ОТДЕЛ ТРЕТИЙ

ОТДЕЛ ТРЕТИЙ

ИССЛЕДОВАНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ И НОВЫХ ЗВЁЗД

Под названием “переменные звёзды” подразумевают обычно звезды, изменяющие свой блеск. В данном случае мы будем иметь в виду в основном физические переменные звёзды (в отличие от затменно-переменных звёзд). Это – такие звёзды, у которых периодическим или же неправильным образом блеск с течением времени изменяется. При этом изменение блеска сопровождается изменением физического состояния атмосферы звезды: давления, температуры, плотности и т. д. Таким образом, эти звёзды представляют собой космические лаборатории с переменными высокими температурами и низкими давлениями. Среди подобных звёзд особенно интересными представляются звёзды типа β Лиры и звёзды-цефеиды.

В девяностых годах переменность лучевых скоростей цефеид была открыта для трёх классических цефеид А. А. Белопольским. В это же время Н. А. Умов высказал мысль о том, что эти звёзды являются физически-переменными пульсирующими звёздами, а не спектрально-двойными, как думали первоначально. Решительным аргументом в пользу этой гипотезы было открытие периодического изменения интенсивности линий. В самое последнее время из наблюдений выяснилось, что в теории цефеид необходимо учитывать мощные выбросы атомов из их оболочек как в виде непрерывного истечения, так и в виде громадных протуберанцев. Ниже приводится пояснение к работе А. А. Белопольского 1928 г., которая посвящена детальному изучению этого вопроса и помещена в настоящем сборнике. Не менее важным было также открытие и исследование А. А. Белопольским переменности линий в спектре “редкоземельной” звезды α Гончих Псов. Небольшая заметка по этому вопросу также приведена в этом сборнике и комментарии к ней даются ниже.

К группе переменных звёзд относятся также и новые звёзды, внезапно увеличивающие свой блеск более чем на 10m. Изменение их блеска также обусловлено физическими причинами.

А. А. Белопольский наблюдал все вспыхивавшие за время его работы новые звёзды: в 1892, 1901, 1912, 1918 гг. и т. д.

В сборнике приведена заметка о новой звезде в созвездии Персея (1901 г.). Эту звезду А. А. Белопольский наблюдал в Пулкове на нормальном астрографе в комбинации со спектрографом очень долго. Им были сделаны интересные заключения относительно скорости движения туманности, окружавшей звезду после вспышки. Ниже приведены пояснения к этой интересной заметке.

[1] В этой работе приводятся результаты исследования переменной звезды β Лиры, для которой А. А. Белопольский одновременно с Э. Пиккерингом обнаружил переменность лучевой скорости. Вычислены элементы орбиты звезды, но кроме этого описан и характер изменения спектральных линий, которые в данном случае очень сложны, ибо представляют наложение тёмных и светлых линий с переменной интенсивностью. Эту звезду А. А. Белопольский начал изучать с 1892 г. и первый дал спектроскопические элементы орбиты. В настоящее время благодаря обильному материалу, сбор которого начался в Пулкове ещё А. А. Белопольским, строение и движение звёзд в системе β Лиры постепенно выясняется (работы О. Струве, 1941; Г. Кейпера, 1941; А. Н. Дадаева, 1954 и др.). Оказалось, что компоненты этой тесной двойной звезды – сверхгиганты: яркая и более массивная спектрального типа сВ9 и более слабая и менее массивная типа A или К. Обе звезды сильно деформированы по сравнению со сферой и в плоскости орбиты окружены газовым кольцом спектрального типа B5. Около места, соответствующего фазе 0,08 периода, кольцо имеет сгущение, пополняемое за счёт истечения газа из главной звезды. Спектральные линии второй, более слабой звезды, не видны, ибо перекрываются интенсивным непрерывным спектром более яркой звезды.

[2] Это одна небольшая заметка из многочисленных статей А. А. Белопольского о переменах в спектрах новых звёзд, которые он изучал непрерывно, по мере их вспышек и погасания. Оказалось, что во время вспышки оболочка этой звезды в некоторые моменты расширялась с очень большой скоростью (до 1500 км/сек). А. А. Белопольский обратил также внимание на громадные скорости расширения туманности, наблюдавшейся вокруг новой звезды (11' в год), которые, однако, впоследствии были приписаны не туманности, а свету, распространяющемуся после максимума вспышки в окружающей звезду среде. Истинная же туманность, образовавшаяся после извержения газов из новой Персея, была обнаружена значительно позднее (в 1916 г.) и расширялась с меньшей скоростью (0",4 в год). А. А. Белопольский наблюдал за упомянутой новой звездой до её небулярной стадии. В этой стадии он сравнил спектр новой со спектром газообразного водорода, болида и новой 1892 г. Это сообщение было сделано на 11-м съезде русских естествоиспытателей и врачей в 1901 г., т. е. в год вспышки новой звезды в созвездии Персея.

[3] В 1913 г. А. А. Белопольский открыл периодическую переменность (5,47 дня) ряда групп линий в спектре звезды α2 Гончих Псов. В 1927—1928 гг. в спектре этой звезды А. А. Белопольский заметил редчайшее для звёзд этого типа явление – появление линий излучения в соседстве с линиями поглощения. В работе приведена большая таблица с описанием деталей в спектре, в частности линий излучения.

В спектре этой интересной звезды наблюдаются две группы линий поглощения с переменными интенсивностями. Фазы изменения интенсивностей этих двух групп обратны: максимум одной совпадает с минимумом другой. В первую группу входят линии ионизованных металлов (магний, кремний, хром, железо и др.) и редкоземельного элемента тербия. Во вторую группу входят линии ионизованного титана и редких земель (европия, гадолиния и диспрозия).

По А. А. Белопольскому, линии с постоянной интенсивностью (или с изменяющейся в небольших пределах) не смещаются, в то время как некоторые линии с переменной интенсивностью смещаются и даже раздваиваются. Позднее было обнаружено, что звезда α2 Гончих Псов меняет блеск и цвет периодически, с периодом 5,74 дня, найденным Белопольским.

Работы А. А. Белопольского и его пулковских учеников по изучению спектра звезды α2 Гончих Псов побудили европейские и другие обсерватории специально заняться поисками звёзд подобного типа. Такие звёзды действительно были обнаружены в Галактике (BD – 18° 3789 и др.). Явления, наблюдающиеся в спектрально-переменных звёздах тина α2 Гончих Псов, очень сложны и не объяснены до настоящего времени. Скорее всего, что в данном случае мы встречаемся с наложением ряда эффектов, например пульсаций, деления на компоненты, влияния окружающей межзвёздной среды, своеобразной структуры атмосферы, особенным обилием химических элементов и т. д.

В настоящее время эта группа “редкоземельных” звёзд (в основном тина Aр, реже Fp) объединена с большой и очень важной группой звёзд типа A с металлическими линиями (стронциевые, магниевые, никелевые н др. звёзды). В этих звёздах (δ Козерога, α Близнецов В и др.) наряду с большой интенсивностью водородных линий в спектре наблюдаются также и сильные металлические линии, которые должны были бы достигнуть наблюдающейся интенсивности лишь у более поздних спектральных типов. В подобных звёздах мы либо встречаемся с особенным строением атмосферы, либо с реальным уклонением обилия атомов от такового, наблюдающегося в других звёздах, что, однако, менее вероятно.

[4] Известно, что изменение интенсивностей линий в спектрах классических долгопериодических цефеид было заподозрено А. А. Белопольским ещё в 1912 г. и открыто в Пулкове его ученицей И. Н. Леман в 1913 г. В настоящей работе показана строгая периодичность изменения интенсивностей линий в спектрах трёх цефеид: δ Цефея, η Oрла и ζ Близнецов. Период этих изменений оказался равным периоду изменения блеска. Изменение интенсивностей линий в спектрах этих трёх цефеид сопоставлено с периодическим изменением их лучевых скоростей и с изменениями интенсивностей линий, наблюдающихся в спектрах переменных звёзд RS Волопаса, Т Единорога и α2 Гончих Псов.

Глазомерные оценки изменения интенсивностей линий в спектрах трёх классических цефеид, которые приведены в этой работе А. А. Белопольского, оказались точнейшими. В этом можно было убедиться после опубликования результатов объективного, фотометрического изучения изменений интенсивности линий в спектрах цефеид по измерениям, сделанным в более поздние годы, в частности в Пулковской обсерватории (О. А. Мельников). В настоящее время пульсационная гипотеза Н. А. Умова, развитая математически Эддингтоном и советскими учёными А. Б. Северным и Н. А. Козыревым, полностью подтвердилась. В атмосфере цефеид действительно периодически изменяется давление, температура и другие физические характеристики.

Hosted by uCoz