§ 87. Переменность молодых звезд

Описывая современные взгляды на эволюцию звезд (§ 76), мы говорили, что до выхода на главную последовательность молодые звезды проходят стадию гравитационного сжатия. Эта стадия сопровождается не только эволюционным изменением светимости, но также и переменностью блеска. На этот вид звездной переменности до самого последнего времени и обращали необходимого внимания, и еще многое остается не изученными не вполне ясным. Дело в том, что эти звезды изменяют свой блеск неправильно, без видимой периодичности, и их не отличали от обычных неправильных красных гигантов, не представляющих большого интереса. Они привлекли внимание по следующим причинам. Во-первых, В. А. Амбарцумяном было замечено, что звезды такого типа расположены в пространстве группами, которые он назвал по имени первой звезды, Т Тельца, Т-ассоциациями. Кроме того, эти группы располагаются вблизи туманностей темных (например, в Тельце) и светлых (например, туманности Ориона) и, вероятно, генетически связаны с туманностями. Нераспавшиеся звездные группы, по мнению В. А. Амбарцумяна, свидетельствуют в пользу молодости этих звезд.

Во-вторых, в спектрах этих звезд, принадлежащих к V классу светимости, видны эмиссионные линии, в частности, На водородной серии Бальмера, что говорит о бурных движениях в оболочках звезд и в окружающих их областях пространства.

В третьих, многие из них не были своевременно открыты, так как переменные звезды открывают, сравнивая между собой фотографические .снимки неба. Экспозиции обычно делаются более или менее длительными (порядка 30 минут). Вместе с тем существуют звезды, у которых вспышка длится всего 5 - 10 минут. Очевидно, что на таких снимках вспышка замечена быть не может.

«Молодые» переменные звезды разделяются на три основных типа: вспыхивающие, вспышечные и звезды типа Т Тельца -RW Возничего.

Первой из открытых вспыхивающих звезд была UV Кита, близкая к Солнцу двойная система, состоящая из двух карликов спектрального класса М5е, удаленная от нас на 8,5 светового года. Вспыхивает лишь одна компонента, в среднем один раз за каждые 30 часов; подъем блеска длится менее минуты, а падение, следующее непосредственно за пикообразным максимумом,- несколько минут. Амплитуды вспышек самые разнообразные, иногда они доходят до пяти звездных величин. Во время вспышки происходят бурные изменения в спектре: появляются интенсивные эмиссионные линии и усиливается ультрафиолетовая часть спектра.

Теперь доказано, что вспышка сопровождается усилением радиоизлучения UV Кита, причем это излучение идет, по-видимому, из окружающей звезду короны. Механизм вспышки таков. Вспышка -это результат перегрева части фотосферы и потока быстрых частиц, которые вызывают изменения в оболочке и короне. С таким явлением мы встречались на Солнце, но здесь оно проявляет себя гораздо «энергичнее».

Переменных звезд типа UV Кита должно быть много. Несмотря на трудности их поиска, теперь их обнаружено около 20. Светимость этих звезд мала, так что мы можем видеть их только вблизи Солнца. Далекие звезды слишком слабы для наблюдений.

Вспышечные звезды были открыты несколько позднее. Это также «взрывающиеся» объекты, но у них вспышки продолжаются гораздо дольше, чем у звезд типа UV Кита. Обычно их находят фотографическим путем, получая на снимке «цепочку» последовательных изображений звездного неба. У вспышечной звезды цепочка будет «неполной», если за общее время экспозиции произошло изменение ее блеска.

Установлено, что вспышечные звезды - карлики, принадлежащие к спектральным классам от Кб до Мб, и чем позднее спектральный класс, тем быстрее протекают изменения блеска.

Почему вспышечные звезды считаются молодыми? Дело в том, что среди самых слабых красных звезд, входящих в Плеяды, очень много вспышечных звезд. Так как диаграмма Г - Р Плеяд состоит только из звезд главной последовательности, можно судить об их возрасте, который порядка немногих миллионов лет. При этом можно ожидать, что медленно эволюционирующие звезды малых масс еще не вышли на главную последовательность. Они-то и оказались вспышечными переменными!

Третий тип молодых переменных звезд - это звезды типа Т Тельца и RW Возничего. Они весьма разнообразны по своим свойствам, хотя бы потому, что среди них есть звезды самых различных спектральных классов от А до М. Свой блеск они меняют как будто без видимой правильности. Однако это не вполне так. Более тщательный анализ приводит к следующим заключениям.

У горячих звезд спектрального Класса А наблюдаются длительные алголеподобные ослабления блеска, иногда достигающие нескольких звездных величин. Нормальное состояние такой звезды - при ее максимальном блеске.

У звезд спектрального класса G происходят плавные циклические колебания блеска, которые в некоторых случаях накладываются на медленные колебания среднего блеска. Последние также происходят циклически, но с циклами, длящимися десятилетия. На рис. 193 изображена кривая изменения блеска RY Тельца более, чем за 60 лет. Ясно видны как более быстрые, так и медленные колебания типа солнечной активности.

Рис. 193. Кривая изменения блеска RY Тельца. Видно наложение циклических колебаний на очень медленные колебания среднего блеска

У звезд более позднего спектрального класса бывают длительные вспышки, которые продолжаются несколько суток.

Таковы, в общем, закономерности в" колебаниях блеска этих любопытных объектов.

Интересно также отметить, что очень часто звезды типа RW Возничего-Т Тельца ассоциируются со светлыми туманностями. В частности, некоторые из туманностей оказались переменными, т. е. есть изменяющими свою яркость.

Заканчивая описание свойств переменных звезд, мы хотим добавить некоторые данные об уникальной звезде FU Ориона. Эта звезда оставалась долгое время слабо светящейся. Затем ее блеск возрос на 5 - 6 звездных величин, причем систематически поднимался на протяжении нескольких месяцев. С тех пор прошла почти половина столетия, а блеск FU Ориона остается максимальным и не меняется! Подобные же явления наблюдались и у звезды V 1057 Лебедя.

С другой стороны, известна звезда RT Змеи, которая разгорелась, достигла максимума и затем на протяжении десятилетий медленно ослабевает в блеске.

Изучение переменности молодых объектов, связанной, возможно, с конвективными движениями в недрах и оболочках звезд, проходящих начальные стадии развития, имеет большое значение для исследования процесса звездообразования. Пока еще не обнаружены какие-либо противоречия между наблюдениями и гипотезой конденсации звезд из диффузного вещества. Но существует

и другая точка зрения, которой придерживается В. А. Амбарцумян. По его мнению, молодые звезды возникают в результате распада плотных дозвездыых агрегатов материи, состоящей из так называемого дозвездного вещества. Будущее покажет, какая из двух точек зрения окажется правильной.