Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 1.10. Звезды

161

с самыми «легкогорящими» изотопами. Еще более массивные тела (М > 80 масс

Юпитера = 0,08М

) являются нормальными звездами.

Из числа двойных звезд около 1/3 является тройными звездами. Встречаются

также четверные и даже шестерные звезды, причем большинство из них являются

физическими системами. В кратные системы могут входить звезды различных спек-

тральных классов и различной светимости, а также двойные системы разных типов.

Так, например, Мицар и Алькор представляют собой шестикратную звезду: Мицар —

двойная с расстоянием 14" (Мицар А — спектрально-двойная с Р

—

, Мицар В —

спектрально-двойная с Р = 182,3

) обладает третьим компонентом, обращающимся

вокруг этой пары с Р = 1350

. Мицар и Алькор, несмотря на большое угловое рас-

стояние между ними (12"), имеют общее собственное движение р и, следовательно,

составляют одну систему. Многократные звезды часто являются ядрами рассеянных

звездных скоплений (о кратных типа Трапеции Ориона см. § 1.13). Если учесть все

типы двойных звезд, в том числе и невидимых спутников звезд и широкие пары, то

окажется, что больше половины всех звезд (по крайней мере в окрестностях Солнца)

являются двойными или кратными. Из 50 звезд на расстоянии до 5 пк 28 входит

в состав 15 двойных или кратных; из семи близких звезд, включая Солнце, имею-

щее планетную систему, лишь одна, по-видимому, простая. Этот факт представляет

значительный интерес для звездной космогонии (см. § 1.19).

1.10.11. Массы звезд

Применение третьего закона Кеплера в его точной форме (76) к движению спутника

визуально-двойной звезды позволяет определить сумму масс обеих звезд:

(ад, + т

)Р

(9Л

+ ЗДГ

[ }

где Р — период обращения спутника вокруг главной звезды, А — большая полуось

его орбиты, Т — звездный год и а — большая полуось земной орбиты. Если

теперь пренебречь малой по сравнению с массой Солнца массой земли 9Л

, период

двойной звезды выразить в годах, А — в астрономических единицах, а массы звезд —

в единицах солнечной массы, то можно написать:

<ж

щг

2 =

—. (15)

сг

Анализ наблюдений двойной звезды дает нам большую полуось орбиты а"

в угловой мере (в секундах дуги). Чтобы перевести ее в астрономические единицы,

надо знать параллакс звезды р. Тогда

Окончательно,

аи,+як2=(^). (16)

Если из наблюдений можно вывести орбиту каждого из компонентов по отношению

к их общему центру масс, то в каждый данный момент расстояния звезд от этого

центра обратно пропорциональны их массам:

162

Глава 1. Общие сведения

Отсюда и из предыдущего выражения можно получить массу каждого компо-

нента в отдельности.

Самые надежные данные о массах звезд получаются при изучении визуально-

двойных, спектрально-двойных и затменных звезд. Определение масс одиночных

звезд основано на применении к ним той систематической зависимости между

массами звезд и их светимостями,

которая вытекает из сопоставления

этих характеристик для большого

числа двойных звезд и оправды-

вается современной теорией вну-

треннего строения звезд (зависи-

мость А. Эддингтона): светимость

звезды приблизительно пропорци-

ональна кубу ее массы. На рис. 98

совокупность данных (кроме белых

карликов) может быть представлена

формулой:

_/3,9-9,31 gm (M

i<+6

Mb0,

-\5,7-6,41gOT (M

bol

>+6

(18)

где M

, — болометрическая абсо-

лютная величина звезды.

Рис. 98 дает представление о

том, с какой степенью уверенности

получается зависимость «масса —

светимость» по данным о двойных

звездах.

Распространяя эту зависимость

на одиночные звезды, можно, зная

светимость звезды, определить ее массу. Для звезд главной последовательности

можно принять зависимость, характеризуемую приводимой табл. XVI. Маленькие

и слабые, но горячие белые карлики не удовлетворяют зависимости «масса — свети-

мость». Их массы в действительности значительно больше тех, которые соответству-

ют их светимости по этой зависимости. Это особые, чрезвычайно плотные звезды.

Их средняя плотность равна 4- 10

г/см

. В настоящее время открыто уже более

300 белых карликов. Так как их светимость очень мала и они могут быть обнаружены

лишь в окрестностях Солнца, то, следовательно, во всей Галактике их должно быть

много больше. В окрестностях Солнца они составляют 6% общего числа звезд.

Таблица XVI

Связь Л4|з

| с массой Ш (в массах Солнца)

для звезд главной последовательности

Mbo,

-7

-6 -5

-4

-3

-2

-1 -0

+ 1

11 8,3 6,46

5,13

4,00

3,09

2,34

1,78

Mbo,

+3 +4 +5 +6

+ 12

1,35

1,05

0,79

0,62

0,48 0,36 0,28

0,21

0,16 0,12

Ahoi

-в

-2

+ В

+7/7

+72

J L

• - затменнь/в I/

слен/прально-

+-визуальна- двойные

ьг белые карлихи

Сириус В

а ? Х+

^Процион В

J I I I I I t

12' /7,3

/7,4

Ц/7 -/7,4 -/7,8 ig т

Рис. 98. Зависимость «масса—светимость» для

звезд главной последовательности

§ 1.10. Звезды

163

Звезды субкарлики и субгиганты также не подчиняются приведенной зависи-

мости «масса—светимость». Звезды различных последовательностей на диаграмме

«спектр—светимость» удовлетворяют различным зависимостям «масса—светимость».

Самыми массивными являются звезды класса О. Их массы в 50-75 раз больше мас-

сы Солнца. В то же время известны звезды, имеющие массы в 20-50 раз меньше

солнечной. Массы большинства звезд заключены в пределах от 0,02 до 4Ш?

Из теоретических соображений следует, что масса устойчивой звезды не может

превышать 659Я

. Действительно, звезды, для которых оценка массы дает большее

значение, обнаруживают признаки нестационарности (например, колебания блеска).

Нижним пределом массы нормальной звезды, в недрах которой возможны термо-

ядерные реакции с участием водорода, является 0,08Ш?

(предел Кумара). Звезды

с массами от 0,013 до 0,089Я

«сжигают» только дейтерий и затем быстро остывают;

это «коричневые карлики». Тела меньшей массы не будут самосветящимися, т.е. бу-

дут больше похожи на планеты. Таким образом, отношение массы самой «тяжелой»

звезды к массе «легчайшей» составляет примерно 10

. Средняя масса звезд в окрест-

ностях Солнца равна 0,41 солнечной массы. Рис. 99 показывает зависимость средних

масс звезд от их спектра для трех классов светимости (см. также табл. XVII).

1.10.12. Плотности звезд

Среднюю плотность звезды можно вычислить, деля ее массу на объем:

Ш ,

Таким образом, например, было определено, что средняя плотность Солнца

равна 1,41 г/см

. Из того, что массы звезд отличаются друг от друга меньше, чем их

размеры, следует, что средние плотности звезд заключены в очень широких пределах.

_j I I I I I

ВО В5 АО А5 F0 F5 G 0* 65 R0 R5 И0 М

Спектральные классы

Рис. 99. Массы звезд различных спектральных классов

164 Глава 1. Общие сведения

Для звезд главной последовательности они лежат в пределах от Ю

-4

г/см

до 4 г/см

Для других последовательностей эти границы иные. Так, примером звезд очень ма-

лой плотности служат красные сверхгиганты — Бетельгейзе и компоненты затменно-

двойной W Цефея. Средняя плотность Бетельгейзе 6-10~

г/см

(иначе, 1/2000 плот-

ности воздуха при нормальном атмосферном давлении). Плотность звезд W Цефея

еще меньше: 10~

г/см

или 1/12 000 плотности воздуха при нормальных условиях.

Наряду с этим известен белый карлик АС + 70°8247, средняя плотность которого

36 000 000 г/см

, т.е. в 60 триллионов раз больше плотности сверхгиганта Бетель-

гейзе, в 10 млн раз больше солнечной. Можно думать, что плотность в центре этого

белого карлика, который по массе близок к Солнцу, а по размерам не больше Мар-

са, достигает одного биллиона г/см

! Один кубический сантиметр вещества средней

плотности этой звезды весил бы на Земле 36 т и 3 млн т на поверхности самой звезды.

Другой пример, хотя и не такой разительный, дает «звезда Маанена» с плотно-

стью 400 000 г/см

или спутник Сириуса — 40 000 г/см

. В табл.79 даны средние

плотности звезд различных спектральных классов и классов светимости. Оценки

плотностей нейтронных звезд дают значения 10

г/см

в центральной области.

1.10.13. Напряжение силы тяжести на поверхности звезды

Ускорение силы тяжести на поверхности какого-нибудь тела обратно пропорцио-

нально квадрату расстояния от центра и пропорционально массе тела

_ G

где G — постоянная тяготения — равна 6,672 • 10"

Н • м

/кг.

Для Солнца g

= 274 м/с

. Для звезд различных спектральных классов значения

boU

g/g

и 9Я/Ш?

приводятся в табл. XVII.

Таблица XVII

Светимости, массы и напряжения силы тяжести звезд в зависимости от спектра

Спектр

g/go

m/m

Спектр

g/g©

m/m

W -6

0,33

12 gFO

+0,6™

0,14

2,5

-7

0,13

gGO +0,3 0,034

2,5

ВО

-5,9

0,22 14 gKO

-0,1

0,011 2,5

В5

"2,7 0,29

gMO

-1,7

0,0015

2,5

АО

+0,3

0,55

2,8 cO, cB -8

0,3

А5 +2,0 0,66

1,8

"4,5

0,3 10

dFO

-2,9

0,71

1,4

cM -4 0,04

dGO +4,5

0,85

0,9

A5 wd

+ 11

103 0,5

dKO

+6,2

1,18

0,6

dMO

+8,2

1,2

0,3

1.10.14. Магнитные поля звезд

Когда прогресс наблюдательной техники позволил изучать спектры ярких звезд почти

столь же детально, как спектр Солнца или солнечных пятен (с 1946 г.), выяснилось,

что около 150 звезд, большей частью класса А, расположенных на диаграмме

Г—Р на 1

выше нормальных звезд, и ряд гигантов классов М и S обладают

§ 1.10. Звезды

165

магнитным полем. У некоторых звезд магнитное поле по интенсивности много

больше, чем у Солнца; у 35 звезд магнитная индукция превышает 1000 Гс (гаусс);

наибольшая измеренная магнитная индукция звезды равна 20 500 Гс — у HD 215441.

У ряда звезд (магнитно-переменные звезды), обнаружены значительные изменения

интенсивности и даже знака магнитного поля, сопровождающиеся изменением

интенсивности спектральных линий и небольшими колебаниями блеска.

Примером может служить переменная CS Vir, имеющая амплитуду изменения

блеска всего 0,05

, а амплитуду изменения магнитного поля 4000 Гс. Полного

объяснения этим удивительным переменам магнитного поля и самой громадной

интенсивности поля этих звезд еще не найдено. Может быть, дело во вращении

звезды, магнитная ось которой заметно наклонена к оси вращения. А может быть,

это явление, .сходное с явлением солнечных пятен.

По своим спектрам «магнитные» и «металлические» звезды принадлежат к звез-

дам класса А с аномально сильными линиями некоторых элементов. Ранние под-

классы — звезды Ар (магнитные) и поздние — звезды Am с резкими и многочислен-

ными линиями металлов (без магнитного поля и без переменности). В «магнитных»

звездах аномально сильны линии ионизованных редкоземельных элементов — евро-

пия (Ей), диспрозия (Dy) и гадолиния (Gd). Среди «магнитных» звезд встречаются

также «кремневые», «стронцевые», «хромовые», «марганцевые» звезды с аномаль-

ным содержанием этих элементов. Среди металлических звезд много тесных двой-

ных (спектрально-двойных).

1.10.

15.

Вращение звезд

Изучение спектров звезд (ширин

и профилей спектральных линий

металлов) привело к выводу, что

многие звезды вращаются вокруг

своей оси, причем звезды спек-

тральных классов О и В в сред-

нем вращаются с большой скоро-

стью, достигающей 200-350 км/с

на экваторе (самая большая за-

регистрированная скорость вра-

щения порядка 500 км/с). Звез-

ды класса А вращаются со ско-

ростью 120-190 км/с. Скорость

вращения звезд поздних классов

меньше (у звезд класса G, К, М

она ~10 км/с). Для Солнца эта

скорость составляет лишь 2 км/с,

что, вероятно, связано с наличи-

ем планетной системы около не-

го. Некоторые затменные двой-

ные звезды обнаруживают в кри-

вых лучевых скоростей характерную волну вблизи момента затмения (рис. 100),

свидетельствующую о вращении компонентов. По направлению вращение компо-

нентов совпадает с орбитальным движением.

Рис. 100. Влияние вращения звезды на кривую луче-

вых скоростей затменной двойной звезды (Алголя)

166 Глава 1. Общие сведения

1.10.16. Переменные звезды

Переменные звезды — это звезды, блеск которых, приведенный к одинаковым

условиям наблюдений, подвержен колебаниям. Амплитуды колебаний блеска —

от самых малых (несколько тысячных звездной величины) до 15-19

и больше. Чем

более совершенные фотометры употребляются, тем больше открывают переменных

звезд малой амплитуды. Сейчас известно уже около 60 тыс. переменных в Галак-

тике и десятки тысяч — в других галактиках. Вероятно, переменность появляется

на определенных этапах эволюции каждой звезды.

Независимые открытия переменности блеска порождают различные обозначе-

ния. Например, открытые в СССР получали предварительное обозначение СПЗ, или

SVS, и очередной номер; открытые на Гарвардской обсерватории (США) — HV

и номер; открытые на Зоннебергской обсерватории (Германия) обозначают буквой S

и номером, и т.д. Новые звезды иногда обозначали буквой N (в некоторых случаях

в сопровождении номера) и названия созвездия. Например, N3 Sgr — третья новая

в созвездии Стрельца; к этому добавляют год вспышки. Все это вызвало необ-

ходимость создания единой системы централизованного присвоения обозначения

переменной. В послевоенное время этим занимаются члены Московского центра,

в который входят некоторые сотрудники Института астрономии РАН и ГАИШ МГУ.

Переменные звезды обозначаются в каждом созвездии латинскими прописными

буквами от R до Z, а затем комбинациями каждой из этих букв с каждой из после-

дующих от RR до ZZ, после чего используются комбинации всех букв от А до Q

с каждой из последующих, от АА до QZ (из всех комбинаций исключается буква J,

которую в рукописном написании легко спутать с буквой I). Во многих созвездиях

открыто более 334 переменных, т. е. более числа указанных буквенных комбина-

ций. Поэтому последующие переменные обозначаются буквой V и порядковым

номером, начиная с 335. К каждой такой комбинации прибавляется трехбуквенное

обозначение созвездия, например, S Car, RT Per, V557 Sgr и т.д. Обозначения

в этой системе принято присваивать лишь переменным звездам нашей Галактики.

Переменные из числа звезд, обозначенных греческими буквами (п. 1.10.1 и каталог

звезд — табл.46), других обозначений не получают.

С 1900 по 1954 г. новые переменные звезды, открытые в разных странах,

получали в AN и BZ (см. Аннотированный перечень журналов.) предварительные

общие обозначения вида: 144 1934 Cyg, т.е. 144-я переменная, открытая в 1934 г.,

находится в созвездии Лебедя.

В 1948 г. в Москве вышел в свет «Общий каталог переменных звезд» (ОКПЗ),

составленный советскими учеными Б. В. Кукаркиным и П. П. Паренаго. Он содержал

сведения о 10912 переменных. В 1951 г. вышел «Каталог звезд, заподозренных в пере-

менности» (8134 звезды); 2-й КЗП (1966 г.) содержит еще 3907 звезд, заподозренных

в переменности. В 1958 г. опубликовано второе, дополненное издание «Общего ката-

лога» (ОКПЗ II), составленное Б. В. Кукаркиным, П. П. Паренаго, Ю. И. Ефремовым

и П. Н. Холоповым. В 1969 г. вышло третье издание — ОКПЗ III. В 1982 г. в Москве,

под редакцией П. Н. Холопова, вышел новый сводный каталог звезд, заподозренных

в переменности (каталог NSV — New Suspected Variables), включавший 14 810 звезд,

не получивших до 1980 г. окончательного обозначения. Вскоре появилось пятитом-

ное 4-е издание ОКПЗ, вышедшее под руководством П. Н. Холопова (тома I-III)

и Н. Н.Самуся (тома IV-V) и содержащее всего 28 450 переменных звезд в нашей

Галактике и около 10 000 переменных звезд в других галактиках. В 1998 г. Е. В. Ка-

заровец, Н. Н.Самусь и О. В.Дурлевич опубликовали дополнение к каталогу NSV

(более 11 200 звезд). Новые обозначения переменных в принятой в ОКПЗ системе

§ 1.10. Звезды

167

регулярно публикуются в IBVS (Аннотированный перечень журналов.) в специ-

альных Списках обозначений переменных звезд. К моменту опубликования 75-го

Списка обозначений (2000 г.) общее число звезд с обозначениями в системе ОКПЗ

достигло почти 36000.

Основой современной классификации переменных звезд служит физическая сущ-

ность явления. Все затменно-двойные выделяются в особую группу затменных пере-

менных; причиной изменений их блеска являются взаимные затмения двух звезд,

обращающихся вокруг общего центра масс в плоскости, лежащей близко к лучу

зрения наблюдателя. Таких звезд известно в настоящее время более 6000. Здесь и да-

лее число известных переменных каждого класса в Галактике указано по ОКПЗ IV,

1985-1995, с учетом последующих Списков обозначений. Звезды с неуверенной клас-

сификацией не учитывались. Эти числа не характеризуют истинного количества звезд

каждого типа, поскольку зависят от вероятности открытия, которая очень различна

для переменных разных типов. Следует также иметь в виду, что некоторые звезды

одновременно показывают переменность нескольких типов, тогда они учитываются

несколько раз и в приводимой статистике. Не вполне удачное название «вращающи-

еся переменные» применяют к звездам, блеск которых меняется из-за орбитального

движения и несферической формы компонентов двойной системы, не показы-

вающей затмений (эллипсоидальные переменные, 132 звезды), или из-за осевого

вращения и наличия пятен на поверхности (магнитные переменные — 475 звезд),

и переменные типа BY Dra (BY в системе обозначения типов, принятой в ОКПЗ; к их

числу принадлежит и Солнце, переменная звезда очень малой амплитуды; 368 звезд).

Остальные переменные звезды принято относить к группе физических пере-

менных, у которых колебания блеска вызваны колебаниями радиуса, поверхностной

температуры и изменениями других физических характеристик.

I. Пульсирующие переменные. Они подразделяются на следующие типы:

Пульсирующие сверхгиганты типа a Cyg (обозначение ACYG) — 123 звезды.

Переменные типа (3 Сер (ВСЕР) — 144.

Цефеиды типа 6 Сер (DCEP) и типа W Vir (CW) — 870.

Переменные типа RR Lyr (RR) — 6717.

Звезды типа 6 Set (DSCT) и родственных типов — 458.

Долгопериодические переменные типа Cet (М); иначе — миры (Мира по-

латыни — «удивительная») или мирйды — 6565.

Переменные типа RVTau (RV) — 130.

Полуправильные переменные (SR) — 4326.

Неправильные пульсирующие переменные (L, от нем. langsam — «медлен-

ный») — 3651.

Пульсирующие белые карлики типа ZZ Cet (ZZ) — 60.

Пульсирующие звезды прочих типов — 296.

II. Взрывные и новоподобные переменные подразделяются на следующие типы:

Карликовые новые, или переменные типа U Gem (UG) — 390.

Новые звезды (N) — 275.

Новоподобные звезды (NL) — 89.

Симбиотические звезды типа Z And (ZAND) — 55.

Сверхновые звезды (SN) — 7. (Среди давно обозначенных в системе ОКПЗ

сверхновых звезд случайно оказалось несколько звезд из других галактик. Всего

в других галактиках открыто свыше тысячи новых и сверхновых звезд.)

168

Глава 1. Общие сведения

III. Эруптивные звезды включают следующие типы:

Молодые переменные звезды типа Т Таи и родственные типы: INT, IA, IB, IS

и др.; символ I — от англ. irregular, т. е. «неправильный», хотя на неправильную

переменность у этих звезд нередко наложены периодические колебания, связанные

с пятнами (к этим типам сейчас причисляют многие звезды, которые ранее относили

к типу RW Aur) - 1748.

Звезды типа FU Ori (FU) — 11.

Переменные типа UV Cet (UV), или вспыхивающие — 1614.

Переменные типа R CrB (RCB) - 40.

Эруптивные звезды прочих типов — 453.

IV. Переменные звезды, связанные с источниками мощного космического рент-

геновского излучения (X) — 132. Этот пока немногочисленный класс переменных звезд

уже содержит множество типов, почти каждая такая переменная звезда обладает ярко

выраженными индивидуальными особенностями.

777

8,0

—I—Т- •

Г"1 I 1 1 1

ARR 71иры_

1 1

1 ! 1 1

О 8,2 Ц4Д//1/ О 2 4 6 Дни -700 0 +700 +200Дни

7378 77777 7978 77778 7828 7327 7822 7328 7324 7325 7328 7327 7328

Годы

Рис. 101. Кривые блеска переменных звезд: RR Лиры, 6 Цефея,

о Кита и р Цефея (полуправильная переменная)

Изменение блеска цефеиды обычно

характеризуется более быстрым увеличени-

ем и более медленным уменьшением блес-

ка (рис. 101). Оно сопровождается измене-

нием ее спектра (от F до G-K) (рис. 102),

размера, поверхностной температуры, при-

чем максимальному блеску переменной со-

ответствуют сравнительно небольшие раз-

меры и наибольшая температура поверх-

ности. Диаметр цефеиды в течение перио-

да изменения блеска меняется на 10-15%,

температура — более чем на 1000 К. При-

чина колебаний цефеид лежит в периодических пульсациях звезды, происходящих

вследствие нарушения в ее поверхностных слоях равновесия сил тяготения и сил газо-

вого давления. Идею периодических пульсаций цефеид, среди первых, выдвинул рус-

ский физик Н. А. Умов в 1896 г. (на защите диссертации А. А. Белопольского). Основы

современной теории пульсаций цефеид заложены в 1953-1957 гг. С. А. Жевакиным.

Периоды большинства цефеид нашей Галактики заключены в пределах от ~l

до ~60

; в других галактиках известны цефеиды с более длительными периодами.

Рис. 102. Изменение спектрального клас-

са цефеиды с изменением ее блеска

§ 1.10. Звезды

169

Амплитуды цефеид порядка одной звездной величины. В максимуме блеска спектр F,

в минимуме — от G до К, причем чем длиннее период, тем краснее звезда. Цефеиды

ЭСЕР — сверхгиганты с абсолютной величиной от -2

до -6

, CW — от 0

до -З

; при этом чем больше период, тем больше светимость (рис. 103). Для звезд

типа DCEP эту зависимость можно приближенно выразить следующей формулой:

Му = -1,01 - 2,88 lgР (Л. Н. Бердников и др.).

Эта фундаментальная зависимость «период—светимость» дает возможность

определять М по периоду, а затем по формуле (7) находить расстояние. Это один

из самых мощных методов определения рас-

стояния до удаленных частей нашей звездной

системы и до других галактик (определение так

называемого цефеидного параллакса). По мере

увеличения периода увеличиваются не только

светимости, но и массы цефеид типа DCEP:

от

до 16 масс Солнца. Средние радиусы цефе-

ид заключены в пределах от 10 до 150 радиусов

Солнца, причем большим периодам Р соответ-

ствуют большие радиусы. Цефеиды типа CW

на 1,5

—2

слабее DCEP, ОТНОСЯТСЯ К сфе-

рической составляющей и также показывают

зависимость период—светимость (рис. 103).

Сходную природу имеют пульсации пере-

менных типа 6 Set (DSCT) и похожих на них,

но относящихся к сферической составляющей,

звезд типа SX Phe (SXPHE). Периоды этих

звезд не превосходят 0,2

. Большинство из них

имеют весьма малые амплитуды изменения

блеска (несколько сотых звездной величины).

Также к сферической составляющей относится

большинство переменных типа RR Lyr (раньше

их иногда называли анталголями), их периоды

заключены в пределах от 0,2

до ~l

Большой интерес представляют переменные типа RR Lyr, обнаруживающие

двойную или тройную периодичность. Иногда отношение наблюдаемых двух пери-

одов составляет около 0,75 (так, периоды AQ Leo равны 0,550

и 0,410

). Больший

из этих периодов теория связывает с колебаниями, амплитуда которых постепенно

нарастает к поверхности звезды, а меньший — с колебаниями, происходящими

как во внутренних, так и внешних слоях, но при которых внутри звезды имеет-

ся практически неподвижный слой. Объяснение сосуществования двух колебаний

представляет, однако, проблему для современной теории. У AC And и V823 Cas

найдено по три периода, самые короткие из которых связывают с колебаниями, со-

ответствующими двум неподвижным слоям внутри звезды. Двойная периодичность

наблюдается и у некоторых цефеид.

Другим видом множественной периодичности у звезд типа RR Lyr является эф-

фект Блажко

Ъ1

\ когда на колебания с периодом, характерным для звезд типа RR Lyr,

накладываются колебания в десятки раз более продолжительного периода. В итоге

> Сергей Николаевич Блажко (1870-1956) — член-корреспондент АН СССР, профессор МГУ и ди-

ректор (с 1920 по 1931 г.) Обсерватории Московского университета, выдающийся российский и советский

исследователь переменных звезд.

Мф

-3

-2

+.2

ф*

fiC

Ма

773/

\м

ЯР

-7,0 ЦО +7,0 +2,77 lg Р

Рис. 103. Схематическое представле-

ние зависимости «период—светимость»

у звезд типа /3 СМа, короткопериодиче-

ских цефеид (RR), долгопериодических

цефеид плоской С<5 и сферической CW

составляющих нашей Галактики и долго-

периодических переменных типа Миры

Кита. Для последних принимается абсо-

лютная фотографическая звездная вели-

чина в наибольшем максимуме блеска

170

Глава 1. Общие сведения

периодически меняется форма кривой блеска, параллельно с изменением блеска

меняется и лучевая скорость, причем кривая лучевых скоростей также показыва-

ет наличие двух периодов. Таковы, например, RR Lyr (0,5669

и 40,8

), XZ Cyg

(0,4667

и 56,3

) или XZ Dra (0,4765

и 78

). Множественная периодичность весьма

характерна и для переменных типа DSCT и SXPHE.

Большинство переменных типа Миры Кита (М) имеет периоды от 90

до 700

Самый долгий период (1380

) имеет переменная ВХ Моп, однако ее принадлежность

к миридам сейчас оспаривается. Амплитуды мирид в визуальных и фотографических

лучах превосходят 2,5

и могут доходить у некоторых звезд до 8-10

. И период,

и амплитуда, и форма кривой блеска каждой такой переменной подвержены коле-

баниям, обычно небольшим, но иногда значительным. Спектры мирид принадлежат

к классам М, С и S; у большинства в спектре видны яркие линии излучения водо-

рода. Более поздние спектры характерны для звезд с большими периодами. Когда

в декабре 1885 г. в созвездии Ориона вспыхнула звезда, спектр которой оказался

сходным по эмиссионным линиям со спектром о Cet, за два дня до этого полу-

ченным на Гарвардской обсерватории, Э. Пикеринг правильно заключил, что новая

переменная — тоже мирида (U Ori).

Одновременно с блеском у мирид меняется спектр (в максимуме блеска он

более ранний) и температура (в максимуме ~2300 К, в минимуме ~ 1800 К).

Мириды являются гигантами, хотя большинство их даже в максимуме блеска

недоступно невооруженному глазу. Абсолютные величины их, Му, в среднем близки

—

(от -3,5

до 0,0

), причем большим периодам соответствуют меньшие

светимости (в визуальных лучах), т. е. зависимость «период—светимость» имеет

обратный смысл, чем у цефеид. Переменность мириды связана с пульсациями

самой звезды — красного гиганта и изменениями прозрачности ее протяженной

атмосферы, однако теория этих процессов пока несовершенна.

Полу правильные и неправильные переменные характеризуются амплитудой от

<0,5

до 2,5

, зачастую с большими неправильностями колебания блеска или

множественной периодичностью, поздними спектральными классами и абсолютны-

ми величинами Му от +1

до -4

. Они являются гигантами или сверхгигантами.

Колебания блеска также связаны с пульсациями.

Юлианские дни

Рис. 104. Кривая блеска SS Суд (типа U Gem)

Переменные звезды типа U Gem, или карликовые новые (рис. 104), дают непро-

должительные (до нескольких суток) вспышки, сменяющиеся интервалами почти

постоянного минимального блеска. Амплитуда вспышек — несколько звездных ве-

личин, причем чем чаще у звезд вспышки, тем меньше их амплитуда. Подобно

новым звездам (см. ниже), переменные типа U Gem представляют собой очень

тесные двойные звездные системы, состоящие из белого карлика и обычной звезды.

Вокруг белого карлика имеется аккреционный диск, из-за нестабильностей которого

и происходят вспышки карликовых новых.

Новые звезды (N). Каждый год в Галактике вспыхивает 25-30 (по некоторым

оценкам, даже более 200) новых звезд, однако наблюдается лишь несколько. Они