«Мигающие» звезды
13 августа 1596 года немецкий астроном-любитель Давид Фабрициус (1564—1617) заметил в созвездии Кита звезду третьей величины, которая неожиданно появилась, а в октябре исчезла, так что он принял ее за новую звезду. Каково же было его удивление, когда по прошествии 13 лет он увидел на небе «свою» звезду! И лишь в 1639 году голландский астроном Холвард (1618— 1651) установил, что загадочная звезда — омикрон Кита — переменная с очень длинным периодом изменения блеска, равным 11 месяцам. За свои необыкновенные свойства эта звезда была названа Мира Кита (по-латыни «мира» — удивительная, чудесная). Мира была первой переменной звездой, которая стала известна европейцам. Сохранились клинописные свидетельства о том, что об изменениях блеска этого небесного светила знали древние вавилоняне.
Чудесная звезда Кита вполне оправдывает свое название. Это красный гигант, диаметр которого в 390 раз больше солнечного диаметра, а но объему она превосходит наше дневное светило почти в 60 раз! Но Мира только раз в 10 массивнее Солнца. Следовательно, средняя плотность ее вещества в 5000 раз меньше плотности воздуха, которым мы дышим. И вот эта чудо-звезда меняет свой блеск с периодом 332 дня в пределах от 2-й до 10-й звездной величины, так что для невооруженного глаза она регулярно исчезает с небосвода. Во время своего полного блеска звезда изливает лучи красного цвета, а когда наступает минимум — еще более краснеет. Ее светимость в видимых лучах может изменяться в 4 000 раз!
Вторая, не менее интересная переменная звезда, но с более коротким периодом, находится в созвездии Персея па том самом месте, где на старинных картах созвездий астрономы помещали отрубленную Персеем голову Медузы. Еще древние арабы заметили, что один глаз Медузы застыл в неподвижности, а второй... подмигивает! Пораженные своим открытием, они назвали мигающий глаз Медузы Эль-Гуль, что означает — «дьявол». Со временем европейцы переделали Эль-Гуль в Алголь. Под этим именем «мигающая» звезда (она же бета Персея) известна теперь всем.
В Европе на переменность Алголя впервые обратил внимание в 1667 году итальянский астроном Монтанари (1632—1687), а закономерность изменения блеска Алголя установил в 1783 году английский астроном (глухонемой от рождения), член Лондонского королевского общества Джон Гудрайк (ок. 1764— 1786). В следующем году он открыл переменность еще двух звезд — беты Лиры и дельты Цефея.
Теперь, благодаря фотографическим методам наблюдений, звезды переменного блеска открывают сотнями: в нашей Галактике известно более 30 тыс. переменных. Немало их было открыто и в ближайших к нам звездных системах — Магеллановых Облаках и Туманности Андромеды.
R чем же причины периодического изменения блеска переменных звезд? Таких причин может быть дне: либо взаимные затмения двух звезд, образующих двойную систему, либо активные физические процессы, происходящие в недрах самих звезд или на их поверхности. По этим признакам переменные звезды относят либо к классу затменных переменных звезд, либо к классу физических переменных звезд.
Алголь и Персее — типичная затменная переменная звезда. Об этом догадывался еще английский астроном Джон Гудрайк (ок. 1764—1786). Он писал: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я смог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Это прозорливое предположение было доказано в 1889 году, когда была установлена спектральная двойственность Алголя.
Алголь оказался «тесной» двойной звездой. Причем размеры звезды-спутника немного больше размеров главной звезды, зато главная — ярче спутника. Обе они движутся вокруг общего центра масс системы но круговым орбитам, совершая полный оборот за 2 суток 20 часов 49 минут. Орбиты компонентов расположены в плоскости, проходящим через Землю, и пока затмения лет, блеск Алголя практически постоянен. Но когда спутник заслоняет от нас яркую звезду, общий свет системы ослабевает в 3,3 раза. По истечении половины периода звезды меняются ролями. Теперь яркая звезда затмевает спутник. Если бы спутник Алголя был совершенно темным, то никакого ослабления блеска мы бы не наблюдали. Но спутник не совсем темный — происходит незначительное уменьшение блеска. Одинаковые минимумы блеска наступают через строго определенный промежуток времени, называемый периодом переменности звезды.
Затменно-переменных звезд известно более 4 тыс. Физических переменных известно намного больше, чем затменных звезд. Они образуют большую и многообразную группу, которая подразделяется на ряд типов.
Никаким другим звездам астрономы не удел я ют так много внимания, как самым интересным переменным — цефеидам (главный их представитель — дельта Цефея). И цефеиды не остаются перед исследователями в долгу, они открывают им свои сокровенные тайны: у этих переменных была установлена очень важная зависимость между периодом изменения блеска и светимостью.
В 1908 году американский астроном Генриетта Ливитт (1868— 1921) из Гарвардской обсерватории занялась исследованием переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке — ближайшей к нам галактике (расстояние до нее 192 тыс. световых лет). По результатам наблюдений 25 цефеид она построила диаграмму и выявила: чем больше период изменения блеска звезды, тем ярче ее средний блеск. По все эти звезды удалены от пас почти на одинаковое расстояние. В таком случае ученые были вправе признать, что существует зависимость между светимостью и периодом цефеиды: с ростом светимости увеличивается период. Для исследователей Вселенной это открытие имело огромнейшее значение. Представим себе: по периоду переменной звезды астроном может определить ее светимость и, зная ее видимый блеск, может вычислить расстояние до переменной. Так с помощью цефеид удалось установить распределение в пространстве звезд Млечного Пути, то есть определить форму и строение нашей звездной системы, а также узнать место Солнечной системы в звездном «острове». Солнце с семьей планет оказалось ближе к краю Галактики, чем к се центру.
Цефеиды относятся к желтым сверхгигантам — они имеют огромные светимости и видны с колоссальных расстояний. Благодаря этому их удается наблюдать даже в далеких галактиках и использовать для измерений межгалактических расстояний. Вот почему цефеиды, эти самые важные звезды, астрономы называют «маяками Вселенной» или «стандартными свечами».
Причина переменности звезд типа дельты Цефея объясняется ритмичными пульсациями внешних слоев звезды. Звезда то расширяется, то сжимается. При сжатии поверхность звезды несколько уменьшается, но зато попытается ее температура и увеличивается светимость. При расширения же температура и светимость уменьшаются. Пульсации звезды возникают из-за нарушения равновесия между силой притяжения вещества к центру звезды и противостоящего ему внутреннего лучевого давления. Периоды пульсаций для большинства цефеид заключены в пределах от 1,5 до 60 суток. Блеск дельты Цефея меняется с периодом 5 суток 8 часов 47 минут .32 секунды — по ней можно проверять часы!
|
|
Читайте в рубрике «Небо, Солнце и звезды»: |