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

в фиолетовую область спектра и соответствующая уда­ ляющейся от нас звезде, более интенсивна, чем линия, смещенная в красную область спектра.

Все это говорит о том, что упрощенная модель не объясняет всех свойств такой «контактной» звездной пары.

Наиболее поразительной и противоречивой оказалась сама р Лиры. Из кривой изменения ее блеска были вы­ числены радиусы звезд и их светимости. Кроме того, теория позволила также определить степень вытянутос­ ти фигур обоих компонентов. Из этих вычислений следо­ вало, что в момент главного минимума, когда яркая звез­ да скрывается за большим и более темным спутником, мы должны, как к в случае, например, U Цефея, наблю­ дать спектр спутника.

Однако явления, которые происходят в спектре р Ли­ ры, полностью противоречат этой теории. Спектр этой звезды оказался очень сложным. Он состоит из непре­ рывной 'радужной полосы, пересеченной темными раз­ мытыми линиями поглощения, которые периодически смещаются вследствие орбитального движения. Кроме линий поглощения наблюдаются и яркие эмиссионные линии водорода и гелия. При этом некоторые из них остаются неподвижными: газообразное вещество, кото­ рое является источником этих линий, не принимает учас­ тия в орбитальном движении. Спектр спутника, вопреки ожиданиям, мы никогда не видим!

Для объяснения этих загадочных явлений пришлось предположить, что вся система |3 Лиры погружена в про­ тяженную газообразную оболочку, которую непрерывно выбрасывает яркая звезда и которая закрывает от нас свет, излучаемый спутником. Вещество оболочки дви­

60

возникает тот спектр излучения, который не принимав! участия в орбитальном движении.

Таким образом, исследование затменных звезд ти­ па р Лиры и W Большой Медведицы поставило перед астрономами проблему истечения вещества звезд в ми­ ровое пространство.

Подобные же явления, хотя и в меньших масштабах, можно наблюдать и у затменных звезд типа Алголя. В те моменты, когда яркая звезда полностью закрыта те­ лом большого, почти темного спутника, в спектрах не­ которых звезд вспыхивают четкие эмиссионные линии, которые, по-видимому, появляются в результате свече­ ния газообразной оболочки, окружающей главную звез­ ду наподобие кольца Сатурна. Во время полного затме­ ния оболочка выступает из-за диска темного спутника. Это явление напоминает свечение газовых туманностей.

ЗАТМ ЕННЫ Е ЗВ ЕЗД Ы КАК СРЕДСТВО ИССЛЕДОВАНИЯ ЗВЕЗДНЫ Х АТМОСФЕР

У большинства затменных звезд периоды обращения коротки и вполне сравнимы по продолжительности с сутками. Чем длиннее период, тем меньше таких звезд. Причина этого явления понятна: двойные системы с ко­ ротким периодом обращения — «тесные». У таких сис­ тем расстояние между звездами сравнимо с размерами звезд и потому вероятность затмения большая. Чем длин­ нее период обращения, тем больше радиус орбиты, тем менее вероятно возникновение затмений. И вместе с тем мы все же наблюдаем и такие двойные системы, у ко­ торых период обращения измеряется годами.

Так, например, период обращения звезды о2 Лебедя

61

спутник можно увидеть отдельно от главной звезды, так что эта система не только затменная, но и визуально­ двойная (правда, ее визуальную двойственность можно обнаружить только при помощи очень мощных телес­ копов) .

Эти «долгопериодические» затменно-двойные звезды особенно интересны тем, что они могут быть использо­ ваны для изучения строения звездных атмосфер.

На северном небе была обнаружена звезда, получив­ шая впоследствии название VV Цефея. Ее спектру свой­ ственна интересная особенность. В нем видны интенсив­ ные темные полосы поглощения, характерные для моле­ кул окиси титана. Таким образом, VV Цефея — звезда спектрального класса М. Однако на фоне непрерывно­ го спектра, пересеченного полосами поглощения, харак­ терного для холодной звезды, отчетливо выделялись яр­ кие эмиссионные линии, главным образом, водорода.

В1936 году внезапно оказалось, что яркие эмиссионные линии исчезли. Они не были видны почти год, а затем появились вновь! Тогда-то и предположили, что VV Це­ фея— затменно-двойная звезда, что яркие линии в спек-, тре — результат излучения горячей звезды, которая при­ надлежит к спектральному классу В, а спутник — огром­ ная красная звезда-гигант, за которую заходит горячая звезда во время полного затмения.

Наблюдения блеска звезды подтвердили эту точку зрения. Были исследованы старые фотографии звездно­ го неба, и оказалось, что затмения происходили и рань­ ше. Период обращения этой звезды равен 7430 суткам!

Впериод между 1956 и 1958 годами произошло очеред­ ное полное затмение VV Цефея. Астрономы уже ожида­ ли его.

Большой период ее обращения свидетельствует об очень большом расстоянии между главной звездой и

62

спутником, то есть о том, что радиус их относительной орбиты велик. Расстояние, отделяющее эту звезду от Земли, составляет 470 световых лет. Если бы она была ближе к нам, мы могли бы видеть ее как визуально­ двойную звезду и непосредственно наблюдать, как одна из звезд «прячется» за другую.

Изучение кривой изменения блеска VV Цефея пока­ зало, что радиус холодного красного гиганта-спутника в десять раз превышает радиус горячей звезды. Звез­ ды-гиганты обладают очень малой средней плотностью вещества, поэтому внешняя оболочка спутника должна быть еще более разреженной. При затмении горячая звезда скрывается за гигантом постепенно, ее излуче­ ние должно «просачиваться» сквозь оболочку гиганта. Тогда в спектре должны появляться спектральные ли­ нии, характеризующие химический состав тех слоев, сквозь которые пробиваются излучения горячей звез­ ды. По мере развития затмения излучение будет прохо­ дить сквозь более глубокие слои оболочки гиганта, что позволяет установить, как распределены в ней различ­ ные химические элементы. В этом случае луч света играет роль ножа анатома, исследующего тело изучае­ мого объекта.

Аналогичные явления подробно изучались астроно­ мами у звезды Е; Возничего, которая также является затменно-двойной. Ее период обращения составляет 972,2 суток. Состоит эта двойная система из гиганта спектрального класса К4 и горячей звезды спектраль­ ного класса В7.

ТАЙНА «ЗВЕЗДЫ -КОЗЛЕН КА »

Маленькому участку осеннего звездного неба — правой верхней части созвездия Возничего — история астрофизики отвела особое место. Здесь расположена

63

а Возничего — Капелла, что в переводе с латинско­ го означает «Коза». Это первая звезда-гигант, для которой было теоретически рассчитано внутреннее строение.

Правее и ниже расположены три звезды — е, £ и т) Возничего — Козлята. Первая (е Возничего) — одна из самых загадочных звезд. Эта затменно-двойная звезда обладает самыми удивительными, достойными подроб­ ного описания свойствами.

Переменность ее блеска была замечена очень дав­ но, еще в 1821 году, хотя истинная причина изменений блеска стала понятной только в начале XX столетия. Оказалось, что колебание блеска вызвано периодиче­ ски повторяющимися полными затмениями, которые происходят через каждые 9883 суток, то есть через 27 с лишним лет. С тех пор астрономы тщательно следили за затмениями звезды.

Оказалось, что падение блеска (так же, как подъем после минимума) длится 192 суток, а полная фаза зат­ мения продолжается около 330 суток. Отсюда вытека­ ет, что затмевающее тело очень велико по своим раз­ мерам.

Все, казалось бы, вполне соответствует обычной схе­ ме «классической» затменно-двойной звезды. Но спек­ тральные наблюдения выявили • ряд совершенно не объяснимых фактов. Очевидно, что в момент полной фазы затмения яркая звезда закрыта от нас телом гигантского спутника и мы можем наблюдать толь­ ко его излучение. Расчеты показали, что спектр спут­ ника должен отличаться от спектра яркой звезды — быть более поздним. На самом деле оказалось, что су­

64

Для объяснения этого странного факта три астро­ нома — О. Струве, Дж. Койпер и Б. Стремгрен выска­ зали в 1937 году чрезвычайно смелое утверждение. Они предположили, что темный спутник, так называ­

частично ослаблен созданным ею же электронным газом атмосферы спутника; вид спектра остается без изменений.

Позднее были выдвинуты возражения против этой очень смелой гипотезы. Во-первых, оказалось, что из­

лучение звезды не может создать электронный газ та­ кой плотности, которая позволила бы ему сильно пог­ лощать проходящий через него свет звезды. Во-вторых, по расчетам температура поверхности звезды I не

были найдены способы наблюдений инфракрасных лу­ чей. У этой звезды никакого инфракрасного излуче­ ния не было обнаружено, следовательно, этой I звезды не существует и предположение Струве, Койпера и Стремгрена ошибочно.

В 1955 году было предложено другое объяснение этого загадочного явления. Предположили, что вокруг яркой звезды движется небольшой невидимый спутник, окутанный огромным скоплением газовых облаков, на­ ходящихся в беспорядочном хаотическом движении. Таким же скоплением облаков окружена и яркая звез­ да. В такой системе возникают внутренние потоки газа, который подвергается сильной ионизации и становит­ ся непрозрачным. Эти облака и затмевают яркую звезду. Описанная система изображена в средней час­ ти рис. 8.

Однако и это объяснение оказалось несостоятель­ ным. Тогда выдвинули еще одну гипотезу. Итальян­ ский ученый М. Хак считает, что около яркой звезды F движется очень небольшая звезда-спутник I, окутан­ ная мощной протяженной газообразной оболочкой, радиус которой примерно в сто раз превышает радиус самого спутника. Оболочка непрозрачна, и, хотя тем­ пература поверхности спутника очень высока (порядка 20 тыс. градусов), его свет поглощается оболочкой и мы его не видим. Спутник своим излучением ионизиру­ ет оболочку, которая вследствие насыщения электро­ нами становится непрозрачной и во время затмения

66

ослабляет блеск системы. Чтобы объяснить ход затме­ ния, Хак предположила, что оболочка не сплошная, а охватывает невидимую горячую звезду концентриче­ ским слоем, как показано в нижней части рис. 8.

И все же не все наблюдаемые явления удается объяснить при помощи этой смелой гипотезы.

Несмотря на многочисленные исследования, причи­ на изменения блеска е Возничего продолжает оста­ ваться весьма загадочной. Будущие исследования поз­ волят глубже проникнуть в тайну этой звезды.

ЗАГАДКА «НОВЫХ» ЗВЕЗД

Никто не может предвидеть, в каком месте прост­ ранства и когда вспыхнет новая звезда. Вместе с тем это не такое исключительное явление,— только в XX столетии вспыхнуло несколько ярких новых звезд. Впо­ следствии это явление будет описано более подробно, сейчас же коснемся его только в общих чертах.

Новая звезда не является новой в полном смысле этого слова. Если исследовать старые снимки звездно­ го неба, то можно узнать, какой была новая звезда до вспышки. Обычно ее обнаруживают на этих снимках как очень слабо светящуюся, слегка переменную зве­ зду. В некоторый момент времени звезда «взрывается»

исбрасывает свою оболочку в пространство. При этом

ееблеск быстро возрастает и через несколько суток после начала вспышки наступает максимум, после ко­ торого блеск новой начинает ослабевать — сначала быстро, а затем все медленнее и медленнее. Проходят годы, прежде чем новая звезда вернется в «нормаль­ ное» состояние.

Во время взрыва новая звезда не разрушается, а только сбрасывает в пространство свою внешнюю обо­

лочку, в которой заключено не такое уж большое ко­ личество вещества — одна стотысячная или даже мил­ лионная доля массы Солнца.

Была разработана теория, объясняющая динамику взрыва и те изменения физических условий, которые при этом происходят. Согласно этой теории взрываться могут только очень массивные звезды. Поэтому счита­ ли, что массы новых звезд очень велики, что они во много раз превосходят массу Солнца.

В 1934 году в созвездии Геркулеса вспыхнула очень яркая новая звезда. До вспышки она была звездой 15-й величины. В момент максимума ее блеск сравнял­ ся с блеском звезд 2-й величины. Затем блеск ослабел примерно до 12-й звездной величины, после чего звезда вновь «разгорелась» до 7-й величины. Наконец она начала постепенно и очень медленно гаснуть и теперь достигла блеска звезд 14—15-й величины.

Несколько лет тому назад ученые сделали удиви­ тельное открытие. Оказалось, что эта звезда — тесная затменно-двойная звезда с необычайно коротким пери­ одом обращения (4 часа 38 минут). Это привело к не­ оспоримому заключению о том, что масса всей систе­ мы гораздо меньше массы Солнца. Так была опроверг­ нута теория вспышки новых звезд, которая требовала, чтобы их массы были большими.

У Новой Геркулеса обнаружили еще одно свойст­ во, которое пока не удается объяснить. На кривую блеска с характерными затмениями накладываются быстрые строго периодические колебания, амплитуда которых составляет всего несколько десятков секунд. Звезда как бы «дышит», то есть ее продолжают «со­ трясать» остаточные колебания.

Новая Геркулеса оказалась не исключением, а об­ щим правилом для других подобных ей звезд. Была

68

открыта двойственность Т Возничего — новой звезды, вспыхнувшей в 1891 году. Столь же короткопериоди­ ческой затменно-двойной звездой оказалась и одна «бывшая» новая звезда в созвездии Стрелы и ряд других.

Кроме новых звезд, как мы увидим далее, сущест­ вуют также «новоподобные» звезды. В отличие от но­ вых звезд они вспыхивают не один раз, а многократно. Эти вспышки происходят не периодически, но более или менее регулярно. Так же как и новые, эти звезды сохраняют большую часть времени свой минимальный блеск.

Тщательные спектральные исследования показали, что многие новоподобные звезды являются двойными, с очень короткими периодами обращения. Период обра­ щения звезды U Близнецов равен 0,174 суток, RX Ан­ дромеды— 0,212 суток, SS Лебедя — 0,276 суток.

Установив это любопытное свойство новых и ново­ подобных звезд, астрономы сделали попытку отыскать среди обычных затменных звезд такие, которые могли бы быть «остатками» прежних, вспыхивавших в отда­ ленные времена новых звезд.

Особенно интересной в этом отношении оказалась звезда RW Треугольника — затменная звезда, период обращения которой равен 0,23188 суток, то есть 5 ча­ сов 33 минуты. Исследования показали, что у нее про­ исходят также и физические изменения: изменяются радиусы, светимости и, вероятно, температура поверх­ ности. Эти изменения протекают сравнительно медлен­ но, без какой-либо правильности и являются результа­ том реальных изменений, происходящих в самой двой­ ной системе. Кроме того, выяснилось, что период обра­ щения также изменяется, возможно, периодически.

Такой же оказалась звезда UX Большой Медведи­

69