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

цы. Период ее обращения составляет 0,19667 суток, то есть 4 часа 43 мин. В изменениях блеска этой звезды также были обнаружены некоторые неправильности.

Еще более примечательной оказалась звезда V Стрелы. В Общем каталоге переменных звезд, состав­ ленном советскими астрономами Б. В. Кукаркиным, П. П. Паренаго, Ю. И. Ефремовым и П. Н. Холоповым, написано следующее: «Спектр напоминает спектр но­ вой звезды в очень поздней стадии. Наблюдаются ко­ лебания блеска с периодом около 530 дней и амплиту­ дой около двух звездных величин, вторичные колеба­ ния с периодом 130 дней и быстрые колебания с циклами 8—18 дней. Спектр содержит только яркие линии водорода и ионизированного гелия переменной интенсивности».

В 1964 году эта звезда была всесторонне исследо­ вана астрономами Г. Хербигом, Г. Престоном, И. Сма­ ком и Б. Пачинским. Они обнаружили, что это пере­ менная затменно-двойная звезда, период обращения которой равен 0,514195 суток. Кроме того, главная зве­ зда этой звездной пары — физически переменная. Она изменяет свой блеск почти в 15 раз. В те моменты, когда она достигает наибольшего блеска, затмения становятся незаметными. Спектр звезды содержит ши­ рокие размытые яркие линии водорода, ионизированно­ го гелия, многократно ионизированных атомов кисло­ рода и азота. Это и не удивительно, поскольку оказа­ лось, что температура поверхности главной звезды составляет 44 тыс. градусов, а спутника —22 тыс. гра­ дусов. Вместе с тем их массы не столь велики: масса горячей звезды 0,74, а более холодной —2,8 массы Солнца.

Неправильные, апериодические изменения блеска вызваны постепенным появлением протяженной обо­

70

лочки, которая окутывает большую из звезд, а затем уходит в мировое пространство по спиральной траекто­ рии. Яркие спектральные линии образуются этой оболочкой.

Таким образом, происходящий в глубине одной из звезд «спокойный» взрыв приводит к эволюции двой­ ной звезды и к постепенному рассеянию вещества.

ЗАГАДКА RU ЕДИНОРОГА

В начале нашего столетия Л. П. Церасская откры­ ла на снимках звездного неба, полученных в Москов­ ской обсерватории, новую переменную звезду в созвез­ дии Единорога. Профессору С. Н. Блажко удалось доказать, что эта звезда затменная и что период об­ ращения ее не очень длинный, а амплитуда колебаний блеска не превышает 0,5 звездной величины. Однако значение периода он определил неправильно. Прошло много лет, прежде чем загадка этой звезды была ре­ шена двумя в то время молодыми астрономами, рабо­ тавшими в Казани — А. Д. Дубяго и Д. Я. Мартыно­ вым. Они обнаружили, что обе образующие звездную систему звезды движутся по эллиптическим орбитам. Имея почти одинаковые размеры, они поочередно зак­ рывают от наблюдателя друг друга: происходят два затмения — первичный и вторичный минимумы блеска. Из рис. 9, на котором изображена эллиптическая от­ носительная орбита, можно видеть, что минимумы наступят тогда, когда обе звезды расположатся на од­

71

В к Л. К тому же нужно вспомнить и второй закон Кеплера, согласно которому постоянны не скорости движения, а площади секторов, проходимых телом за одно и то же время. Поэтому, сближаясь с главной звездой, звезда-спутник движется по орбите быстрее,

Рис. 9. Относительная эллиптическая орбита и кривая изменения блеска RU Единорога.

а удаляясь от нее, — гораздо медленнее. Следователь­ но, промежуток времени между первым и вторым ми­ нимумами не одинаков с промежутком времени между вторичным и первичным минимумами. Это и обнару­ жили А. Д. Дубяго и Д. Я. Мартынов, наблюдая звез­ ду RU Единорога, период обращения которой оказался примерно равным 3,5847 суток.

Кроме того, они установили, что главные (первич­ ные) минимумы следуют один за другим через 3,5847363 суток, в то время как вторичные минимумы чередуются через 3,5846749 суток. Как будто различие между периодами невелико — всего 0,0000614 суток. Однако за десять тысяч оборотов звезды по орбите оно достигает 0,614 суток, то есть почти 15 часов!

Чем можно объяснить это явление? Ответ очень прост. Эллиптическая орбита постепенно поворачивает­

72

ся в пространстве так, что линия АВН меняет свое направление. Дальнейшие наблюдения подтвердили выводы А. Д. Дубяго и Д. Я. Мартынова, и недавно, когда были обработаны старые и новейшие наблюде­ ния, была обнаружена закономерность в этом прогрес­ сирующем смещении минимумов. Определили также промежуток времени, необходимый для того, чтобы ор­ бита повернулась полностью один раз. Он оказался равным 285 годам. .

Главная причина такого медленного вращения ор­ биты состоит в том, что взаимное тяготение двух близ­ ких друг к другу звезд нельзя рассматривать как при­ тяжение двух материальных точек. На характер при­ тяжения влияет внутреннее строение звезд. Поэтому скорость вращения всей орбиты зависит от степени конденсации вещества звезд и дает возможность ее определить.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗАТМЕННО-ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД

В результате всестороннего исследования затменных переменных звезд получили очень ценные сведения об этих удивительных звездных системах.

Зная их светимости и спектральные классы, можно было определить их положение на диаграмме Герцшпрун- га—Рессела. Вся совокупность затменно-двойных систем разделилась на три основные подгруппы. Очень часто встречаются такие системы, у которых обе звезды — главная и спутник — принадлежат к главной последова­ тельности (случай А). Примерно столько же обнаруже­ но систем, у которых главная звезда принадлежит к главной последовательности, а спутник является субги­ гантом (случай В). И, наконец, к третьей подгруппе относятся обычно долгопериодические звездные пары, у

73

которых главная звезда — горячий яркий карлик, а спут­ ник — огромный по размерам холодный гигант.

Такое расположение обеих звезд на диаграмме Герц- шпрунга—Рессела должно было получить эволюционное объяснение.

Известно, что по мере своего развития звезда по окончании стадии гравитационного сжатия приходит на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга— Рессела. Через определенный промежуток времени она начинает расширяться и постепенно превращается в звезду-гиганта. При этом, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость, тем скорее расходуется запас во­ дорода и тем быстрее она должна начинать этот третий этап своего развития. Вряд ли можно сомневаться в том, что обе звезды, входящие в данную звездную пару, име­ ют один и тот же возраст. Поэтому, исходя из современ­ ной эволюционной теории, следовало бы ожидать, что субгиганты (или гиганты), являющиеся спутниками звезд, находящихся на главной последовательности, дол­ жны обладать большими массами, чем яркие компонен­ ты. Наблюдения показывают обратное. По-видимому, эволюция «тесной» двойной звезды происходит не так, как эволюция звезды одиночной.

Чтобы объяснить это противоречие, нужно рассмо­ треть движения, которые происходят в «тесной» двойной системе.

Обычно при вычислении орбиты небесного тела — планеты или кометы — допускают, что масса Солнца сос­ редоточена в его центре. Это основано на теореме, со­

равна массе притягивающего тела.

В случае «тесной» двойной системы замена звезд ма-

74

термальными точками неверна. Под влиянием приливных сил обе звезды вытянуты вдоль линии, соединяющей их центры и, следовательно, они не шарообразны. К тому же мы видели, что у обеих звезд во многих случаях существует общая оболочка. Все это очень осложняет расчеты движений, возникающих в такой двойной сис­ теме.

Задача очень сложна, поэтому делаются некоторые упрощения. Принимают, что массы звезд сосредоточены в их центрах, и изучают движение бесконечно малой мас­ сы вокруг системы, состоящей из двух притягивающих центров. Реальная двойная звезда заменяется в этом случае так называемой моделью Роша.

Не очень сложные расчеты показывают, что каждая из звезд «окутывается» овальной полостью. Частица дви­ жется внутри такого овала «устойчиво» — она не может преодолеть силу притяжения звезды и уйти от нее.

Если же частица оболочки находится вне этих оваль­ ных замкнутых полостей, то она движется по очень слож­ ному пути вокруг центра тяжести системы, вокруг обеих звезд.

Для скорости частицы существует предел, после ко­ торого ее орбитальное движение становится неустойчи­ вым. Более «быстрые» частицы могут и должны прео­ долеть притяжение и уйти в мировое пространство по спиралевидным траекториям. С таким случаем мы уже

встретились, описывая свойства {3Лиры.

Рассмотренная проблема имеет прямое отношение к «тесным» двойным системам. На ее основе разработана даже соответствующая классификация (рис. 10).

Если обе звезды глубоко погружены в свою овальную полость, то ее вещество движется устойчиво. Такая сис­ тема называется «разделенной». Именно таков случай А. Если же размеры одной из звезд гораздо меньше, чем

75

окружающий ее овал, а вторая звезда заполняет весь овал, то такая система называется «полуразделенной» (случай В).

Наконец, могут быть системы, у которых обе звезды заполняют свои овалы,— их называют «контактными».

Рис. 10. Модели затменно-двойной звезды. Стрелками показаны направления газовых потоков.

Это звезды типа |3 Лиры и W Большой Медведицы — они наиболее неустойчивы (случай С).

Рассмотрим теперь, что произойдет, если главная звезда начнет расширяться. Если бы она была одиноч­ ной, то ее вещество должно было бы постепенно рассеи­

76

ваться в мировом пространстве. Однако рядом со звездой находится притягивающий спутник, и вещество начина­ ет циркулировать внутри граничной поверхности. Вот почему спутник может «забирать» часть вещества у глав­ ной звезды и становится большим, «диффузным», даже обладая сравнительно небольшой массой. Действитель­ но, спектральные наблюдения подтвердили существова­ ние потоков вещества, которым «обмениваются» компо­ ненты «тесной» двойной звезды. Так объясняется проти­ воречие, о котором мы упоминали, рассказывая о слу­ чае В.

Итак, эволюционные пути таких звезд на диаграмме Герцшпрунга—Рессела оказались более сложными, чем у одиночных звезд.

Эволюционные изменения, происходящие в «тесной» двойной системе, должны сказываться на величине пе­ риода обращения. В случае истечения вещества в миро­ вое пространство взаимное притяжение звезд ослабевает

ипериод обращения должен увеличиваться. Именно это

инаблюдается у (3 Лиры.

Однако наблюдения показали, что периоды обраще­ ния затменно-двойных звезд изменяются по гораздо бо­ лее сложным законам — у некоторых звезд они увеличи­ ваются, у других, наоборот, сокращаются. Очень часто встречаются и такие случаи, когда период звезды то увеличивается, то начинает сокращаться.

КРАТНЫ Е ЗАТМЕННЫЕ СИСТЕМЫ

Одной из причин изменения периода обращения яв­ ляется наличие в системе третьего, довольно массивного тела. Многие из затменных звезд оказываются кратными системами. Таким оказался, например, и сам Алголь.

Одна из самых удивительных кратных систем — яр­

77

кая звезда а Близнецов (Кастор). Визуальную двой­ ственность этой звезды открыли в 1719 году английские астрономы Брадлей и Паунд. Эти две звезды «А» и «В» обладают светимостями порядка ста, относятся к спею

•тральному классу А и образуют «звездную пару» с пе­ риодом обращения 380 лет. В 1904 году обнаружили, что каждая из них, в свою очередь, спектрально-двойная, то есть вся система состоит из четырех звезд. Недалеко от этих звезд обнаружили еще одну слабую звездочку 10-й величины спектрального класса М, которую назва­ ли Кастор С. Оказалось, что она также входит в сис­ тему и визуально Кастор — «тройная» звезда.

Затем обнаружили, что Кастор С — затменно-двойная звезда с коротким периодом обращения, равным 19 ча­ сам 32 минутам. Таким образом, Кастор С, который теперь называется YY Близнецов, представляет редкую затменно-двойную — красный карлик. Вся же система Кастора состоит из шести звезд!

Тщательное изучение изменения блеска и спектра YY Близнецов показало, что оба компонента, обладающие светимостями порядка одной сотой, по своим размерам сравнимы с планетой Сатурн. На дисках обеих звезд об­ наружили существование темных и светлых пятен, а так­ же мощные протуберанцы (возможно, извержения из недр звезды), которые дают в спёктре яркие линии каль­ ция и водорода!

Рассмотрим теперь движения, возникающие в тройной звездной системе. Притяжение между двумя звездами Р

иQ, образующих «тесную» двойную звезду, будет го­ раздо большим, чем притяжение между этими звездами

итретьим, более далеким телу R. Тогда период обраще­ ния звезд Р и Q будет непродолжительным — таким, ка­ ким он был бы, если бы звезды R вообще не существо­ вало. Обе звезды Р й Q будут описывать орбиты вокруг

78

центра тяжести двойной системы — точки К. Каким дол­ жно быть влияние притяжения звезды R? Если спутник R довольно далек, то задача решается просто. Объединив звезды Р и Q в их общем центре массы К, мы можем «превратить» тройную систему в «условную» двойную систему, состоящую из главной звезды К и спутника R. Они будут двигаться вокруг общего центра массы L. Пе­ риод обращения этой «двойной» звезды будет гораздо более продолжительным, так как расстояние между «точ­

ками» / Си/ ? гораздо больше, чем расстояние между точками Р и Q.

Возможно, что спутника R мы не видим, но движение точки К вокруг точки L можно обнаружить. Оно скажет­ ся на моментах минимумов блеска затменной системы R+ Q. В самом деле, двигаясь вокруг L, точка К будет периодически изменять расстояние от наблюдателя. Так как свет распространяется в пространстве не мгновенно, ему придется затратить дополнительное время, чтобы пройти это расстояние. Когда точка К будет далека от нас, минимум блеска будет запаздывать, и наоборот, если эта точка приблизилась к нам, то минимум блеска произойдёт раньше. Это вызовет кажущееся изменение периода затменно-двойной звезды.

Именно таким путем было обнаружено присутствие третьего тела в системе Алголя. Оказалось, что эта сис­

Период обращения звезд Р и Q составляет 2,867 суток. Период обращения P + Q и R — 1,873 года. О гипотети-

79