Двойные и переменные звезды

Часто две звезды образуют систему. Они обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения. Такие звезды называются физически двойными. Для невооруженного глаза такие звезды обычно сливаются вместе, и мы их видим как одну звезду. Только в телескоп, а иногда лишь спектральным анализом можно установить, что данная звезда - двойная.

Иногда случается, что две звезды, находящиеся далеко одна от другой, не связанные взаимным тяготением, видимы почти по одному и тому же направлению, так что для невооруженного глаза сливаются в одну звезду. Такие звезды называются оптически двойными.

Физически двойные звезды обращаются вокруг центра масс с различными периодами и на разных расстояниях (Рисунок 95). Вообще говоря, чем ближе звезды одна к другой, тем короче периоды их обращений. (У некоторых звезд периоды обращения измеряются несколькими часами, у других - столетиями.)

Рисунок 95 - Орбита спутника двойной звезды (гамма Девы) относительно главной звезды.
Точки отмечают измеренные положения спутника в соответствующие годы. Их разброс вызван погрешностями измерений.

Часто из двух звезд одна бывает желтая или красная, а другая - белая или голубоватая. Рассматривать их в телескоп очень интересно.
Представьте себе, как должно меняться освещение на планетах, обращающихся около таких двойных звезд, когда над горизонтом восходит то красное, то голубое солнце, то оба солнца вместе!

Множество двойных звезд было открыто и измерено первым директором Пулковской обсерватории В. Я. Струве и его сыном О. В. Струве.

Иногда встречаются системы, состоящие не из двух, а из трех или даже четырех звезд. Это так называемые кратные звезды.

Иногда две звезды при взаимном обращении подходят так близко друг к другу, что даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть раздельно. В этом случае на помощь приходит спектральный анализ. Спектры двойных звезд накладываются друг на друга. А так как разница в скоростях этих звезд велика, то линии их спектров смещаются в противоположные стороны и спектральные линии как бы раздваиваются. Величина их смещения периодически меняется, так как, обращаясь по орбите, каждая звезда то приближается к нам, то удаляется. Звезды, двойственность которых обнаруживается лишь спектральным анализом, называются спектрально-двойными.

В некоторых случаях, когда плоскость Орбиты двойной звезды близка к лучу зрения, одна звезда периодически загораживает собой другую. Поэтому наблюдаемый нами суммарный блеск такой системы двух звезд периодически изменяется.

Звезды, видимый суммарный блеск которых периодически меняется вследствие того, что они двойные и одна из звезд временами загораживает другую, называются затменно-двойными или затменно-переменными звездами. Типичной звездой такого рода является Альголь (бета Персея). Изменения блеска Альголя, типичные для подобных звезд, представлены кривой (Рисунок 96). С началом затмения блеск начинает быстро падать, достигает минимума в середине затмения и потом снова возрастает. Доказано, что звезды вращаются вокруг своих осей, подобно Солнцу, и иногда гораздо быстрее, чем оно.

Рисунок 96 - Система затменно-двойной звезды Альголь и кривая изменения ее видимого блеска.

Итак, бывают звезды, изменение суммарного блеска которых является кажущимся и вызывается геометрической причиной - затмениями. Количество энергии, излучаемой этими звездами, в действительности не меняется. Наряду с этим существуют звезды, энергия излучения которых колеблется. Такие звезды называются физически переменными.

Существует несколько различных типов физически переменных звезд, отличающихся как кривыми изменения блеска, так и другими физическими признаками.

Прежде всего, физически переменные звезды разделяются на периодические и неправильные. У первых изменения блеска происходят непрерывно, по определенному закону и строго периодически. Для них можно заранее предсказать, какую звездную величину они будут иметь в определенный момент. У вторых эти изменения происходят неправильно, без всякого периода, и самые колебания блеска бывают то сильнее, то слабее, без всякого закона. Кривые изменения блеска некоторых звезд представлены на рисунке 97. Причины изменения блеска неправильных переменных звезд еще мало изучены.

Рисунок 97 - Кривые изменения блеска различных типов физически переменных и новых звезд: 1 - периодическая (X (хи) Лебедя); 2 - неправильная (SU Тельца); 3 - новая.

Периоды изменения блеска некоторых периодических переменных звезд составляют всего около часа, а у других доходят до года и больше. Причина изменения блеска состоит в периодической пульсации, то есть в расширениях и сжатиях звезды, сопровождаемых изменениями температуры.

У многих физически переменных звезд (типа цефеид) светимость связана с периодом и характером изменения блеска, и ее можно определить, узнав из наблюдений период изменения блеска. Сравнивая эту светимость с видимым блеском такой переменной звезды, мы определяем расстояние до нее. Так были определены расстояния до далеких звездных систем, в состав которых входят переменные звезды типа цефеид. Так как эти звезды имеют большую светимость и видны издалека, их иногда называют "маяками Вселенной".

Изредка наблюдалось, что в каком-либо месте неба вдруг вспыхивала звезда, которой там прежде не видели, и потом, ослабевая, снова исчезала из вида. Такие звезды называли новыми. Позднее выяснилось, что в действительности такие звезды не новые: они существовали и раньше как очень слабые звезды, но по какой-то причине быстро усиливались в блеске в десятки тысяч раз.

Новыми звездами называются такие, которые внезапно становятся более яркими и затем постепенно возвращаются к прежнему блеску. Например, новая звезда в созвездии Орла до и после вспышки была 10,5 звездной величины, но в течение нескольких дней в 1918 г. она сияла, как звезда 1-й величины.

Всестороннее изучение новых звезд показало, что причиной увеличения их блеска является внезапное вздутие их поверхности. Звезда по размеру того же порядка, что и Солнце, в течение нескольких часов вздувается, как пузырь, и ее диаметр становится больше диаметра земной орбиты. Причиной вздутия являются какие-то взрывы, происходящие внутри звезды. Наше Солнце взорваться таким образом не может, потому что взрываются лишь очень горячие звезды определенных типов, к которым Солнце не принадлежит.

Когда звезда становится всего ярче, вздутая атмосфера звезды от нее отделяется; стремительно расширяясь, газы атмосферы несутся во все стороны от звезды со скоростью нескольких сотен километров в секунду, образуя туманную оболочку, и в конце концов рассеиваются в мировом пространстве. Газовые туманности, образованные при вспышке наиболее яркими новыми звездами, являются самым мощным источником радиоизлучения в нашей звездной системе.