ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ, МАССЫ ЗВЕЗД

1. Визуально-двойные звезды. Массу — одну из важнейших физи-
ческих характеристик звезд — можно определить по ее воздействию
на движение других тел. Такими другими телами являются
спутники некоторых звезд (тоже звезды), обращающиеся с ними
вокруг общего центра масс.

Если вы посмотрите на Ј Большой Медведицы, вторую звезду с
конца «ручки» ее «ковша», то при нормальном зрении вы увидите
совсем близко от нее вторую слабую звездочку Ее заметили еще
древние арабы и назвали А л ь к о р (Всадник). Яркой звезде они да-
ли название М и ц а р. Их можно назвать двойной звездой. Мицар и
Алькор отстоят друг от друга на 1Г. В бинокль таких звездных
пар можно найти немало. Так, е Лиры состоит из двух одинако-
вых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 5'

и

 

Двойные звезды называются ви-
зуально-двойнымн, если их двойст-
венность может быть замечена при
непосредственных наблюдениях в
телескоп.

В телескоп е Лиры — визуаль-
но-четверная звезда. Системы с чис-
лом звезд п>3 называются крат-
ными.

Многие из визуально-двойных звезд
оказываются оптически-двойными, т. е.

близость таких двух звезд является
результатом случайной проекции их
на небо. На самом деле в простран-
стве они далеки друг от друга. И в
течение многолетних наблюдений
можно убедиться, что одна из них
проходит мимо другой, не меняя
направления с постоянной скоро-
стью. Но иногда при наблюдении
звезд выясняется, что более сла-
бая звезда-спутник обращается во-
круг более яркой звезды. Система-
тически меняются расстояния между
ними и направление соединяющей их

линии. Такие звезды называются физическими двойными, они об-
разуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного
притяжения вокруг общего центра масс.

Множество двойных звезд открыл и изучил известный русский
ученый В. Я. Струве. Самый короткий из известных периодов обраще-
ния визуально-двойных звезд — 5 лет. Изучены пары с периодами
обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат
в будущем. Ближайшая к нам звезда а Центавра является двой-
ной. Период обращения ее составляющих (компонентов) 70 лет.
Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса,
описываемого спутником, потому что мы видим его орбиту в проекции
искаженной (рис. 80). Но знание геометрии позволяет восстановить
истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секун-
дах дуги. Если известно расстояние D до двойной звезды в пар-
секах и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги,
равная ато в астрономических единицах (поскольку 1 :р" = D пк)
она будет равна:

Важнейшей характеристикой звезды наряду со светимостью яв-
ляется ее масса. Прямое определение массы возможно лишь для
двойных звезд. По аналогии с § 9.4, сравнивая движение спутника

94

Рис. 80. Орбита спутника двойной
звезды (v Девы) относи-
тельно главной звезды,
расстояние которой от нас
составляет 10 пк. (Точки
отмечают измеренные
положения спутника в ука-
занные годы. Их отклоне-
ния от эллипса вызваны
погрешностями наблюде-
ний.)

 

звезды с движением Земли вокруг Солнца (для которой период
обращения 1 год, а большая полуось орбиты 1 а. е.), мы по треть-
ему закону Кеплера можем написать:

где ш, и /п2 — массы компонентов в паре звезд, Ме и М @ — массы
Солнца и Земли, а Т — период обращения пары в годах Пренеб-
регая массой Земли в сравнении с массой Солнца, мы получаем
сумму масс звезд, составляющих пару, в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды отдельно, надо изучить
движение каждой из них относительно окружающих звезд и вычис-
лить их расстояния Л, и Л2 от общего центра масс. Тогда имеем
второе уравнение:

и из системы двух уравнений находим обе массы отдельно.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой кра-
сивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник
белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете,
обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то
красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

Определенные описанными методами массы звезд различаются
гораздо меньше, чем их светимости, примерно от 0,1 до 100 масс
Солнца. Большие массы встречаются крайне редко. Обычно звезды
обладают массой меньше пяти масс Солнца. Мы видим, что с точки
зрения светимости и температуры наше Солнце является рядовой,
средней звездой, ничем особым не выделяющейся.

24 1- У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось видимой
орбиты а = 2,0", а параллакс р = 0,05". Определите сумму масс и массы
звезд в отдельности, если звезды отстоят от центра масс на расстояниях, отно-
сящихся как 1 : 4.

Если бы по орбите Земли двигалась звезда с такой же массой, как у
Солнца, каков был бы период ее обращения?

По рисунку 80 оцените период обращения спутника, большую полуось
орбиты и вычислите сумму масс компонентов. Считать, что большая полуось
орбиты лежит в плоскости рисунка.

2. Спектрально-двойные звезды. Если звезды при взаимном обра-
щении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный
телескоп их нельзя видеть раздельно, в этом случае двойствен-
ность может быть определена по спектру. Если плоскость орбиты
такой пары почти совпадает с лучом зрения, а скорость обраще-
ния велика, то скорость каждой звезды в проекции на луч зрения
будет быстро меняться. Спектры двойных звезд при этом накла-
дываются друг на друга, а так как разница в скоростях этих

95

 

Рис. 81. Объяснение раздвоения, или колебания, линий в спектрах спектрально-
двойных звезд.

звезд велика, то линии в спектре каждой из них будут смещаться
в противоположные стороны Величина смещения меняется с перио-
дом, равным периоду обращения пары Если яркости и спектры
звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре двойной звезды
наблюдается периодически повторяющееся раздвоение спектральных
линий (рис. 81). Пусть компоненты занимают положения Ах и Вх
или А3 и В3, тогда один из них движется к наблюдателю, а дру-
гой— от него (рис. 81, I, III). В этом случае наблюдается раз-
двоение спектральных линий. У приближающейся звезды спектраль-
ные линии сместятся к синему концу спектра, а у удаляющейся —
к красному. Когда же компоненты двойной звезды занимают поло-
жения А2 и В2 или А4 и В4 (рис 81, II, IV), то оба они движутся под
прямым углом к лучу зрения и раздвоения спектральных линий не
получится.

Если одна из звезд светится слабо, то будут видны линии
только другой звезды, смещающиеся периодически.

Один из компонентов Мицара сам является спектрально-двой-
ной звездой.

3. Затменно-двойные звезды — алголи. Если луч зрения лежит
почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то
звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга.
Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы
по отдельности не видим, будет ослабевать (положения В и D
на рис. 82). В остальное же время в промежутках между затме-
ниями она почти постоянна (положения А и С) и тем дольше,
чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты.
Если спутник большой, но сам дает мало света, то, когда яркая

96

 

звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет умень
шаться лишь ненамного.

Минимумы яркости затменно-двойных звезд происходят при дви
жении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изме-
нения видимой звездной величины в функции времени позволяет
установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и
наклон к лучу зрения, а также массы звезд Таким образом, затменно-
двойные звёзды, наблюдаемые также и в качестве спектрально-
двойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К со
жалению, таких систем известно пока сравнительно мало

Затменно-двойные звезды называются еще алголями, по наз-
ванию своего типичного представителя р Персея. Древние арабы
назвали р Персея Алголем (испорченное эль гуль), что значит
«дьявол». Возможно, что они заметили ее странное поведение: в
течение 2 дней 11 ч яркость Алголя постоянна, затем за 5 ч она
ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а затем за 5 ч яркость
ее возвращается к прежнему значению.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в
основном короткие — около нескольких суток. В общей сложности
двойственность звезд очень распространенное явление. Статистика
показывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойными
Получение разнообразных данных об отдельных звездах и их
системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных
звезд — примеры неограниченной возможности человеческого по-
знания

Рис. 82. Изменения видимои яркости (5 Лиры и схема движения ее спутника
(Форма звезд, близко расположенных друг к другу, вследствие их при
ливного воздействия может сильно отличаться от сферической )

 

1. Переменные звезды. Для на-
блюдателей на Земле изменения
яркости в системах алголей вызва-
ны периодическими затмениями звезд.
Из точек пространства, откуда пло-
скость орбиты данной пары видна
под большим углом, никаких затме-
ний и изменений яркости не будет.
Но существует множество физиче-
ских переменных звезд, у которых
яркость меняется физически, реаль-
но меняется светимость. Светимость
одних меняется строго периодически,
других — неправильным образом или
с периодичностью, часто нарушае-
мой. Для всех физических перемен-
ных звезд типично, что вместе с из-
менением яркости происходят те или

иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды.
Цефеиды характеризуются амплитудами изменения яркости не более
1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до не-
скольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоя-
нен с точностью до долей секунды.

Цефеиды — белые или желтоватые звезды. Их яркость плавно
поднимается до максимума и затем более медленно спадает, тоже
плавно или с одной волной на спуске кривой изменения яркости.

Название цефеиды получили по своей типичной представитель-
нице — звезде б Цефея. Период ее переменности 5,37 сут и амплитуда
изменения яркости от 4,6 до 3,7 звездной величины.

На рисунке 83 представлены изменения яркости и сопутствую-
щие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.

С изменением температуры несколько меняется и спектральный
класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды —
пульсирующие звезды. Период их пульсации обратно про-
порционален корню квадратному из их плотности. Они периодически
расширяются и сжимаются. Расширения фотосферы, дающей свет,
и хромосферы, вызывающей соответствующий сдвиг линий в спектре,
происходят неодновременно. Сжатие наружных слоев вызывает их
нагрев, а наивысшая температура соответствует наибольшей ско-
рости приближения обращенной к нам части хромосферы. Колебания
лучевой скорости в спектрах цефеид впервые изучил А. А. Бело-
польский.

Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефе-
иды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и

24. ПЕРЕМЕННЫЕ И НОВЫЕ
ЗВЕЗДЫ

Рис. 83. Примерные кривые яркости,
лучевой скорости и темпе-
ратуры цефеиды.

98

 

классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и
имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.

Классические цефеиды желтее, холоднее и обладают следую-
щей замечательной особенностью: классические цефеиды — сверх-
гиганты, и их светимость плавно возрастает с увеличением периода.
Наиболее медленно меняющиеся цефеиды — самые яркие. При
периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем
у Солнца. Установив светимость цефеиды по периоду изменения
ее яркости, который легко определяется прямыми наблюде-
ниями даже у предельно слабых цефеид, можно из сравнения ее
абсолютной звездной величины М с видимой звездной величиной
т определить расстояние до нее по формуле lg D = 0,2 (т — М) + 1,
что следует из формулы (4). Поэтому зависимость светимости от
периода цефеид необычайно важна для установления расстояний
и размеров нашей звездной системы.

Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной,
издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы,
т. е. как далеко она простирается по разным направлениям.

Периодической или неправильной пульсацией объясняют колеба-
ния яркости и других переменных звезд.

2. Новые звезды. Название «новые звезды» сохранилось с древних
времен за звездами, которые считались действительно новыми.
Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле
так называемая новая звезда в действительности существовала и
раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за корот-
кое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда
постепенно возвращается к прежнему состоянию. Амплитуда из-
менения яркости новых звезд от 7 до 14 звездных величин, т. е.
их светимость может изменяться до 400 000 раз. В максимуме они бы-
вают от —6 до —9 абсолютной звездной величины. Возможно, что
у новых звезд вспышки повторяются с промежутками в тысячи лет.
Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали первой
звездной величины, наблюдались редко, например в 1901, 1918,
1925 гг.

Ввиду неожиданности такого рода вспышек открытие но-
вых звезд происходит случайно. Их открывают по большей части
любители астрономии, иногда школьники. Для этого надо чаще ос-
матривать созвездия вблизи Млечного Пути. Но не примите плане-
ту за новую звезду!

Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней —
катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и
сопровождается колебаниями яркости (рис. 84).

Катастрофическая вспышка звезды, при которой освобождает-
ся энергия, равная энергии, излучаемой Солнцем за миллион лет,
происходит вследствие внутренних процессов. Такое состояние не-
устойчивости накапливается годами или веками, а затем происхо-
дит взрыв.

Изменения в спектре новой звезды показали следующее:
яркость звезды увеличивается потому, что вздувается фотосфера —

99

 

Рис. 84. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд

растет ее поверхность. В момент максимума светимости диаметр
новой звезды больше диаметра земной орбиты. В момент наи-
большей яркости со звезды срывается внешний слой и со скоростью
около 1000 км/с, расширяясь, устремляется в пространство. Вспы-
хивают как новые только некоторые очень горячие звезды умерен-
ных светимостей, так что нашему Солнцу вспышка не угрожает.
3. Сверхновые звезды. Некоторые особые звезды, невидимые ранее,
неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако
в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче,
чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Ско-
рость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обыч-
ных новых звезд. Сверхновые звезды мало изучены, поскольку после
изобретения телескопа «поблизости» от нас не вспыхивала ни одна
сверхновая звезда. Наблюдались только очень далекие сверх-
новые звезды, для которых, кроме изменения яркости и спектра
вблизи максимума, ничего установить обычно нельзя.

Вследствие колоссальной светимости, в максимуме превосхо-
дящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычных звезд,
мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в
других звездных системах (рис. 85). Измерение яркости сверхно-
вых звезд используют для оценки этих расстояний. Вспышки сверх-
новых звезд крайне редки — в среднем одна вспышка за несколько
столетий в системе, содержащей миллиарды звезд.

Еще до изобретения телескопа в нашей звездной системе на-
блюдалось несколько звезд, несомненно бывших сверхновыми На
месте, где одна из них вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тель-
ца, находится особенная, слабо светящаяся туманность, назван-
ная Крабовидной (рис. 86). Она содержит ионизованный газ в
виде прожилок, пронизывающих ее основную аморфную массу. Из
сравнения фотографий, сделанных в разные годы, выяснилось, что
туманность расширяется со скоростью 1000 км/с. Ее расширение

100

началось с момента вспышки сверхновой звезды. Газ, образующий
туманность, был выброшен ею при вспышке. Позднее оказалось,
что Крабовидная туманность является одним из мощнейших источ-
ников радиоизлучения. Оно вызывается тем, что имеющееся
в туманности магнитное поле тормозит электроны, рожденные при
взрыве звезды и движущиеся со скоростью, близкой к скорости
света. Такое радиоизлучение электронов в магнитном поле назы-
вается нетепловым или синхротронным. Крабовидная туман-
ность оказалась также и одним из наиболее мощных космиче-
ских источников рентгеновских лучей. На месте вспышек других
«близких» сверхновых звезд также найдены радиоизлучающие и
расширяющиеся туманности. Вспышки сверхновых звезд — гранди-
ознейшие и редчайшие из катастроф, происходящих с небесными
телами (о них мы узнаем еще из § 30).

Изучение всех переменных и новых звезд крайне важно для
понимания природы и эволюции звезд вообще, так как переменные
и особенно новые звезды находятся в неустойчивых состояниях
на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходя-
щие у этих звезд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звезд нет,
так как их изменения слишком медленны.

25 1. у новых звезд яркость обычно возрастает при постоянной температуре
вследствие вздутия фотосферы. Если изменение яркости новой звезды соста-
вляет 10 звездных величин, то во сколько раз изменился радиус звезды?

2. На каком расстоянии от центра галактики в проекции на небо находится
сверхновая звезда (рис. 85), если видимый диаметр галактики 2', а расстояние
от нее 107 пк?

Рис. 85. Фотография (негатив) да-
лекой звездной системы —
галактики со сверхновой
звездой, отмеченной

стрелкой (указан угловой
масштаб фотографии).

Рис. 86 Крабовидная туманность —
остаток вспышки сверхновой
звезды.

 

25.РАЗНООБРАЗИЕ ЗВЕЗДНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК
И ИХ ЗАКОНОМЕРНОСТИ

1. Диаметры и плотности звезд. Покажем на простом примере,
как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры,
например Солнца и Капеллы (а Возничего). Эти звезды имеют
одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллы
равна 120 (в единицах светимости Солнца). Так как при одинако-
вой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одина-
кова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем поверхность
Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в
VT20 ~ И раз.

В физике установлено, что полная энергия, излучаемая в еди-
ницу времени с 1 м2 поверхности нагретого тела, равна: i = б Г4,
где б — коэффициент пропорциональности, а Т — абсолютная темпе-
ратура. Относительный линейный диаметр звезд, имеющих известную
температуру 7\ находят из формулы:

102

Отсюда

в радиусах Солнца

Результаты таких вычислений размеров светил полностью под-
твердились, когда стало возможным измерять угловые диаметры
звезд при помощи особого оптического прибора (звездного интер-
ферометра).

Звезды очень большой светимости называются сверхгиган-
тами. Красные сверхгиганты оказываются такими и по размерам
(рис. 87). Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по
диаметру. Более далекая от нас W Цефея настолько велика,
что внутри нее поместилась бы Солнечная система с орбитами
планет до орбиты Юпитера включительно! Между тем массы сверх-
гигантов больше солнечной всего лишь в 30—40 раз. В результате
даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысячи раз меньше,
чем плотность комнатного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем
эти звезды горячее- Самыми малыми среди обычных звезд
являются красные карлики. Массы их и радиусы —
десятые доли солнечных, а средние плотности в 10—100 раз вы-
ше, чем плотность воды. Еще меньше красных белые карли-
ки — это уже необычные звезды.

У близкого к нам и яркого Сириуса (имеющего радиус, пример-
но вдвое больше солнечного) есть спутник, обращающийся вокруг
него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние,
орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одина-
ково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади

 

Рис. 87. Сравнительные размеры Солнца и звезд разных типов (масштабы в трех

излучают у этих звезд одинаковое количество энергии, но по све-
тимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Зна-
чит, его радиус меньше в -\/Ю000 = 100 раз, т. е. он почти та-
кой же, как Земля. Между тем масса у него, почти как у Солнца!
Следовательно, белый карлик имеет громадную плотность — около
109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено сле-
дующим образом: обычно предел плотности ставит размер атомов,
являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболоч-
ки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной
ионизации ядра и электроны становятся независимыми друг от
друга. При колоссальном давлении вышележащих слоев это «кроше-
во» из атомов может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтраль-
ный газ. Теоретически допускается возможность существования
при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности
атомных ядер. (О них и об эволюции звезд подробнее мы узнаем
из § 30.)

Мы еще раз видим на примере белых карликов, как астро-
физические исследования* расширяют представления о строении ве-
щества; пока создать в лаборатории такие условия, какие есть
внутри звезд, еще нельзя. Поэтому астрономические наблюдения
помогают развитию важнейших физических представлений. Напри-
мер, для физики громадное значение имеет теория относительнос-
ти Эйнштейна. Из нее вытекает несколько следствий, которые
можно проверить по астрономическим данным. Одно из следствий
теории состоит в том, что в очень сильном поле тяготения све-
товые колебания должны замедляться и линии спектра смещаться
к красному концу, причем это смещение тем больше, чем сильнее
поле тяготения звезды. Красное смещение было обнаружено в
спектре спутника Сириуса. Оно вызвано действием сильного поля
тяготения на его поверхности. Наблюдения подтвердили предска-