Очерки о Вселенной
Шрифт:
Рис. 156. Кривая изменения блеска неправильной переменной звезды
Остальные физические переменные звезды чаще всего также являются красными гигантами и даже сверхгигантами с неправильными, непериодическими колебаниями блеска. Несмотря на эту неправильность, их можно разбить на ряд групп, в зависимости от характера этой неправильности.
У одних звезд все время происходят мелкие неправильные колебания блеска. У других он долгое время почти не меняется и.лишь иногда, неожиданно, но ненадолго ослабевает. У третьих время от времени бывают неправильные вспышки. Есть звезды,
Первые из них являются неправильными переменными звездами, но не красными гигантами, а звездами умеренной или небольшой светимости и преимущественно спектральных классов F-G. Колебания их блеска порядка 1-2 зв. величин сопровождаются колебаниями яркости широких линий, наблюдаемых в их спектрах наряду с линиями поглощения. Вид этих ярких линий свидетельствует об истечении газов с поверхности таких звезд. Кроме того, в их спектрах по временам появляется «непрерывная эмиссия» - излучение в непрерывном спектре, маскирующее отчасти линии поглощения и, по-видимому, имеющее нетепловую природу. Непрерывная эмиссия вызывается еще не известными нам процессами.
Звезды типа Т Тельца встречаются в виде немногочисленных, широко рассеянных групп, открытых В. А. Амбарцумяном и названных им Т-ассоциациями. Многие из них открыты в области обширных облаков разреженного газа и пыли, называемых диффузными туманностями. Эти звезды считаются одними из наиболее молодых, быть может, возникающими путем сгущения отдельных участков названных туманностей. Некоторые из звезд типа Т Тельца окружены «собственными» крохотными газовыми или газопылевыми туманностями, что подтверждает это предположение.
К звездам типа Т Тельца, по-видимому, примыкают по своей природе «объекты Хербига - Аро». Два названных ученых открыли в области темных пылевых туманностей крайне слабые звездочки, окруженные крохотными туманностями. Их спектры с яркими линиями сходны со спектрами звезд типа Т Тельца и имеют, кроме того, линии крайне разреженных газов. Их блеск меняется неправильно, но светимость гораздо ниже, чем светимость звезд типа Т Тельца. Некоторые из таких объектов Хербиг открыл на месте, где прежние снимки ничего не показывали, как будто они возникли впервые за срок всего лишь в несколько лет. Полной уверенности в этом еще нет, так как самый первый снимок этих мест был сделан сравнительно незадолго до их открытия. Быть может, еще раньше эти объекты тоже были бы видны, а во время первого снимка имели лишь временное ослабление блеска. Возможно, что объекты Хербига - Аро - это начальная стадия возникновения из диффузной материи звезд типа Т Тельца путем сжатия. Это не противоречит возможности истечения с их поверхности небольшого количества газа, причины чего еще не ясны. Во всяком случае объекты Хербига - Аро больше всего похожи на зарождающуюся звезду.
Вспыхивающие звезды типа UV Кита являются красными карликами класса М очень малой светимости. В их спектре наблюдаются линии излучения водорода, гелия, кальция и железа. Большую часть времени блеск этих звезд почти постоянен, но иногда звезда совершенно неожиданно вспыхивает, усиливаясь в блеске в несколько раз за немногие минуты и уже через несколько минут он становится нормальным. Оказалось, что в моменты вспышек звезды UV Кита посылают в пространство мощное радиоизлучение.
По характеру усиления ультрафиолетового излучения и другим изменениям в спектре вспышки звезд типа UV Кита сходны с хромосферными вспышками на Солнце. Они тоже сопровождаются всплесками радиоизлучения. Но вспышки этих звезд сопровождаются излучением энергии, в 100-1000 раз большей, и отношение энергии, излученной в радиодиапазоне, к энергии, излученной в оптической области спектра, в тысячу раз больше, чем при хромосферных вспышках. Вероятно, по какой-то причине звезды типа UV Кита выбрасывают по временам облака горячих газов, содержащих много релятивистских электронов, торможение которых в магнитном поле, очевидно, имеющемся у звезды, создает радиоизлучение.
Ввиду низкой светимости из звезд этого типа видны лишь ближайшие к нам, а из-за скоротечности вспышек замечают их редко. Поэтому к 1967 г. обнаружили только 11 таких звезд, хотя в нашей звездной системе их может быть до миллиарда.
Характерный пример международной кооперации в астрономии представляет возникшая «служба вспыхивающих звезд». В некоторых обсерваториях, в том числе в СССР, по многу часов подряд следят за вспыхивающей звездой - не вспыхнет ли она, а в Англии и Австралии в то же время следят за ней с помощью радиотелескопа. Так организация исследований помогает сделать случаи удачных наблюдений более частыми, т. е. более «счастливыми».
Изучением переменных звезд в Советском Союзе, помимо специалистов, занимается большая армия любителей, среди которых есть много школьников. При аккуратном и взможно более частом определении блеска переменных звезд можно получить результаты, имеющие серьезное научное значение.
Успехи советской науки в области изучения переменных звезд обусловили то, что московским астрономам поручен учет международных исследований по переменным звездам: обозначение их, каталогизация и т. д.
Пухлые атмосферы
Спектр - это паспорт звезды, он запечатлевает ее физическое состояние, если только мы сумеем в нем разобраться. В паспортах тех звезд, о которых будет сейчас идти речь, мы стали разбираться лишь за последние два десятка лет, и у некоторых звезд они совсем особенные. У подавляющего большинства звезд, о которых говорилось до сих пор, спектры того же класса, что у Солнца, - непрерывные спектры, перерезанные темными линиями. Яркие линии только на время появляются в спектре долгопериодических переменных звезд и, по-видимому, свидетельствуют о периодических мощных извержениях раскаленных газов на их более холодную поверхность.
Но вот у некоторых горячих звезд спектральных классов А, В и О в спектрах наблюдаются отдельные узкие яркие линии, а чаще всего некоторые темные линии ограничены со стороны красного конца спектра примыкающими к ним яркими линиями. Замечательно, что это встречается именно у горячих звезд, и, в общем, чем горячее звезды, тем ярче эти линии в их спектре и тем больший процент звезд их обнаруживает. Едва заметные яркие линии на краю некоторых темных встречаются у таких особенно ярких звезд класса А0, как, например, Денеб ( Лебедя). У звезд класса В, более горячих, эти линии заметны лучше, а в спектрах звезд класса О, еще более горячих, они первыми бросаются нам в глаза.
Причина этого вскрылась только недавно и состоит в том, что у этих звезд необычайно обширные, пухлые атмосферы. Такими, как их называют, протяженными атмосферами обладают самые горячие звезды, имеющие наибольшую светимость.
Обращающий слой, как известно, поглощает свет, идущий от более горячей, лежащей под ним поверхности звезды или фотосферы, но сам по себе испускает те самые длины волн света, которые поглощает. Поглощая свет, падающий на него снизу от звезды, он излучает его затем во все стороны, и потому к нам от него доходит только часть света, имеющего длину волны, которая поглощается обращающим слоем. В соседних же длинах волн спектра, для которых обращающий слой прозрачен, свет фотосферы достигает нас не ослабленным, и в результате в видимом спектре звезды наблюдается темная линия определенной длины волны. На краю Солнца, где за обращающим слоем нет фотосферы, дающей непрерывный спектр, к нам идет излучение самого обращающего слоя и наблюдается спектр из ярких линий.