Текст книги "Очерки о Вселенной"

Автор книги: Борис Воронцов-Вельяминов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 25 (всего у книги 36 страниц)

На призыв сразу как-то не откликнулись, и только в 1932 г. две обсерватории к назначенному времени принялись за измерение ее блеска и фотографирование спектра.

Предсказание блестяще оправдалось, и обнаружился минимум блеска, длившийся «40 дней и 40 ночей». Кроме того, вокруг красной К-звезды обнаружилась обширная атмосфера, благодаря особенностям затмения доступная подробнейшему изучению, и потому в 1934 г. астрономы прямо-таки набросились на эту звезду. За ней охотились, как буржуазные репортеры за приезжей знаменитостью. Все же самый интересный период, пока затмение было частным, т. е. пока звезда В выглядывала частично («выглядывала» для нас невидимо!) из-за широкой спины своего толстого и раскрасневшегося хозяина, не удалось проследить достаточно подробно. Частное затмение длится только 19 часов, из которых многие протекают, когда звезда находится под горизонтом, другие же могут прийтись на дневное время или на пасмурную погоду. Полное же затмение длится, как сказано, 40 суток. Как это не похоже на солнечные затмения, когда Луна, кажущаяся того же размера, что и Солнце, в течение часов производит частное затмение и лишь на минуты, а иногда лишь на секунды затмевает Солнце совершенно!

Красная звезда Дзета Возничего больше Солнца в 293 раза, а белая – в четыре раза, так что спутник в 73 раза меньше главной звезды. Он – как ягодка белой смородины в сравнении с красной тыквой, и потому, быстро спрятавшись за ней, долго не показывается.

Орбита спутника по отношению к главной звезде равна орбите Юпитера, причем красная звезда по диаметру почти равна орбите Марса и в 32 раза массивнее Солнца, спутник же массивнее Солнца в 13 раз. Его светимость при температуре 15 000° в 400 раз больше солнечной, а светимость красной звезды при температуре 3160° в 1900 раз больше. Вместе они в 2300 раз ярче Солнца. Подобно Бетельгейзе красная звезда имеет очень малую плотность, соответствующую плотности воздуха при давлении в 1 мм ртутного столба (вместо 760 мм нормального атмосферного давления).

Звезда К окружена обширной разреженной атмосферой, сквозь которую просвечивает звезда В, прежде чем спрятаться при затмении, а также перед тем как выглянуть после затмения. В масштабе рис. 149 звезду В надо было бы изобразить едва видимой пылинкой, в 0,2 мм диаметром, и понятно, что мы в течение 2-3 недель можем следить (по спектру), как она, заходя за звезду К, просвечивает через все более низкие и плотные слои красноватой атмосферы. Ее свет поглощается в этой атмосфере, отчего в спектре видны темные линии. Интенсивность последних увеличивается с ростом плотности и толщины слоев атмосферы звезды К, через которые проходит излучение звезды В. Следя за изменением интенсивности линий в спектре, можно было подсчитать число атомов разных химических элементов в столбе атмосферы на разной высоте над поверхностью звезды К. Таким путем атмосфера звезды была изучена как бы в разрезе, и чуть ли не лучше, чем атмосфера нашего Солнца, а между тем, повторяем, звезда эта видна нам только как световая точка.

Изменения блеска звезды в свете, воспринимаемом глазом, едва-едва заметны – всего лишь 0,2 звездной величины, отчего раньше, без точных измерений, переменность Дзеты Возничего и не была обнаружена. Оказалось, что чем дальше в фиолетовую область спектра, тем больше там изменение блеска. В невидимых глазом ультрафиолетовых лучах с длиной волны 3780 А изменение блеска звезды доходит до 2,14 звездной величины! Это объясняется тем, что вне затмений светят обе звезды, но ультрафиолетовыми лучами богата только горячая белая звезда, видимыми же лучами она заметно беднее, чем более холодная, но яркая для глаза красная звезда. Когда белая звезда в затмении, то видимых лучей из общего света звезды вычитается мало, а ультрафиолетовых много, отчего и изменение в их интенсивности более заметно.

Из наблюдений спектра перед затмением и после него обнаружилось вращение красной звезды вокруг своей оси с периодом 785 дней и в ту же сторону, в какую она обращается по своей орбите.

Выше всего над поверхностью звезды в ее атмосфере, как и в атмосфере Солнца, поднимается кальций. Он достигает высоты 233 млн. км, т. е. простирается над поверхностью звезды на расстояние, в полтора раза больше расстояния от Земли до Солнца!

Таковы «скромные» сведения, полученные нами о светлой точке, находящейся от нас на таком расстоянии, что свет пробегает его за 980 лет.

Соседи Солнца

Мы должны будем изменить свое мнение о Солнце, если рассмотрим список ближайших звезд (стр. 494-495).

Под ближайшими будем понимать те, которые находятся внутри сферы радиусом 16 световых лет, описанной вокруг Солнца. Помимо Солнца, в этом объеме к настоящему времени обнаружено 47 звезд, так что это будет список полусотни ближайших звезд – наших соседок. Он даст нам понятие и о плотности звездного населения и о том, какие типы звезд преобладают. Ведь звезды с очень малой светимостью на больших расстояниях невидимы, но по соседству с нами мы можем рассчитывать их заметить. Тыкву в огороде вы ведь заметите и издалека, а маленький огурец не всегда увидите и под ногами.

(«д» – двойная, «т» – тройная, «пер» – переменная)

(Двоеточие указывает на неуверенность в приводимых данных из-за трудности определения точного значения параллакса далеких звезд. Более подробная и более точная таблица дана в книге «Справочник любителя астрономии» П. Г. Куликовского, ифд. 4-е, «Наука», 1971, то же касается и следующей таблицы. Данные о звездах все время уточняются. Некоторые расхождения в числах происходят иногда от того, что один составитель больше доверяет одним данным, другой – другим)

За последнее время вылавливанию близких звезд из всего множества их помогло следующее соображение. Ввиду чудовищного разнообразия в светимости звезд их видимый блеск является ненадежным признаком их расстояния, в то время как видимое угловое перемещение их на небе дает более верное указание на степень их близости. Скорости звезд в пространстве тоже весьма разнообразны, но естественно ожидать, что, в общем, чем больше смещается за год по небесной сфере звезда, тем она к нам ближе, потому что при одинаковом движении в пространстве видимое угловое перемещение растет с уменьшением расстояния.

Практика показала, что, пользуясь этим признаком, мы действительно вылавливаем много близких к нам звезд.

В предыдущей таблице значились звезды с собственными названиями, в этом же списке фигурируют по преимуществу безымянные звезды, обозначаемые лишь номером того каталога, в котором они содержатся. Например, «Лакайль 9352» означает звезду № 9352 по каталогу, составленному Лакайлем.

Звезды с одинаковым обозначением, но с добавлением букв А, В или С, являются компонентами двойных и тройных звездных систем. Не трудитесь разобраться как следует в этих обозначениях с целью, положим, найти потом эти звезды на небе. Среди них только четыре звезды около 1-й звездной величины: Сириус, Альтаир, Процион и а Центавра. Еще шесть кое-как видны невооруженным глазом и то лишь в безлунную ночь. Все же остальные звезды списка видны только в телескоп.

Таким образом, из двух десятков наиболее ярких звезд четыре (20%) оказываются ближайшими, а из 2 000 000 звезд от 9-й до 12-й видимой звездной величины ближайшими являются только 20, или 0,001%! Эти звезды малого блеска составляют большинство среди близких звезд, а *ак как таких слабых звезд вообще на небе чрезвычайно много, то неудивительно, что надо было затратить много времени, чтобы выловить их из этой гущи. Около половины их выловлено за последние тридцать лет.

На рис. 150 изображено распределение абсолютных величин и спектральных классов ближайших звезд. Это диаграмма «спектр – светимость». На ней все звезды располагаются примерно вдоль диагонали. Это – крайне любопытный факт, значение которого мы скоро выясним.

Рис. 150. Ближайшие к Солнцу звезды, расположенные согласно их абсолютной величине и спектральному классу. Это диаграмма 'спектр – светимость'

Обратим внимание на то, что 12 звездных систем нашего списка кратные (10 двойных и 2 тройные). Одиночество среди звезд не столь распространено, как думали после первых открытий двойных звезд. Далеко не все звезды живут бобылями, как наше Солнце (если, конечно, не иметь в виду планеты). Новейшие открытия прибавляют к списку соседей Солнца только звезды малой светимости. Мы похожи на рыбаков, выудивших сначала крупную рыбу и принявшихся затем за мелочь. Однако прибавление с течением времени новых звезд к нашему графику убеждает нас в том, что внутри принятых границ пространства мы уже выловили не меньше половины всех существующих там звезд. Если бы в этой области было еще много не открытых звезд, то их существование сказалось бы на скоростях движения тех звезд, которые мы уже знаем.

Итак, на рассматриваемой нами звездной «жилплощади», вернее, в данной кубатуре, еще не все жильцы учтены, но большинство (во всяком случае не меньше половины) их налицо, и пора сделать выводы о том, в какой же компании находится наше Солнце, какова характерная проба, взятая из этого звездного винегрета, данные о котором мы заимствуем здесь у астронома Бока.

Среди наших соседей нет наиболее горячих звезд класса В, и вообще звезды горячее Солнца составляют уже меньшинство, в противоположность тому, что давал первый список.

Быть может, еще характернее отсутствие здесь гигантов, а тем более сверхгигантов, как с точки зрения светимости, так и размеров. Самыми рядовыми и частыми жильцами в нашей кубатуре являются красные карлики, более холодные и маленькие, чем Солнце, с гораздо более низкой светимостью. Они составляют половину звездного населения.

Белые карлики, подобные спутнику Сириуса, вовсе не исключительные уродцы, как думали было вначале. Уже в нашем небольшом объеме, совсем рядом с Солнцем, мы обнаружили троих и, – смотрите сами, – они присутствуют в равном числе с «нормальными» белыми звездами, такими, как Сириус и Процион.

Если еще учесть трудность открытия белых карликов, то надо думать, что среди не открытых еще соседей, кроме красных карликов, можно рассчитывать найти также и белые карлики. Например, до 1935 г. было известно всего лишь три белых карлика (все вблизи Солнца), а уже на следующий год их попалось при определении параллаксов еще восемь штук, все более далекие. Самый яркий по видимому блеску – это спутник Сириуса 7-й звездной величины, многие же другие – около 12-й звездной величины и слабее.

В настоящее время астроном Лейтен отнес к белым карликам уже около 250 звезд. Есть основания предполагать, что белые карлики составляют около 1% от общего числа звезд в единице объема. В 1963 г. Лейтен открыл белые звезды – пигмеи. Самым малым из известных белых и голубых пигмеев является, по-видимому, горячая звезда LP 768-500 в Ките. Она имеет блеск 18m,2. Собственное движение ее огромно: 1",18 в год, следовательно, звезда должна быть довольно близка к нам. Если принять расстояние до нее в 48 световых лет, то она будет в 100 000 раз слабее и в 160 раз меньше, чем белые карлики типа спутника Сириуса. Ее диаметр будет в 100 раз меньше солнечного, т. е. такой же как у Земли! В ее спектре не видно никаких линий.

Для белого пигмея LP 357-186 Лейтен допускал даже размер вдвое меньший, чем размер нашей Луны и плотность порядка 200 млн. г/см3. Впрочем, незнание точного расстояния дает только порядок всех этих величин.

Особенно интересно открытие пары пигмеев LP 101-15/16 15m,8 с годичным движением 1", 62. Один член пары – белый пигмей, а другой – красный, холодный, причем половину из многочисленных линий в его спектре отождествить пока еще не удалось. Этот спектр предстоит изучать дальше.

Теоретические соображения В. А. Амбарцумяна, Цвикки и других приводят к выводу о возможности существования звезд, состоящих из нейтронов или из тяжелых элементарных частиц – гиперонов. Не имея электрического заряда, такие частицы могут быть сближены гораздо сильнее, чем ядра и электроны в белых карликах. В результате такие звезды могут иметь диаметр всего лишь в несколько километров и совершенно фантастическую плотность – порядка плотности атомных ядер и даже большую (около 1015 г /см3).

Нейтронные звезды должны, по теории, излучать интенсивные рентгеновские лучи. Хотя в пространстве с высотных ракет такие лучи и обнаружены недавно, но их источником оказываются, по-видимому, не нейтронные звезды, а некоторые другие небесные тела. Словом, существуют ли реально названные выше виды сверхплотных звезд, допускаемых теорией, пока не известно.

Наконец, в теории относительности допускается существование очень массивных тел такой большой плотности, достигнутой вследствие катастрофического спадения (коллапса), что излучение из них не выходит наружу. Такое горячее, представляющееся фантастическим небесное тело нельзя собственно и называть звездой, так как оно совсем не светится. Обнаружить его существование можно было бы только по производимому им притяжению других тел. Подробнее об этом будет сказано в последнем разделе гл. 8.

Распределение светимостей звезд

Рис. 150 уже показал нам, что в окрестностях Солнца, где звездное население может считаться изученным наиболее полно, слабых звезд, имеющих малую светимость и излучающих мало света, – большинство. Однако для решения целого ряда вопросов чрезвычайно важно знать точное распределение звезд по их светимости. Светимость звезд растет с их массой, но гораздо медленнее, чем масса.

Для выяснения этих вопросов надо объединить должным образом результаты изучения ярких звезд с результатами изучения ближайших звезд. Иначе, ограничиваясь только первыми данными, мы не учтем существования карликов, а внутри сферы радиусом 16 световых лет мы не имеем ни одного гиганта. Если бы мы увеличили радиус сферы с шестнадцати, скажем, до ста шестидесяти световых лет, чтобы внутри оказалось достаточное число гигантов (тогда их число в единице объема можно было бы уверенно оценить), мы бы «потеряли» много карликов. Чем больший объем пространства вокруг себя мы возьмем, тем больший процент существующих в нем карликов останется для нас пока не известным, так что к истине можно приблизиться, лишь комбинируя упомянутые два способа подсчета звезд.

До 14-15-й абсолютной звездной величины наши данные надежны, число же более слабых звезд приходится лишь угадывать, но в общем оно, несомненно, уменьшается, как показывает рис. 151, представляющий так называемую «кривую светимости».

Эта кривая, построенная П. П. Паренаго, дает число звезд соответствующей абсолютной звездной величины в объеме 30 миллионов кубических световых лет. Другими словами, вблизи нас на одну звезду в среднем приходится объем в 357 кубических световых лет, и среднее расстояние от звезды до звезды составляет около 9 1/2 световых лет.

Рис. 151. Число звезд в зависимости от их абсолютной величины

На кривой светимости звезды представлены вне зависимости от их спектрального класса и цвета. Сверхгиганты же и даже гиганты звездного мира среди звездного населения встречаются не чаще, чем среди людей профессиональные клоуны или люди выше 2 м ростом. Большинство составляют карлики 14-15-й абсолютной звездной величины, светимость которых всего лишь 0,01 светимости Солнца. Число более слабых звезд, несомненно, убывает, и довольно быстро, хотя непосредственно звезд слабее, чем 18-й абсолютной звездной величины, мы пока и не знаем.

Если бы было очень много темных звезд, то наблюдаемые нами движения светлых звезд были бы в значительной мере иными, чем они есть в действительности. Таким образом, эти косвенные соображения не позволяют думать, чтобы среди тел с массами порядка массы Солнца только малая часть была достаточно накалена и светилась в виде звезд. Темные звезды могут существовать, но число их, несомненно, меньше числа звезд светящихся.

Перепись звездного населения на диаграмме светимостей – спектров

Объем пространства вокруг Солнца, который можно считать достаточно полно изученным, слишком мал и не содержит всех представителей звездного населения. В нем нет, например, ни одного гиганта. Он не дает полной характеристики звездного населения вообще, как население вашей квартиры, не включающее клоуна, не отвечает полностью всему разнообразию профессий населения большого города. Поэтому, стремясь к полноте типов, но не стремясь обязательно узнать число всех их представителей, мы рассмотрим всю совокупность звезд, для которых известны их светимости (или соответствующие им абсолютные звездные величины) и их спектры (или соответствующие им температуры и цвета).

Рис. 150 есть как раз такая диаграмма, составленная лишь для ближайших звезд.

Составляя диаграмму для нескольких тысяч звезд, мы убеждаемся, что они не заполняют беспорядочно всю ее площадь, а группируются внутри довольно узких полос (рис. 152).

Рис. 152. Диаграмма спектр – светимость

Диаграмма показывает нам чрезвычайно интересный и важный факт, обнаруженный впервые Герцшпрунгом (Дания) и Ресселом (США). Природа не допускает существования любых звезд, какие только может представить наша фантазия. Например, звезд со светимостью, равной светимости нашего Солнца, но красного цвета (спектральных классов К и М) не существует. Обнаружены звезды, так называемые субкарлики, светимость которых еще несколько ниже, чем светимость звезд-карликов того же спектрального класса, лежащих на главной ветви. Проф. П. П. Паренаго подчеркнул, что они образуют ветвь, параллельную главной ветви, и находил, что они, может быть, даже многочисленнее, чем обычные звезды, известные до сих пор. Открыты также субгиганты, находящиеся по своей светимости между карликами и гигантами и более близкие к последним. Если оставить в стороне белые карлики, то белые звезды, как мы видим, имеют лишь вполне определенную светимость и весьма высокую. Между тем желтые и красные звезды встречаются лишь либо как карлики, либо как гиганты, и чем холоднее (краснее) звезды, тем больше различие в светимости между карликами и гигантами. На рис. 150 мы видели, что в ближайших окрестностях Солнца представлена только наклонная ветвь диаграммы. Она называется главной последовательностью, так как к ней принадлежит подавляющее большинство звезд нашей звездной системы. Сравнительно малая доля звезд укладывается на ветвь гигантов, идущую на диаграмме горизонтально, и на лежащую так же, но несколько выше, последовательность сверхгигантов. Наше Солнце является звездой главной ветви, желтой, спектрального класса G2 и с нормальной светимостью для звезд этого типа.

Диаграмма, во-первых, показывает, что в природе встречаются звезды только с определенными соотношениями светимости и температуры. При других соотношениях звезды, очевидно, неустойчивы, если и существуют, – оттого мы их и не находим во Вселенной.

Во-вторых, диаграмма показывает, какой абсолютной звездной величине в среднем соответствует звезда главной ветви или гигант данного спектрального класса, какова, скажем, абсолютная величина гиганта со спектром К5 и т. д. Словом, если только знать, к какой ветви диаграммы принадлежит звезда и каков ее спектральный класс, мы можем по этой диаграмме отсчитать соответствующую ей абсолютную звездную величину. Развитие науки показало, что в звездных системах различной структуры и разного возраста вид диаграммы Герцшпрунга – Рессела весьма различен.

Приведенная диаграмма Герцшпрунга – Рессела, эта перепись физических характеристик звездного населения, служит нам постоянным справочником.

Глава 8. Пульсация и взрывы звезд

Маяки Вселенной – цефеиды

Периодические изменения блеска наблюдаются не только у алголей, но и у других звезд, называемых переменными. Среди них особенно упорно сопротивлялись попыткам разгадать их природу цефеиды, названные так по типичной своей представительнице 6 Цефея. Строго периодически, с периодом в 5 дней 10 часов 48 минут, ее блеск сначала увеличивается на 0,75 звездной величины, а затем более медленно ослабевает. Выяснилось также, что по мере приближения к максимуму блеска спектр звезды становится все более ранним, температура все выше, цвет все белее. У самой 8 Цефея спектр меняется в пределах целого класса, температура – в пределах 800°.

Ясно, что изменения блеска цефеид вызваны не геометрическими причинами, как, например, затмениями одной звезды другою, а физическими причинами. Физические характеристики самой звезды действительно периодически меняются, отчего меняется и излучение ею энергии, в том числе световой. Параллельно с изменением блеска происходит и периодическое колебание лучевой скорости цефеид, что было впервые подмечено А. А. Белопольским. Изменения блеска их невелики и не превосходят полутора звездных величин.

Все эти изменения удовлетворительно объясняются, если рассматривать цефеиды как пульсирующие звезды, на что впервые указывал еще известный русский физик Н. А. Умов и что потом развили в теорию Шепли (США), Эддингтон (Англия) и особенно подробно С. А. Жевакин в СССР. Как надувные мячики из тонкой резины, они то увеличиваются в размере, то уменьшаются. Движение их поверхности при этой пульсации то к нам, то от нас и создает колебания лучевой скорости. Однако температура звезды при сжатии в соответствии с законами физики повышается, отчего спектральный класс становится более ранним, и общий блеск звезды все-таки повышается, несмотря на ее уменьшившуюся поверхность.

Рис. 153. Кривые изменения блеска, лучевых скоростей поверхностных слоев и их температуры у звезды δ Цефея

Вероятно, цефеиды – это неустойчивые звезды, у которых однажды случившийся в них толчок за счет внутренних сил вызывает колебания, подобные колебаниям маятника. С течением времени возникшие в звезде пульсации должны ослабеть и затухнуть. Никто, однако, не ожидал, что это вскоре будет наблюдаться. Первый, и пока единственный раз постепенное прекращение переменности блеска всего лишь за четыре года было замечено недавно. Цефеида RU Жирафа, обнаруженная в 1899 г., изменяла свой блеск на целую звездную величину с периодом около 22 суток, начиная с 1899 г., когда ее обнаружили. К 1966 г. ее переменность почти полностью прекратилась.

Периоды разных цефеид заключены в пределах от 1 1/2 часов до 45 суток, причем после периода короче одних суток сразу происходит скачок к периодам более двух суток.

Все цефеиды – звезды-гиганты большой светимости, но у них наблюдается замечательное соотношение: чем больше период изменения блеска цефеиды, тем ее светимость больше. Это замечательное открытие сделала мисс Ливитт в Гарвардской обсерватории.

Связь между логарифмом периода, измеряемого в сутках, и абсолютной звездной величиной представлена на рис. 154.

Рис. 154. Кривая 'период – абсолютная величина' для цефеид, построенная американским астрономом Шепли в 1919 г

Такое свойство делает цефеиды своего рода маяками Вселенной. Обладая большой светимостью, они видны на огромных расстояниях от нас и, зная из наблюдений их период и видимый блеск, эти расстояния легко подсчитать. Цефеиды благодаря отмеченному их свойству очень помогают нам не только при исследовании размеров, формы и строения нашей звездной системы, но и при изучении других звездных систем.

Другие физические переменные и вспыхивающие звезды

Кроме цефеид, накопилось много других звезд, зачисленных в разряд физических переменных. У всех них, кроме блеска, меняется так или иначе спектр, что и указывает на изменение физических свойств этих звезд. Однако у одних, как и у цефеид, блеск меняется периодически, хотя и не так правильно, у других же изменений блеска полуправильны или даже совершенно неправильны.

Рис. 155. Кривая изменения блеска долгопериодической переменной звезды χ Лебедя. На этом и на следующих рисунках на горизонтальной оси отложено число дней, отсчитываемых от определенного момента (так называемые «юлианские дни»)

Наиболее интересную группу представляют долго-периодические переменные звезды. Их периоды больше 100 дней, но не более 700 дней. От максимума до максимума у них проходит не всегда одно и то же число дней, несколько меняется и форма кривой блеска и блеск в максимуме. Изменение блеска почти у всех них составляет несколько звездных величин, т. е. громадное; блеск меняется иногда в несколько тысяч раз. Их называют иногда миридами, по имени – Мира (Удивительная), которое дали звезде о Кита. В наибольшем блеске эта звезда хорошо видна глазом, будучи 3-4-й, а иногда даже 2-й величины. Примерно через каждые 330 дней она достигает минимума, 9-й звездной величины, когда ее видно лишь в телескоп. От максимума до максимума иногда проходит и меньше времени, до 320 дней, а иногда и больше – до 370 дней.

Как и у цефеид, изменения блеска мирид сопровождаются изменениями температуры и спектра, в котором, кроме темных линий, по временам появляются яркие линии водорода и другие линии. Все мириды – звезды-гиганты спектрального класса М, холодные, красные, большие и разреженные. У них также наблюдается периодическое колебание лучевой скорости, но максимум блеска соответствует моменту наибольшего удаления от нас. По-видимому, причина изменения блеска мирид вызвана, как и у цефеид, пульсацией, но менее правильной и осложненной как колебаниями прозрачности их атмосфер, так и периодическими извержениями горячих газов из недр звезды на поверхность, на что указывает появление ярких линий в спектре.

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, у которых по временам, иногда надолго, появляется какое-то подобие периодичности. Причины всех этих колебаний блеска нам пока еще не вполне ясны. Из этих своего рода «больных» и «припадочных» звезд выберем для рассмотрения сравнительно недавно открытые звезды типа Т Тельца (иначе – RU Возничего) и вспыхивающие звезды. За последнее время они привлекали к себе особое внимание.

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».