Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 1.10. Звезды

151

звездной величине, найденной по виду спектра,

называется спектральным параллаксом. Практиче-

ски дело сводится к определению относительной

интенсивности ряда специально выбранных спек-

тральных линий, которые чувствительны к свети-

мости звезды, т. е. относительные интенсивности

которых связаны с абсолютной величиной звезды.

Для поздних классов пользование этой диа-

граммой осложняется необходимостью по виду

спектра сделать выбор между гигантом и карли-

ком одного и того же спектрального класса. Од-

нако и в этом случае оказалось, что определенные

различия в интенсивности некоторых линий по-

зволяют уверенно сделать этот выбор. Атмосфера

гиганта имеет меньшую плотность, чем атмосфе-

ра звезды главной последовательности. Следова-

тельно, ионизация элементов в атмосфере гиганта

и интенсивность соответствующих линий будут

больше.

За последние 60 лет определены спектральные

параллаксы более 130

ООО

звезд. Этот метод не дает

очень точных результатов для ранних спектраль-

ных классов О и В и, естественно, для слишком

слабых звезд, для которых нельзя провести точную

классификацию спектра и измерение относитель-

ной интенсивности линий.

В дальнейшем, по мере накопления данных наблюдений, на диаграмме

«спектр—светимость» выявились еще несколько последовательностей (см. рис. 88).

Каждая из них объединяет звезды, сходные по своим физическим свойствам и вну-

треннему строению и, вероятно, имеющие одинаковый путь развития. Таковы,

например, последовательности сверхгигантов (ярких и слабых), субгигантов, главная

последовательность, к которой принадлежит большинство звезд, и другие. Данные

рис. 88 и табл. 64 нельзя считать окончательными, и в дальнейшем они, несомненно,

будут уточняться. Цифрой VIII отмечена открытая в 1947 г. Б. А. Воронцовым-Ве-

льяминовым бело-голубая последовательность, объединяющая самые горячие звезды

различной светимости — от новых звезд между вспышками, ядер планетарных

туманностей, звезд Вольфа—Райе до горячих белых карликов.

Надо отметить, что в действительности звезды не ложатся строго налинии после-

довательностей, но образуют в своей совокупности более или менее широкие полосы.

В связи с этим отметим, что открытую П. П. Паренаго последовательность субкар-

ликов (VI), которая находится несколько ниже главной последовательности, многие

склонны рассматривать просто как нижнюю границу полосы, образующей главную

последовательность. Отклонение от «средней линии» может определяться различи-

ями в возрасте и в химическом составе звезд. Известно, что звезды, принадлежащие

одному звездному скоплению, т. е. образовавшиеся почти одновременно из одного

и того же диффузного вещества, располагаются на диаграме «спектр—светимость»

гораздо теснее, «в ниточку», параллельно средним линиям диаграммы рис. 88.

Распределение звезд по различным спектральным классам в окрестностях Солн-

ца показано в табл. XIV. В настоящее время для многих звезд оказывается возмож-

ным по виду спектра не только указать спектральный класс звезды, но и определить

Рис. 87. Диаграмма «спектр—све-

тимость», исправленная за сгд^, вы-

званную 0V. Диаграмма была со-

ставлена по данным о звездах, для

которых определен тригонометри-

ческий параллакс. Высота прямо-

угольника показывает возможные

пределы по шкале абсолютных ви-

зуальных звездных величин, шири-

на пропорциональна числу звезд

152

Глава 1. Общие сведения

05 ВО В5 АО А5 FO F5 GO 65 КО К5 МО М5 M

Спектральные классы

Рис.88. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела. Последовательности: 1а—О — самых ярких сверх-

гигантов, /а — ярких сверхгигантов, lab — средних сверхгигантов, lb — слабых сверхгигантов,

II — ярких гигантов, III — слабых гигантов, IV — субгигантов, V — главная последовательность,

VI — субкарликов, VII — белых карликов, VIII — бело-голубая последовательность. Иногда

последовательность 1а—О обозначают как /а

и называют последовательностью гипергигантов

Таблица XIV

Относительная численность звезд различных спектральных классов

в окрестностях Солнца

Спектр

Наблюдаемое

распределение, %

В единице объема

пространства, %

В0-В5

2,5

0,03

В6-А4

26,7

0,6

A5-F4 11,0

0,2

F5-G4

16,7

9,3

G5-K4

35,4

39,1

К5-М8

7,6

50,7

ее принадлежность к одной из тех последовательностей звезд, которые показаны

на рис.88. В этом случае к обозначению спектрального класса.добавляется римская

цифра; согласно табл. 75 часто субкарлики обозначаются символом sd (от англий-

ского subdwarf) перед спектральным классом, а белые карлики — wd (white dwarf).

§ 1.10. Звезды

153

Любопытно отметить, что некоторые звезды по своей светимости и физическим

свойствам (например, средней плотности) относятся к белым карликам, хотя имеют

спектральный класс F или G. Их несколько странно называют желтыми белыми

карликами (подобно тому как говорят о красных или синих чернилах).

Относительное число звезд различной светимости

выражается функцией светимости <р(М). Эта функция

показана на рис. 89. После максимума, приходящегося

на М = + 15

, вероятно, наступает плавное падение

числа звезд.

Самая слабая из известных в настоящее время

звезд — слабый спутник (18

) звезды BD + 4°4048, нахо-

дящейся на расстоянии 19 световых лет, — имеет абсо-

лютную звездную величину М — +19,2

. Ее светимость

в 575 000 раз меньше светимости Солнца. Рассматрива-

емая с расстояния в 1 а. е., эта звезда-карлик была бы

немногим ярче полной Луны. Более слабые звезды нам

пока не известны. Самые яркие звезды имеют свети-

мость порядка 1О

(М ~ -10

), ярче их сверхновые

звезды (М от -14

до -18

в максимуме блеска).

Рассмотрение табл.44 и 45 приводит к выводу, что

в Галактике преобладают звезды низкой светимости —

звезды-карлики; гиганты и сверхгиганты чрезвычайно

редки. Приближенные соотношения таковы: на 10 млн звезд главной последова-

тельности приходится 10 000 субкарликов, 1000 гигантов, 1 сверхгигант и 1 млн

белых карликов (последнее число еще требует проверки). Звезды с более низкой

температурой, т.е. с еще большим показателем цвета, чем звезды класса М, из-за

их слабой светимости пока нам еще недоступны. Наличие в окрестности Солн-

ца (в сфере радиусом 5 пк) пяти-шести белых карликов заставляет предполагать,

что всего их в Галактике несколько миллиардов. Субкарлики особенно многочи-

сленны в центральных областях Галактики. Их общее число также, вероятно, весьма

велико (~20 %, или 20

•

звезд).

1.10.8. Диаметры звезд

В силу чрезвычайной удаленности звезд ни в какой телескоп нельзя увидеть звезду

как шарик заметных размеров. Лишь с помощью особых приборов — монтирован-

ного на большом телескопе интерферометра А. Майкельсона (1921) и в последние

годы — интерферометра интенсивностей Р. Хэнбюри-Брауна, состоящего из двух

мозаичных зеркал диаметром 6,6 м, движущихся независимо друг от друга по коль-

цевым (диаметром около 200 м) рельсам, — измерены угловые диаметры у более

40 звезд не слабее 2,5

(табл. XV). Самый большой угловой диаметр (0,060"), из-

меренный интерферометром (R Leo), соответствует видимым размерам горошины

(диаметром 10 мм), рассматриваемой простым глазом с рассояния 41 км, а самый

малый (0,00042") — той же горошине на расстоянии 3150 км или большой автомо-

бильной шине, лежащей на поверхности Луны. Если звезда расположена н небе

в поясе ±6° от эклиптики, то время от времени она покрывается Луной. При

этом яркость звезды убывает (или возрастает в момент открытия) не мгновенно,

а испытывает колебания вследствие дифракции света на крае лунного диска. Эти

колебания тем сильнее, чем меньше угловой диаметр звезды. Записывая скорост-

ным фотометром (с разрешением по времени ~10

сек) блеск звезды в момент ее

Рис. 89. Функция светимо-

сти по данным Г. А. Старико-

вой

154

Глава 1. Общие сведения

Таблица XV

Угловые размеры звезд, измеренных интерферометрами

Звезда Спектр

Диаметр в 0,001" Звезда

Спектр Диаметр в 0,001"

R Leo M8 Ille 60 переменный

£ Sgr

B2 11

1,44 ±0,05

a Ori

M2 lab

49 переменный

7 Gem

AO IV

1,39 ±0,09

о Cet M6e III

44 переменный a Leo

B7 V 1,37 ±0,06

a Sco

Ml-2 lab

42,5 р Leo A3 V

1,33 ±0,10

a Her M5 Ib-II

31 ±3

a Gru B5 V

1,02 ±0,07

0,87 ± 0,04

а Таи K5 III 24,6

a Vir

B1 III + B2 V

1,02 ±0,07

0,87 ± 0,04

а Boo

K2 Шр

23,4 а Pav B3 IV 0,80 ± 0,05

Р Peg

M2 XI—III

€ CMa

B2 И

0,77 ± 0,03

0,75 ± 0,06

/1 Gem M3 11 lab

13,65

rj CMa

B5 1а

0,77 ± 0,03

0,75 ± 0,06

RZ Ari M6 III 10,18

7 Crv

B8 IIIp 0,75 ± 0,06

a Car F7 Ib-II 6,6 ± 0,8 7 Ori B2 III

0,72 ± 0,04

a СМа

A1 V

5,89 ±0,16

p Cru

B0,5 IV

0,722 ± 0,023

a CMi

F5 IV-V

5,50 ± 0,17

e Ori

BO la

0,69 ± 0,04

6 СМа

F8 la

3,60 ± 0,50 p CMa

B1 II—III

0,52 ± 0,03

a Lyr

AO V

3,24 ± 0,07 с Oph 09,5 Vn

0,51 ±0,05

a Aql

A7 IV-V 2,88 ± 0,10 С Ori

09,5 Ibe 0,48 ± 0,04

/3 Ori

B8 la

2,55 ± 0,05

e Cen

B1 III

0,48 ± 0,03

0,46 ± 0,04

a PsA

A3 V

2,10 ±0,14

Sco

B0,3 IV

0,48 ± 0,03

0,46 ± 0,04

a Eri

B5 IV

1,92 ±0,07

к Ori

B0,5 lav 0,45 ± 0,03

a Oph A5 HI 1,63 ± 0,13

Vel

WC8 + 07 0,44 ± 0,05

p Car

A2 IV

1,59 ±0,07

С Pup

05 laf 0,42 ± 0,03

покрытия темным краем Луны, удается измерить диаметр звезды или выявить ее

двойственность и определить параметры спутника.

Для нескольких десятков затменных двойных можно вычислить угловые диа-

метры компонентов, если измерены их параллаксы и имеются данные о лучевых

скоростях. Еще для нескольких десятков цефеид вычислены размеры на основе

пульсационной теории, зависимости «период—светимость» и надежных кривых лу-

чевой скорости. Линейный радиус звезды R связан с ее угловым диаметром d"

соотношением

R d"

- = -.107,5, (11)

Re V

где р — годичный параллакс звезды. Так как между температурой поверхности,

размером и светимостью звезд существует определенная связь, выражаемая законом

Стефана— Больцмана L = 4я-R

<rT£

Вт (п. 3.6.1), то можно определить радиус

звезды R, зная болометрическую светимость звезды Х

Ьо

| и ее температуру

R 1 L Т. (

lg— = -lg — +21g-^ или R*R

yL^(

л© I Ь

fT \

5800 К

или зная ее абсолютную болометрическую величину М

Ъо

\ и Т

fr:

lg = -0,2M

, - 2 lg T

fr + 8,47. (11')

л©

В фотометрической системе UBV (п. 1.10.3) получим

lg R = 0,72( Д- V) - 0,2Му + 0,51.

Использование этих формул основано на предположении, что звезда излучает,

как абсолютно черное тело. Это верно в первом приближении. У звезд поздних

§ 1.10. Звезды

155

спектральных классов заметное влияние оказывают полосы поглощения молекул,

а у самых ранних — избыток ультрафиолетового излучения.

Исследования затменных двойных звезд, являющихся одновременно спектраль-

но-двойными, дают возможность определять линейные размеры звезд-компонентов

этих двойных.

Диаметр Альдебарана (а Таи) в 36 раз, диаметр Арктура (а Boo) в 22 раза,

а диаметр Капеллы (a Aur) в 16 раз больше диаметра Солнца (рис. 90). Диаметры двух

одинаковых компонентов затменно-двойной W Сер в 1200 раз больше солнечного.

В то же время, один из наименьших белых карликов звезда Вольф 457, имеет диаметр

1/300 солнечного и, следовательно, почти втрое меньше земного (рис.91).

Рис.90. Некоторые гигантские Рис.91. Наименьшие из известных звезд в срав-

звезды нении с планетами и Солнцем

Солнце

Звезда Звезда

Вольфа Лватвиа

N457 N738-500

Земля

Звезда

О О Слутту

Марс /<оипвра Сириуса

Наименьшая из известных звезд (не считая пульсаров и коллапсаров) открыта

Лейтеном в созвездии Кита (обозначение LP 768-500): звездная величина 18,2

;

светимость этой голубой звезды равна 1/100 000 солнечной, диаметр ~0,1 диаметра

Земли (т. е. как астероид Церера). Таким образом, самая большая звезда по диаметру

больше самой маленькой приблизительно в миллион раз. Диаметры нейтронных

звезд порядка десятка километров, т.е. отношение увеличивается до миллиарда раз.

Данные табл. 45, в которой собраны основные сведения о ближайших звез-

дах, подтверждают вывод о преобладании во Вселенной звезд-карликов. Из сотни

ближайших звезд только четыре по абсолютной величине ярче Солнца.

1.10.9. Движения звезд

В природе нигде нет абсолютного покоя, все находится в движении; звезды, которые

с древних времен назывались «неподвижными», также движутся. Движения звезд

обнаружил в 1718 г. Э. Галлей, сравнив современные ему положения нескольких

ярких звезд с их координатами в каталоге Птолемея (учтя, разумеется, влияние пре-

цессии за все протекшее время). Собственное движение звезды (//) есть выраженная

в секундах дуги в год проекция ее полной пространственной скорости на плоскость,

касательную к небесной сфере.

Полная характеристика собственного движения включает указание его вели-

чины [L и направления, определяемого позиционным углом 0 (п. 4.3.1). Из на-

блюдений обычно определяют экваториальные компоненты собственного движения

fi'a = /is\n0 (в секундах дуги в год) или fi

—

fi sin 0/(15 cos 6) (в секундах времени

156

Глава 1. Общие сведения

в год) и ц"

= \i cos в (в секундах дуги в год),

откуда [L — yjfl'a

+ р"

. При различии эпох

в 10-12 лет погрешность фотографических

определений ц по каждой координате ±0,016"

(в немногих случаях меньше). Собственные

движения звезд незаметны глазу; привычный

вид созвездий изменится только по проше-

ствии десятков тысяч лет (рис.92). Наиболь-

шее собственное движение (10,27") имеет так

называемая «летящая звезда» Барнарда. В те-

чение 180 лет она перемещается на расстоя-

ние, равное среднему угловому диаметру Лу-

ны (точность современных определений звезд-

ных положений столь велика, что такое дви-

жение можно заметить при сравнении двух

фотографий, разделенных промежутком вре-

мени всего в 1-2 дня). Через 10 000 лет она

будет вдвое ближе к нам.

До настоящего времени известно около

100 звезд с [i > 2", около 500 звезд с собствен-

ным движением больше 1" в год, но мень-

ше 2". Среднее р звезд до 6

приблизительно

равно 0,1". Рис. 93 дает представление о вели-

чине [1 нескольких быстрых звезд за сто лет по сравнению со средними угловыми

размерами Луны. Известно 4000 звезд ярче m

= 21,5

с р, > 0,5". Из них по-

ловина ярче 14,2

. Собственные движения определены более чем у 800 000 звезд.

Изучение собственных движений, а также про-

екций пространственных скоростей на луч зре-

ния, т.е. лучевых скоростей (F

) звезд, позво-

лило определить направление и скорость дви-

жения Солнца в пространстве

), подметить

ряд особенностей в движениях звезд и обнару-

жить вращение Галактики. Определены V

для

более чем 30 000 звезд. Погрешности опреде-

ления V

составляют несколько км/с для звезд

ранних спектральных классов и уменьшаются

до ±0,05 км/с для поздних. В отдельных слу-

чаях погрешность доходит до нескольких м/с.

Около 60% измеренных V

звезд заключены

в пределах ±20 км/с, и только ~4% име-

ют значения, превышающие 60 км/с. Почти

два десятка звезд имеют V

> 250 км/с. Их

пространственные скорости больше параболи-

ческой, и они, вероятно, покидают Галактику.

Наибольшие из измеренных V

принадлежат

Солнце движется относительно окружающих его звезд со скоростью 19,5 км/с в направлении,

которое определяется координатами: а = 270°, 6 = +30°. Эта точка называется апексом движения

Солнца.

£ W \

1 \

/Д ilj9

Гтч

"ж

! ^

/V .------Я

Рис. 92. Собственные движения ярких

звезд созвездия Большой Медведицы

за 200 000 лет: а - за 100 000 лет

до наших дней, б — в наши дни, в —

через 100 000 лет

Д искЛу/Уб,

Зриддт

}

44"—I 61У7едедл

I 14*27"

Звезда Калтейна

1746"

I 21

]

30"

Грумбридж N783С7

-7

50"—I е Индейца

I-641"-* сс Хентавра

Рис. 93. Собственные движения неско-

льких «быстролетящих» звезд. Показа-

но движение за 100 лет по сравнению

с размерами диска Луны

§ 1.10. Звезды

157

Рис. 94. Компоненты пространственной

скорости звезды

звездам BD-29°2277(+536 км/с) и VH Her

(-405 км/с). Тангенциальная скорость V

есть собственное движение, выраженное,

как и лучевая скорость, в километрах в се-

кунду. Ее можно получить, зная расстоя-

ние до звезды D (а следовательно, и парал-

лакс р) и собственное движение р (рис. 94)

по следующей формуле:

а а. е.

= ~ ,

р год

или

и км ,

V% —

4,74— —, (12)

v с

где коэффициент 4,74 равен отношению числа километров в астрономической еди-

нице (149600000) к числу секунд в году (31 556926). Сумма квадратов этих скоростей

дает квадрат полной пространственной скорости (V) относительно Солнца, т.е.

V = y/v? + V?- (13)

По сравнению с расстояниями между звездами пространственные скорости звезд

ничтожно малы. Уподобив две звезды двум вишням, мы получим представления

об их скоростях, если одну из них поместим в Москве, другую в Туле, и заставим их

сближаться со скоростью 1 м в год (это сравнение принадлежит П. П. Паренаго).

1.10.10. Двойные и кратные звезды

До XVIII в. считалось, что двойственность звезд есть следствие вполне случайного

расположения звезд, при котором они хотя и видны одна возле другой, но в про-

странстве они далеки друг от друга, т. е. являются оптическими двойными. Однако

в начале XIX в. У. Гершель открыл, что некоторые двойные звезды представляют

собой физически связанные пары — физические двойные. Две звезды находятся

в пространстве близко одна к другой и обращаются вокруг общего центра масс,

подчиняясь закону всемирного тяготения. В течение нескольких десятилетий мож-

но проследить видимое криволинейное движение спутника относительно главной

звезды — видимый эллипс ее орбиты (рис.95), вычислить элементы его истинной

орбиты (п. 3.5.1) и иметь возможность определять положение спутника на его орбите

для любого момента времени (т.е. вычислять его эфемериду).

В табл. 51 включены те двойные звезды, которые могут служить для испытания

разрешающей способности трубы. В табл. 52 отмечены двойные звезды с резким

различием цветов.

Все двойные звзезды, доступные непосредственному разделению на компонен-

ты, хотя бы с помощью больших телескопов (т.е. с угловым расстоянием на небе

больше чем 0,10"-0,15" при не слишком большом различии в блеске компонен-

тов), объединены общим названием визуально-двойных звезд. Они обозначаются

порядковыми номерами специальных каталогов двойных звезд, например, £201 —

двойная звезда, занесенная под номером 201 в каталог В.Я.Струве, ОЕ 141 —

№141 в каталоге О. В. Струве; буква (5 обозначает каталог Бернгема, А — Эйкина,

Ни — Хасси, I — Иннеса, В — ван ден Боса, Rst — Росситера, <р — Финзена

и т.д. Иногда пользуются номерами общих (сводных) каталогов двойных звезд:

158

Глава 1. Общие сведения

Рис. 95. Орбита (видимая) визуально-двойной звезды

70 Oph по наблюдениям с 1825 по 1910 гг.

Бернгема (например, BDS 1351) или Эйкина (например, ADS 13 881). В каталоги

занесено уже более 70 000 двойных звезд. Около 2000 физических пар обнаружили

орбитальные движения с перио-

дами обращения от нескольких

лет до нескольких тысяч лет.

Самой короткопериодичес-

кой из известных визуально-

двойных является звезда е Ceti

(2,62 года). Надежными мож-

но считать те из 500 вычислен-

ных орбит, для которых перио-

ды меньше 400-500 лет. Трудно

указать самый большой период

обращения для известных в на-

стоящее время двойных звезд;

может быть, это a

UMa (£2)

с периодом около 11 000 лет.

Для звезд с очень медленным ор-

битальным движением периоды

обращения оцениваются в не-

сколько сотен тысяч лет.

Иногда компонентами фи-

зических двойных оказываются

звезды, довольно далеко расположенные друг от друга, но имеющие близкие соб-

ственные движения, параллаксы и лучевые скорости. Это так называемые широкие

пары. В пространстве их компоненты отстоят друг от друга на тысячи и десятки тысяч

астрономических единиц. Их периоды обращения должны достигать миллионов лет.

Такова, например, звезда Проксима Кентавра, которая движется в пространстве вме-

сте с яркой двойной звездой а Кентавра. На небе их разделяет угловое расстояние

в 2°, что соответствует линейному расстоянию не меньше 10000 а. е.

Особый класс представляют собой спектрально-двойные звезды. Их нельзя уви-

деть раздельно с помощью современных оптических средств; двойственность их

обнаруживается по периодическим изменениям в их спектре — периодическим

смещениям или разделениям спектральных линий. Если оба компонента двойной

звезды имеют одинаковый блеск и особенно если они принадлежат к одному спек-

тральному классу — периодическое раздвоение линий и их слияние проявляются

особенно ясно. Если же видны линии спектра только одного компонента, то они

периодически колеблются около некоторого среднего положения. Принцип Допле-

ра (п. 3.6.2) дает этому исчерпывающее объяснение: смещение и раздвоение линий

происходит вследствие орбитального движения компонентов вокруг общего центра

масс, причем плоскость орбиты составляет не очень большой угол с лучом зрения.

Измерение смещения линий в спектре дает возможность определить лучевые

скорости и узнать, как они меняются с течением времени. Так как эти изменения

совершаются периодически, можно построить кривую лучевых скоростей. Ее анализ

дает возможность определить орбитальные элементы: период Р, момент прохожде-

ния через периастр Т, долготу периастра и, эксцентриситет орбиты е. Наклонение г

и большую полуось а нельзя получить отдельно — из спектральных наблюдений мож-

но определить лишь произведение a sin г. Некоторое представление о характере кри-

вой лучевых скоростей в зависимости от формы и расположения орбиты может дать

рис.96. Из 2500 известных спектрально-двойных звезд для 800 вычислены орбиты.

§ 1.10. Звезды

159

Круговая

орбита

О)

Рис, 96. Кривые лучевых скоростей при различных экс-

центриситетах и различном расположении орбит спек-

трально-двойных звезд

Первой спектрально-двойной звездой, открытой в 1889 г., был Мицар ((

UMa). До сих пор открыты спектрально-двойные с периодами от 0,1084

(7 UMi)

до 60 лет (визуально-двойная

звезда ( UMa, орбита кото-

рой определена с учетом спек-

тральных наблюдений).

Наконец, в том особом

случае, когда плоскость орбит

двойной звезды проходит близ-

ко к лучу зрения наблюдате-

ля, одна звезда может на вре-

мя полностью или частично за-

слонить другую и тогда проис-

ходит затмение (рис. 97). Такие

звезды называются затменны-

ми двойными звездами. Их пе-

риоды также очень разнообраз-

ны: от 0,0567

(WZ

Sge, пока это кратчайший из

известных орбитальных пери-

одов во Вселенной, даже пери-

оды обращения ИСЗ больше!)

до 57 лет (ВМ Eri). Возможно,

V 644 Сеп окажется затменной звездой с наибольшим известным периодом, так как

у нее затмение продолжалось 17 лет. Можно думать, что ее период не меньше 65 лет,

а вероятнее всего, около 200 лет. Открыто уже более 4080 затменно-двойных. Из них

2669 типа Алголя (ЕА), 488 - типа р Lyr (ЕВ), 374 — типа W UMa(EW), 9 —

эллиптические (Е11), у которых затмение не происходит,

а блеск меняется в зависимости от изменения величины

поверхности звезд, обращенной к наблюдателю; еще 542

затменные недостаточно изучены.

Степень и относительная (в долях периодов) про-

должительность ослаблений блеска зависят от размеров

звезд, их взаимных расстояний, различия в блеске и цве-

те и от угла наклонения орбиты. Детально разработана

теория анализа кривых изменения блеска затменных

звезд, в итоге которого получаются элементы орбиты

и отношение размеров звезд, даже в том случае, если

нет параллельных спектральных наблюдений. Если же

затменная переменная исследована и как спектрально-

двойная, то можно получить размеры и массы звезд,

а также величину орбиты в километрах и сравнить

звезды с нашим Солнцем. На рис.97 показаны кривая

блеска затменной и схематическое изображение двой-

ной системы.

Некоторые затменно-двойные обнаруживают наличие мощных газовых потоков

и расширяющихся и вращающихся газовых колец, окружающих одну или обе соста-

вляющие двойной. Изучение изменений в спектре некоторых затменных двойных

звезд дает возможность исследовать строение и состав атмосфер звезд-гигантов.

777

2,20

2,40

2,60

2.вО

3,00

%го

%40

У/7Ш

777

20 за

477

57) 377 77?

(

...

Солнце О

Рис. 97. Кривая блеска Ал-

голя (период 2,87

) и схе-

матическое изображение си-

стемы этой двойной звезды;

мастштаб показан размером

Солнца

160

Глава 1. Общие сведения

У ряда затменных происходят непериодические изменения периодов, что объясня-

ется особенностями обмена веществом и обмена моментами количества движения

между компонентами двойной.

Невидимые спутники обнаружены у нескольких десятков звезд по тому дей-

ствию, которое каждый такой спутник оказывает на звезду, составляющую с ним

одну физическую систему. Эти спутники очень малы (и, следовательно, очень слабы)

и слишком близки к своим главным звездам, чтобы можно было их увидеть. Их

присутствие сказывается на положении на небе главной звезды, которая периодиче-

ски смещается. Эти смещения очень малы, но вполне измеримы. Массы спутников

оказываются очень малыми — от 0,002 до 0,2 солнечной массы. Возможно, что при

такой малой массе температура в центре звезды должна быть порядка сотни тысяч

Кельвинов, и, следовательно, эти спутники не являются самосветящимися звездами

и больше похожи на планеты.

Пулковский астроном А.Н.Дейч подробно исследовал движение невидимого

спутника визуально-двойной звезды 61 Лебедя. Спутник движется вокруг компо-

нента А по эллиптической орбите (е =г= 0,53) с большой полуосью, равной 3 а. е.,

и с периодом обращения 4,9 года. Масса спутника составляет 0,010 массы Солнца.

Возможно, что в некоторых других случаях мы также имеем дело не с одним тем-

ным спутником, а с планетной системой. Б. В. Кукаркин обратил внимание на то,

что если бы с ближайшей звезды велись точные измерения положения Солнца, то

могли бы быть обнаружены колебания с амплитудой 0,02" и с периодом Р

—

59 лет.

Этот период соответствует соизмеримости периодов обращения Юпитера и Сатурна.

По этим наблюдениям можно было бы заподозрить наличие у Солнца спутника,

движущегося по эллиптической орбите с периодом в 59 лет и массой в несколько

тысячных долей массы Солнца.

«Летящая звезда» Барнарда, иначе — Проксима («ближайшая») Змееносца —

имеет, вероятно, три невидимых спутника, открытых и изученных П. ван де Кампом

в США. Периоды их обращений 6, 12 и 25 лет, радиусы орбит 1,8, 2,9, и 4,6 а. е.,

массы соответственно 0,63, 0,89 и 1,96 массы Юпитера. Правда, эти значения

неоднократно пересматривались, и даже сам факт наличия спутников у звезды

Барнарда до сих пор остается под сомнением.

Невидимые спутники малой массы обнаружены пока лишь у звезд главной

последовательности. Возможно, что это обстоятельство имеет большое значение

для выяснения вопроса о происхождении планетных систем. Так как невидимые

спутники обнаружены лишь среди близких к Солнцу звезд, возможно, что темные

спутники (и, может быть, планетные системы) не так уж редки во Вселенной.

Этому есть прямые подтверждения: созданная в начале 1990-х гг. аппаратура

для сверхточного измерения лучевых скоростей звезд (до 10 м/с) позволила в 1995 г.

надежно зафиксировать периодические «покачивания» некоторых ближайших звезд

под влиянием обращающихся вокруг них планет-гигантов типа Юпитера и Сатурна;

их назвали экзопланетами. К концу 2001 г. обнаружено около 70 экзопланет;

некоторые из них объединены в системы, например, у звезды v And система

минимум из трех планет. А вокруг нейтронной звезды-радиопульсара PSR 1257+12

обращаются несколько планет приблизительно земной массы (заметить присутствие

столь «легких» объектов пока удается только радиометодами).

Верхняя граница массы экзопланет соответствует примерно 13 массам Юпи-

тера. Более массивные тела, в интервале от 13 до 70-80 масс Юпитера, называют

коричневыми карликами, они также обнаружены. Это переходный тип между пла-

нетами и звездами, поскольку в их недрах могут протекать термоядерные реакции