Очерки о Вселенной - Воронцов-Вельяминов Борис Александрович (читать полную версию книги .TXT) 📗
Ввиду низкой светимости из звезд этого типа видны лишь ближайшие к нам, а из-за скоротечности вспышек замечают их редко. Поэтому к 1967 г. обнаружили только 11 таких звезд, хотя в нашей звездной системе их может быть до миллиарда.
Характерный пример международной кооперации в астрономии представляет возникшая «служба вспыхивающих звезд». В некоторых обсерваториях, в том числе в СССР, по многу часов подряд следят за вспыхивающей звездой - не вспыхнет ли она, а в Англии и Австралии в то же время следят за ней с помощью радиотелескопа. Так организация исследований помогает сделать случаи удачных наблюдений более частыми, т. е. более «счастливыми».
Изучением переменных звезд в Советском Союзе, помимо специалистов, занимается большая армия любителей, среди которых есть много школьников. При аккуратном и взможно более частом определении блеска переменных звезд можно получить результаты, имеющие серьезное научное значение.
Успехи советской науки в области изучения переменных звезд обусловили то, что московским астрономам поручен учет международных исследований по переменным звездам: обозначение их, каталогизация и т. д.
Пухлые атмосферы
Спектр - это паспорт звезды, он запечатлевает ее физическое состояние, если только мы сумеем в нем разобраться. В паспортах тех звезд, о которых будет сейчас идти речь, мы стали разбираться лишь за последние два десятка лет, и у некоторых звезд они совсем особенные. У подавляющего большинства звезд, о которых говорилось до сих пор, спектры того же класса, что у Солнца, - непрерывные спектры, перерезанные темными линиями. Яркие линии только на время появляются в спектре долгопериодических переменных звезд и, по-видимому, свидетельствуют о периодических мощных извержениях раскаленных газов на их более холодную поверхность.
Но вот у некоторых горячих звезд спектральных классов А, В и О в спектрах наблюдаются отдельные узкие яркие линии, а чаще всего некоторые темные линии ограничены со стороны красного конца спектра примыкающими к ним яркими линиями. Замечательно, что это встречается именно у горячих звезд, и, в общем, чем горячее звезды, тем ярче эти линии в их спектре и тем больший процент звезд их обнаруживает. Едва заметные яркие линии на краю некоторых темных встречаются у таких особенно ярких звезд класса А0, как, например, Денеб (α Лебедя). У звезд класса В, более горячих, эти линии заметны лучше, а в спектрах звезд класса О, еще более горячих, они первыми бросаются нам в глаза.
Причина этого вскрылась только недавно и состоит в том, что у этих звезд необычайно обширные, пухлые атмосферы. Такими, как их называют, протяженными атмосферами обладают самые горячие звезды, имеющие наибольшую светимость.
Обращающий слой, как известно, поглощает свет, идущий от более горячей, лежащей под ним поверхности звезды или фотосферы, но сам по себе испускает те самые длины волн света, которые поглощает. Поглощая свет, падающий на него снизу от звезды, он излучает его затем во все стороны, и потому к нам от него доходит только часть света, имеющего длину волны, которая поглощается обращающим слоем. В соседних же длинах волн спектра, для которых обращающий слой прозрачен, свет фотосферы достигает нас не ослабленным, и в результате в видимом спектре звезды наблюдается темная линия определенной длины волны. На краю Солнца, где за обращающим слоем нет фотосферы, дающей непрерывный спектр, к нам идет излучение самого обращающего слоя и наблюдается спектр из ярких линий.
У Солнца обращающий слой и хромосфера сравнительно с самим шаром Солнца очень тонки - как скорлупа на яйце, и те их части, которые проектируются за край Солнца, очень узки, дают мало света, дают слабый спектр излучения. Этот спектр можно видеть без труда только во время полных солнечных затмений, когда его не «заглушает» непрерывный спектр фотосферы. Последний получается от света неба, т. е. от земного воздуха, рассеивающего свет этой фотосферы. Свет неба попадает в щель спектроскопа вместе со светом хромосферы, потому что хромосфера видна на фоне неба. Вне затмения яркие линии спектра, даваемые кольцом хромосферы, слишком слабы на фоне яркого спектра фотосферы и почти не видны.
Но у звезд, у которых хромосфера имеет толщину, сравнимую с величиной радиуса звезды, излучение толстого хромосферного кольца сравнимо с излучением фотосферы, и яркие линии на фоне непрерывного спектра становятся видны. У звезд с такими пухлыми атмосферами их протяженную хромосферу можно сравнить со скорлупой зеленого ореха.
Пухлыми атмосферами нередко обладают горячие звезды, потому что чем они горячее, тем больше ультрафиолетовых лучей в составе их света, а именно ультрафиолетовые лучи вызывают наиболее сильное давление света на атомы газа. У этих звезд давление света на атомы в их атмосфере противоборствует силе тяготения, прижимающей атмосферу к поверхности звезды, уменьшает вес атомов и, вероятно, поэтому позволяет имшодниматься на большую высоту над поверхностью. Поэтому атмосфера распухает, становится протяженной, пухлой.
Однако очень пухлые атмосферы встречаются и у весьма холодных звезд.
Некоторые астрономы считают, что быстрое вращение звезды сильно способствует образованию обширных атмосфер. Действительно, горячие звезды вращаются вокруг своей оси быстрее других. Тогда под действием центробежной силы притяжение атомов звездой ослабевает, и они еще легче удаляются от ее поверхности. Если это действительно так, то пухлые атмосферы протяженны больше всего в плоскости экватора такой звезды, где центробежная сила больше. Сама звезда может быть почти круглой, а атмосфера ее может быть по форме подобна репе или плоской тыкве. В некоторых случаях около звезды, может быть, образуется даже нечто, подобное кольцу Сатурна, только газовое. Увидеть его, конечно, в телескоп нельзя - слишком все это далеко от нас, но такое допущение объяснило бы многие особенности в спектрах некоторых звезд с яркими линиями.
Размеры протяженной хромосферы и яркость линий в спектре зависит не только от температуры звезды и скорости ее вращения, но также от светимости звезды и от силы тяжести на ее поверхности, а последняя зависит от соотношения между размером и массой звезды.
Звезды, истекающие газом
Описанные выше звезды удерживают обширные и пухлые атмосферы так же, как Земля удерживает свою атмосферу. Но в коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными узкими тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие яркие полосы наряду с темными линиями и далее без них. Если темные линии есть, то каждая из них, как правило, примыкает к яркой полосе со стороны фиолетового конца спектра и очень сильно смещена со своего нормального положения. Между тем середина яркой полосы занимает почти нормальное положение в спектре, соответствующее линии данного химического элемента. Чаще всего вид широких ярких полос в спектре имеют излучения нейтральных атомов водорода, гелия и ионизованных атомов азота, углерода и кислорода.
Если темные линии считать смещенными со своего места вследствие эффекта Доплера, т. е. благодаря движению соответствующего газа в атмосфере звезды, то оказывается, что эти темные линии на краю ярких полос образованы газами, несущимися к нам со скоростью, доходящей в иных случаях до 2000 км/сек!
Звезды, которые по линиям их спектра могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа - Райе - по имени двух французских ученых, которые первыми обнаружили и описали их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.
Звезды этого класса - наиболее горячие среди всех известных. Их температуры, измеренные автором этой книги, заключены в пределах от 40 до 100 тысяч градусов! Наиболее же горячие из обычных звезд класса О (без ярких полос в спектре) имеют температуру поверхности только в 30 000°.
