Главная > Астрономия > Переменные звезды и их наблюдение
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

§ 20. ЗВЕЗДЫ ТИПА RW ВОЗНИЧЕГО - Т ТЕЛЬЦА

Переменная звезда RW Возничего была открыта в 1906 г. на Московской обсерватории Л. П. Цераской. Несмотря на то, что эту звезду наблюдали опытнейшие астрономы, которые установили неправильный характер изменений ее блеска, принадлежность ее к новому типу переменных звезд была открыта значительно позже известным итальянским астрономом Л. Яккиа. Он нашел еще несколько звезд (RR и RY Тельца и UX Ориона), сходных по своим свойствам с RW Возничего и объединил их в один тип. В чем особенность этих звезд?

Их блеск изменяется в широких пределах, колебания происходят циклически. В отличие от других, рассмотренных в третьей глава неправильных переменных звезд, эти звезды располагаются на диаграмме Г — Р вблизи главной последовательности, т. е. они — звезды-карлики.

В их спектрах присутствуют эмис сионные линии.

С течением времени выяснилось, что звезды этого типа располагаются на небе и в пространстве группами, ассоциируясь с темными непрозрачными облаками поглощающей свет материи. Хотя первая такая группа была обнаружена К. Гоффмейстером около газовой туманности Ориона (и была изучена П. П. Паренаго), эти группы получили название Т-ассоциаций. Как возникло это название?

Академик В. А. Амбарцумян, развивая свою концепцию группового образования звезд, обратил внимание на совокупность переменных звезд вокруг темной туманности в созвездии Тельца, в которую входит и переменная звезда Т этого созвездия. По названию звезды Т Тельца им и были названы подобные звездные группы.

Обнаружению Т-ассоциаций способствовало наличие в их спектрах интенсивной эмиссионной линии водорода, обозначаемой На. На спектральных обзорах неба, которые проводились с объективной призмой, были обнаружены звезды, имеющие интеисивпую линию На.

Изучая блеск этих звезд по коллекциям фотографических снимков неба, московский астроном П. II. Холопов не только подтвердил их переменность, но и показал, что они принадлежат к звездам типа RW Возничего — Т Тельца. Далее он составил обширный список Т-ассоциаций и построил для входящих в них звезд диаграмму Г — Р. Она оказалась необычной: точки располагались в широком пространстве между последовательностями V и III. Эта полоса получила название Т-полосы. Таким образом, определяя спектральный класс той или иной звезды этого типа, мы не можем относить ее к V классу светимости. Однако по виду спектра звезда относится к карликам, что и обозначается буквой d перед символом, указывающим спектральный класс.

Для того чтобы составить представление о характере изменения блеска звезд этого типа, приводим два рисунка. На рис. 28 приведена кривая блеска RR Тельца по наблюдениям Яккиа. Она построена в крупном масштабе и охватывает около 250 суток.

На рисунке видны совершенно неправильные волны. На колебание с циклом около 100 суток наложены кратковременные ослабления.

На рис. 29 приведена кривая изменения блеска звезды RY Тельца. Она охватывает промежуток времени длительностью в 25 000 суток.

Рис. 28. Кривая изменения блеска RR Тельца.

Рис. 29. Сглаженная кривая изменения блеска RY Тельца.

Здесь также видна цикличность более быстрых колебаний, наложенных на очень медленные изменения среднего блеска. Эта кривая построена автором данной книги по измерениям, выполненным на снимках, хранящихся в Гарвардской (США), Московской и Одесской обсерваториях.

Советский астроном Б. А. Драгомирецкая изучила ряды фотографических оценок, которые были получены автором но снимкам Гарвардской коллекции, и исследовала колебания блеска еще ряда звезд. Так, оказалось, что принадлежащая орионовой ассоциации белая звезда BN Ориона, спектрального класса A+F8, на протяжении длительных промежутков времени (до 15 лет) почти не изменяет своего максимального блеска. По окончании интервала успокоения наступает эпоха бурных циклических изменений блеска, длящаяся несколько лет.

Затем блеск достигает того же максимального значения, и снова наступает длительная эпоха успокоения. Аналогичными свойствами обладает и другая, принадлежащая той же ассоциации, звезда UX Ориона спектрального класса только у нее интервалы бурных колебаний наступают через 20—30 лет.

Еще более интересные явления обнаружены у звезд поздних спектральных классов. Некоторые из них циклически (почти периодически) изменяют средний блеск, с большими амплитудами. Звезда DG Тельца спектрального класса изменяет средний блеск с периодом 3600 суток. Звезда DF Тельца, спектральный класс которой одновременно обладает вспышечной активностью (вспышки длятся по пескольку суток) и у нее же обпаружепа цикличность в изменении среднего блеска в 16 тысяч суток. У последней звезды обнаружена еще одна особенность: ее визуальная амплитуда равна в то время как амплитуда в фотографических лучах достигает четырех звездных величии! Такое различие тепловыми эффектами объяснить нельзя.

Звезды типа RW Возничего весьма разнообразны по своим свойствам. Так, например среди белых звезд этого типа встречаются алголеподобные. Они остаются почти все время в максимуме блеска, но изредка, через иррегулярные промежутки времени, их блеск ослабляется на Таковы DD Змеи и WW Лисички. Немецкие астрономы Вентцель и Гетц предложили следующую классификацию кривых блеска звезд этого типа: индексом обозначаются звезды, одинаково часто бывающие как яркими, так и слабыми. Они разбиваются на два подкласса: подкласс содержит объекты, в колебаниях блеска которых нет никакой периодичности; у звезд подкласса на короткое время устанавливается периодичность. Класс b содержит алголеподобные звезды. Он в свою очередь разделяется на подклассы — минимумы кратковременные и — минимумы продолжительные. В класс с включены звезды, меняющие блеск медленно и волнообразно. Класс d включает звезды типа UV Кита.

В табл. 4 приведены результаты статистических подсчетов численности звезд тина RW Возничего в зависимости от классов переменности и спектральных классов.

Из нее следует, что звезды класса b в основном белые пли желтоватые, класса с — желтые и оранжевые, а класса d — красные.

Эта таблица, в которой сведены данные разных ассоциаций, содержит некоторый элемент случайности.

Таблица 4. Численность звезд типа HW Возничего

Гораздо надежнее те результаты, которые можпо получить из изучения одной, богатой объектами ассоциации. Это было сделано автором настоящей книги на основе многочисленных снимков звездной Т-ассо-циацип в созвездии Тельца; снимки получены сотрудниками Государственного астрономического института им. Штернберга и хранятся в Москве.

Так как все звезды данной ассоциации сгруппированы около темной туманности, то можно считать их находящимися на одном от нас расстоянии. Если расстояние до темной туманности известно, то по формуле (6) вычисляется абсолютная звездная величина каждой из переменных звезд. Изучение этой ассоциации показало, что наиболее яркие переменные с абсолютной звездной величиной примерно изменяют блеск плавно, со сравнительно небольшими амплитудами. Более слабые звезды, 7-8-й абсолютной величины имеют максимальные амплитуды и изменяют блеск быстро, часто вспышками. Что касается слабых звезд, 11—12-й абсолютной величины, то они обладают малыми амплитудами, а характер их переменности вспышечный, причем вспышки происходят очень редко. Подавляющее большинство переменных звезд оказались двойными. Белых звезд в этой ассоциации нет.

В начале этого параграфа было указано, что одним из признаков принадлежности переменной звезды к типу RW Возничего — Т Тельца является наличие в ее спектре интенсивной эмиссионной линии водорода .

Обязателен ли этот признак? Оказывается, что не всегда. В Абастуманской астрофизической обсерватории был получен спектральный снимок области Т-ассоциации в Тельце. Б. А. Драгомирецкая изучила этот снимок и получила несколько неожиданный результат. Оказалось, что относительная интенсивность эмиссионной линии у разных звезд различна. Более того, в той же ассоциации присутствуют переменные звезды, вообще не имеющие эмиссионной линии

Рис. 30. Диаграмма Г — Р для Т-ассоциации в Тельце. Размеры черных кружков указывают интенсивность эмиссионной линии водорода Белые кружки — отсутствие эмиссии.

Как расположены эти звезды на диаграмме Г-Р и какова интенсивность линии На, можно видеть на рис. 30. В левой части рисунка проведена начальная главная последовательность. Размеры черных кружков соответствуют интенсивности линии На в условной шкале от 0 до 8. Белые кружки отмечают звезды без линии На. Мы видим, что все точки располагаются правее начальной главной последовательности, как и должно быть на гравитационном этапе эволюции. Размеры кружков растут по мере приближения к начальной главной последовательности.

Теперь можно высказать некоторую гипотезу о природе звезд типа RW Возничего. Это молодые звезды, находящиеся в стадии гравитационного сжатия. На их поверхности, в фотосфере, образуются пятна, подобные солнечным, только гораздо больших размеров. Кроме того, в фотосфере возникают кратковременные (но гораздо продолжительнее солнечных) вспышки. При приближении к концу первого этапа эволюции у звезды образуется мощная водородная оболочка.

Возникновение и исчезновение пятен — явление в среднем периодическое, с периодами в несколько лет; в этом звезды типа RW Возничего также напоминают Солнце. Быть может, солнечная активность — это пережиток гораздо более интенсивной пятнообразовательной деятельности, имевшей место в далеком прошлом.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление