменность второй затменно-двойной звезды — р в созвездии Лиры. Оказалось, что эта звез­ да изменяет свой блеск периодически, повторяя свои колебания через 12,907945 суток. Пределы изменения

.блеска — от 3,47 звездной величины в максимуме до 4,42 звездной величины в минимуме. Так же как у Алголя, у р Лиры наблюдается глубокий первичный мини­ мум блеска и менее глубокий, но довольно хорошо за­ метный вторичный. Отличие состоит в том, что между минимумами блеск не остается постоянным, а плавно изменяется.

Впоследствии были обнаружены и другие звезды этого типа. Чтобы объяснить наблюдающееся плавное изменение блеска в интервале между минимумами, уче­ ные выдвинули гипотезу, согласно которой оба компо­ нента двойной звезды не шаровые, а вытянуты вдоль ли­ нии, соединяющей их центры. Это вполне естественно, так как между компонентами очень «тесной» двойной звезды должны действовать мощные приливные силы. Если это так, тогда при вращении двойной системы пло­ щади дисков звезд изменяются и тогда, когда нет затме­ ния. Понятно, что истинные фигуры звезд установить трудно, и поэтому была предложена упрощенная модель. Было принято, что обе звезды являются вытянутыми эллипсоидами, напоминающими дыни. Ученые разрабо­ тали также математическую теорию, которая позволя­ ет на основании изучения закона изменения блеска в интервале между минимумами (то есть изучения плав­ ной максимальной части кривой блеска) определить сте­ пень вытянутости эллипсоидных фигур и учесть ее при дальнейших вычислениях размеров звезд.

57

В 1903 году была открыта еще одна чрезвычайно ин­ тересная затменно-двойная звезда, которую назвали W в созвездии Большой Медведицы. Ее блеск изменяется очень быстро. Цикл повторяется через каждые 0,33363779 суток, то есть немного больше, чем через 8 часов. За это время происходят два максимума и два (почти одина­ ковых по глубине) минимума (рис. 7). Расчеты пока­ зали, что обе звезды — главная и спутник — почти оди­ накового размера, очень сильно вытянуты и почти ка­ саются «носами», то есть вытянутостями. За последние 60 лет было обнаружено несколько сотен таких звезд, причем некоторые из них гораздо быстрее изменяют свой блеск, чем W Большой Медведицы. Эти звезды представляют значительный интерес для исследователей звездных систем. Короткие периоды обращения свиде­ тельствуют о том, чтб оба компонента очень близки друг к другу и имеют сравнительно небольшие, несколько меньшие, чем у Солнца, радиусы.

Все звезды этого типа принадлежат к главной по­ следовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Так, звезды типа |3 Лиры располагаются в верхней час­ ти главной последовательности, a W Большой Медведи­ цы и сходные с ней звезды занимают среднюю часть по­ следовательности. При этом чем меньше период обра­ щения такой звезды, тем желтее звезда.

Спектральные исследования звезд типа W Большой Медведицы вскрыли ряд трудно объяснимых фактов.

Во-первых, обнаружили, что колебаниям блеска со­ путствуют изменения спектрального класса: в момент максимума спектральный класс более ранний *, в мини­ муме он становится более поздним. Во время неболь­ шого ослабления блеска системы мы наблюдаем излу-

1 Ранние классы — В, А; поздние — К, М, N, S.

58

чение только одной звезды, так как вторая находится в затмении. Более того, в эти моменты затмевающая звезда обращена к нам своей вытянутой частью. Изме­ нение спектрального класса показывает, что температу­ ра разных частей звезды различна — «носы» звезд бо­ лее холодные, чем остальные части поверхности.

0,9 0,0 0,1 0,2 03 ол 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 1,1

Время в долях периода

Рис. 7. Кривая изменения блеска W Большой Медведицы.

Во-вторых, у многих звезд типа W Большой Медве­ дицы в момент максимума блеска наблюдается описан­ ное выше раздвоение спектральных линий. Поскольку интенсивность линий примерно одинакова, то светимость обеих звезд также почти одинакова. Однако смещения линий не одинаковы, следовательно, различны и орби­ тальные скорости компонентов системы. Это вызвано тем, что радиусы «абсолютных» орбит обеих звезд не одинаковы, а следовательно, разные и их массы. Вмес­ те с тем известно, что масса звезды определяет ее све­ тимость и если массы не равны, то не должны быть равны и светимости. Здесь мы сталкиваемся с противо­ речием.

В-третьих, обнаружили, что интенсивности раздвоен­ ных спектральных линий переменны. Линия, смещенная

59