БЕСПОКОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

В середине августа 1596 года Давид Фабрициус, один из лучших астрономов-наблюдателей той эпохи, изучал видимое движение Меркурия. Появляясь незадолго перед восходом Солнца, планета казалась яркой, немерцающей желтоватой звездочкой на фоне созвездия Кита.
Чтобы выяснить, какой путь описывает Меркурий среди звезд, Фабрициус измерил угловое расстояние от планеты до звезды 3-й звездной величины в созвездии Кита. Никогда раньше Фабрициус этой звезды не видел. Не нашел он ее и в звездных каталогах того времени.
К концу августа блеск незнакомой звезды возрос более чем вдвое и звезда достигла яркости звезд 2-й звездной величины. Но затем в сентябре необыкновенная звезда стала постепенно «гаснуть», а в конце месяца и вовсе бесследно исчезла. Происходили эти удивительные события до изобретения первого телескопа, когда считали, что мир звезд исчерпывается только теми звездами, которые доступны невооруженному глазу.


Почти за год до того как Галилей впервые направил на небо изготовленный им телескоп, в феврале 1609 года, Фабрициус снова заметил исчезнувшую звезду. Она сияла на прежнем месте почти так же, как и тринадцать лет назад.
Так была открыта первая переменная звезда.
В настоящее время зарегистрировано более двадцати тысяч звезд, изменяющих свой видимый блеск, свою яркость. Несомненно, что открыта пока лишь небольшая доля всех переменных звезд, входящих в нашу звездную систему — Галактику.
Предупреждаем малоосведомленных в астрономии читателей, что переменность звезд не следует путать с их мерцанием. Последнее вызвано движением воздуха и вполне сходно с мерцанием огней какого-нибудь видимого издалека большого города. Следовательно, к самим звездам мерцание никакого отношения не имеет.
Что касается настоящих изменений блеска звезд, то они могут вызываться разными причинами. Одни из этих причин известны достаточно хорошо, другие пока еще остаются загадочными.
Мы не будем рассматривать те переменные звезды, изменения видимого блеска которых вызваны посторонними для звезды причинами. К ним относятся так называемые затменно-переменные звезды. Каждая из них представляет собой двойную звезду, то есть, иначе говоря, состоит из двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести. Если случайно плоскость орбит обеих звезд наклонена под очень малым углом к лучу зрения земного наблюдателя, то последнему должно казаться, что иногда одна звезда затмевает собой другую.
Обе звезды расположены так близко друг к другу, что глаз астронома их в отдельности не различает. Он видит лишь одну звезду, периодически изменяющую свой блеск. Очевидно, минимум блеска наступает тогда, когда менее яркая звезда заслоняет своего более яркого соседа.
Хотя среди затменно-переменных звезд есть уникальные звездные пары, хотя некоторые детали колебания их блеска еще не вполне выяснены, в основных своих чертах они не представляют собой загадки для современного астронома. Поэтому мы обратимся к таким переменным звездам, изменчивость блеска которых вызвана не оптическими, а физическими причинами. К их числу принадлежат прежде всего цефеиды.
Главным представителем этого типа «беспокойных» звезд является звезда δ (Дельта) из созвездия Цефея. Ее открыл в 1784 году любитель астрономии глухонемой юноша Джон Гудрайк, обладавший исключительными математическими способностями.
Чтобы лучше представить себе, как меняет свой блеск переменная звезда, построим график. На горизонтальной его оси будем откладывать время (моменты наблюдения), на вертикальной оси — наблюдаемую яркость звезды, выраженную в звездных величинах. Тогда колебания блеска звезды δ Цефея изобразятся плавной, волнообразной кривой.
Первое, что бросается в глаза, это строгая периодичность в изменении блеска. Через каждые 5,36 суток Дельта Цефея достигает максимума блеска, и такой же промежуток времени отделяет момент, когда звезда становится наименее яркой.
Все «волны» кривой блеска так похожи одна на другую, что их вполне можно объединить в некоторую среднюю кривую блеска, то есть рассматривать, как меняется яркость δ Цефея в течение одного периода.
Большинство цефеид характеризуется сравнительно быстрым ростом блеска и гораздо более медленным его уменьшением. Но есть и такие, кривые блеска которых имеют вполне симметричный вид.

У некоторых цефеид на восходящей или нисходящей ветвях кривой блеска наблюдаются своеобразные горбы, расположение которых, оказывается, связано с периодом изменения блеска звезды. У переменных звезд, похожих на звезду δ Цефея, встречаются периоды продолжительностью от одного до шестидесяти дней. Оказывается, впервые горб появляется в нижней части нисходящей ветви кривой блеска тех цефеид, у которых период немногим более шести дней. Затем, с увеличением периода, горб продвигается по кривой и потом, после периода в десять дней, как бы «переваливается» на восходящую ветвь кривой.
Мы указали на эти тонкости для того, чтобы подчеркнуть сложный характер переменности цефеид. Любая теория, претендующая на объяснение причин изменения их блеска, должна объяснить и эти детали.
Амплитуда, или, иначе говоря, размах, колебаний блеска цефеид сравнительно невелика — порядка одной звездной величины. Замечено, что с уменьшением амплитуды возрастает число известных в настоящее время цефеид. Весьма возможно поэтому, что имеется огромное множество слегка «мигающих» цефеид, незначительные колебания блеска которых еще не обнаружены.
В созвездии Лиры есть незаметная для невооруженного глаза звездочка, меняющая свой блеск сходно со звездой δ Цефея, но с одним существенным отличием: колебания ее блеска совершаются гораздо быстрее, с периодом всего в 0,57 суток. Звездочка эта обозначается буквами RR и возглавляет собой класс так называемых короткопериодических цефеид. Звезды типа RR Лиры меняют блеск с периодами от полутора часов до одних суток.
Не подумайте, что разделение цефеид на две группы — короткопериодические и долгопериодические — есть чисто формальная операция. Оказывается, несмотря на сходство в характере изменения блеска, обе группы цефеид различаются, и притом весьма существенно, в других своих качествах.
Долгопериодические цефеиды — это сверхгиганты, величайшие из известных нам звезд. Звезды типа RR Лиры уступают им в размерах, хотя в сравнении с Солнцем также выглядят исполинами. Чем короче период изменения блеска, тем горячее в среднем цефеида. Поэтому короткопериодические цефеиды являются горячими гигантскими звездами.
В 1912 году было открыто замечательное свойство цефеид. Оказывается, чем больше света излучает цефеида, тем продолжительнее период изменения ее блеска. Если учесть, что светимость звезды связана с ее массой (обе величины возрастают одновременно), то приходим к выводу: чем массивнее цефеида, тем медленнее колеблется ее яркость.
Связь между светимостью цефеид и их периодом выражена очень четко. По графику, изображающему эту связь, можно, зная период изменения блеска цефеиды, найти ее светимость. Сравнивая же видимый блеск звезды с ее светимостью, то есть с тем количеством света, которое звезда на самом деле излучает, легко вычислить расстояние до звезды.
В этом великая роль цефеид, помогающих выяснить контуры строения звездного мира. Ведь обычным, тригонометрическим путем можно измерить расстояние только до самых близких звезд. Звезды, удаленные от Земли на расстояние больше ста световых лет, при ее обращении вокруг Солнца смещаются так незначительно, что обнаружить эти смещения пока невозможно. А цефеиды видны с огромных расстояний и их периодические «мигания» заметны отлично. Стоит только определить продолжительность такого «светового сигнала», и задача почти решена. Вычислить в этом случае расстояние до цефеиды — дело нескольких минут.
Еще в 1952 году ученые предположили, что зависимость между периодом изменения блеска цефеид и их светимостью определена неточно. В связи с этим возникла широкая дискуссия, охватившая астрономов многих стран. Заинтересованность астрономов в данной проблеме вполне понятна: если указанная выше зависимость установлена неправильно, то ошибочны и все расстояния, найденные по цефеидам, а следовательно, неверны и наши представления о расстояниях до галактик и об их размерах.
Советские астрономы, проведя тщательное исследование вопроса, пришли к выводу, что все расстояния были ошибочно преуменьшены в полтора раза. Проблему эту еще нельзя, однако, считать окончательно решенной. Возможно, что в разных звездных системах связь между периодом изменения блеска цефеид и их светимостью имеет различный характер. Есть и другие причины, осложняющие решение вопроса. Тем не менее цефеиды заслуженно называют «маяками Вселенной». Наши знания о Вселенной были бы намного скромнее, если бы эти «маяки» не помогали ориентироваться в бездонных глубинах мироздания.
Главное, пожалуй, различие долгопериодических цефеид и звезд типа RR Лиры заключается в их пространственном расположении. Долгопериодические цефеиды жмутся к средней линии Млечного Пути. Это означает, что они концентрируются в экваториальной плоскости Галактики. Короткопериодические цефеиды, наоборот, разбросаны по всему небу. В пространстве они образуют нечто вроде исполинского шарового облака, окутывающего нашу звездную систему.
Чтобы разобраться в причинах изменения блеска цефеид, надо обратиться за помощью к спектральному анализу. Однако в данном случае спектры цефеид не проясняют, а скорее затемняют проблему. Они свидетельствуют о фактах, которые не всегда удается хорошо связать друг с другом.
На приведенном здесь рисунке показаны три кривые. Верхняя нам уже знакома — это кривая изменения блеска цефеиды (в данном случае звезды η Орла). Средняя кривая— это график изменения лучевой скорости, то есть скорости звезды вдоль луча зрения. Ее можно измерять по смещению темных поперечных линий в спектре звезды. Для нижнего графика на вертикальной оси отложены лучевые скорости со знаком «+» (плюс) — в случае удаления поверхности звезды и со знаком «—" (минус) — в случае ее приближения.

Нижний график является почти точным зеркальным отражением верхнего. Значит, в максимуме блеска скорость приближения звезды становится наибольшей, а в минимуме блеска звезда кажется наиболее быстро удаляющейся от нас.
По спектру можно также узнать, как изменяется температура цефеид. Оказалось, что в момент максимума блеска цефеида наиболее горяча, а минимуму ее блеска соответствует и наименьшая температура. Поземным масштабам колебания температуры цефеид весьма значительны — их амплитуда достигает 1000 градусов.
Как объяснить все эти факты?
Было предпринято несколько попыток создать теорию переменности цефеид. В настоящее время наиболее правдоподобна гипотеза, считающая цефеиды пульсирующими звездами.
Представьте себе исполинский разреженный газовый шар, который строго периодически то сжимается, то раздувается. Когда цефеида имеет наибольшие размеры, температура ее поверхности наименьшая, и звезда находится в минимуме своего блеска. Наоборот, сжимаясь, звезда разогревается, и яркость ее возрастает.
По кривой лучевых скоростей можно найти, как меняется радиус цефеиды при ее пульсации. Получается, что для огромного множества цефеид их радиус изменяется на 5—10 процентов своей средней величины. Но, вопреки той картине пульсации, которую мы только что нарисовали, радиус цефеиды, вычисленный по кривой лучевых скоростей, оказывается наименьшим не в момент максимума ее блеска и наибольшим не при наименьшей яркости звезды, а в другие моменты. Чем это объясняется, пока неизвестно. Может быть, поверхность цефеид и их атмосфера пульсируют по-разному, но тогда надо найти объяснение и этому странному факту. Исчерпывающая теория переменности цефеид пока не создана. К сожалению, причины переменности других типов звезд еще менее известны.
Рассмотрим, например, так называемые долгопериодические переменные звезды. Именно к этому классу изменчивых звезд относится звезда из созвездия Кита, открытая Фабрициусом.
Кривые блеска долгопериодических переменных звезд похожи на кривые цефеид. Но периоды изменений блеска здесь другие, гораздо более продолжительные — от ста до тысячи дней. Гораздо больше и амплитуды изменения блеска — у долгопериодических переменных звезд они достигают в среднем почти пяти звездных величин.
Звезда Фабрициуса, названная Мирой, или Удивительной, в максимуме блеска имеет яркость звезды 2-й звездной величины, а в минимуме 9-й звездной величины. Иначе говоря, количество света, излучаемое звездой, меняется при этом в шестьсот двадцать пять раз!
Все мириды (так называют звезды, похожие на Миру Кита) являются красными холодными гигантами. Большая доля их излучений не воспринимается человеческим глазом — мириды в изобилии испускают инфракрасные лучи.
В спектрах наблюдаются загадочные светлые линии, принадлежащие водороду и некоторым металлам. Они вызваны облаками раскаленного водорода и парами металлов, извергающихся из горячих недр мирид в их холодную атмосферу.
Полного объяснения переменности мирид еще не дано. Возможно, что мириды, как и цефеиды, являются пульсирующими звездами. Но для объяснения всех особенностей мирид одной пульсации недостаточно. По-видимому, частично блеск мирид колеблется из-за периодических помутнений их атмосфер. Кроме того, некоторую роль во всем этом играют раскаленные водородные массы, повышающие светимость звезды.
Блеск большинства переменных звезд меняется так хаотично, что какой-либо периодичности уловить в этих изменениях невозможно. Их называют неправильными переменными звездами.
У некоторых переменных звезд, меняющих свою видимую яркость с первого взгляда хаотично, при тщательном изучении обнаруживаются иногда признаки некоторой, правда, непостоянной периодичности. Такие звезды образуют класс полуправильных переменных звезд.
Вот перед вами типичный представитель этого класса звезд — звезда Бетельгейзе, являющаяся главной в созвездии Ориона. Ее поперечник в триста пятьдесят раз больше солнечного, и этот холодный красный гигант хаотично пульсирует, возможно меняя не только свои размеры, но и форму.
В спектре Бетельгейзе выделяются линии кальция, похожие на те, которые излучают солнечные протуберанцы. Яркость их так велика, что, по-видимому, поверхность Бетельгейзе плотно закрыта переплетающимися в ее атмосфере исполинскими протуберанцами.
Полуправильные переменные звезды разбиты на ряд подклассов, перечисление которых было бы для читателя, вероятно, утомительным. И без того ему пришлось познакомиться с множеством фактов, пока еще не связанных какой-нибудь единой теорией. Создание такой теории — насущная задача современной звездной астрономии. Причины изменения блеска звезд рано или поздно будут найдены.
Мы уже называли цефеиды «маяками Вселенной». Такое наименование вполне можно отнести и к некоторым другим переменным звездам, у которых из наблю дений легко находится светимость, а по светимости и их расстояние от Земли. Поэтому, не зная причин, заставляющих звезды менять свой блеск, все же можно использовать переменные звезды для изучения строения Галактики.
Подобная трудоемкая работа была выполнена известными советскими учеными профессорами Б. В. Кукаркиным и Π. П. Паренаго в течение семи лет, с 1942 по 1949 год. К аналогичным выводам пришел в 1944 году и американский астроном Бааде.
Наша звездная система — Галактика — представляет собой сложную смесь различных подсистем. Долгопериодические цефеиды образуют, например, плоскую подсистему; как уже говорилось, все они концентрируются в экваториальной плоскости Галактики. Наоборот, звезды типа RR Лиры составляют в своей совокупности сферическую подсистему, кажущуюся со стороны огромным очень разреженным сферическим роем. Наконец, есть объекты, образующие в Галактике промежуточные подсистемы различной степени сжатия. К их числу относятся, например, знакомые нам мириды.
В кажущемся хаосе звезд Галактики выявлена стройность. Каждый тип ее объектов входит в какую-нибудь из определенных подсистем, что, конечно, нельзя считать случайным. Распределение звезд, звездных скоплений и туманностей по подсистемам, несомненно, связано с их возникновением и эволюцией. Но высказать такое утверждение, разумеется, гораздо легче, чем установить, в чем же именно заключается эта связь.
В своих исследованиях Б. В. Кукаркин привел веские доказательства того, что объекты, входящие в сферические подсистемы, представляют собой гораздо более старые образования, чем те, которые образуют промежуточные и плоские подсистемы. В экваториальной плоскости Галактики сконденсирована и диффузная материя — газовые и пылевые туманности. Невольно возникает мысль о том, не является ли эта материя первоосновой для зарождения в буквальном смысле новых, молодых звезд.
С другой стороны, интересно выяснить, из чего и как формируются звезды сферических подсистем.
Дальнейшее изучение «беспокойных» переменных звезд, несомненно, приведет к важнейшим открытиям.