НЕОБЫКНОВЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ

НЕОБЫКНОВЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Ю. Н. Ефремов

Еще одна загадка переменных звезд: три переменные звезды меняют свой характер. Блеск двух из них неожиданно стал постоянен, у третьей же, наоборот, начал изменяться.

ЗАГАДКА ЦЕФЕИДЫ

В октябре 1964 г. канадский астроном С. Демер на обсерватории Давид Денлап начал фотоэлектрические наблюдения RU Жирафа. Эта переменная звезда (с периодом 22 дня) интересна тем, что она единственная цефеида, в спектре которой видны признаки углерода. Блеск ее колеблется в пределах одной звездной величины (в желтых лучах). Как же удивился Демер, когда обнаружил, что наблюдаемая им звезда... не изменяет свой блеск! Демер предположил, что он по ошибке вместо RU Жирафа наблюдал соседнюю постоянную звезду. Хотя RU Жирафа есть на картах Боннского обозрения — самого подробного атласа неба, составленного по визуальным наблюдениям и содержащего звезды до десятой звездной величины (10^m), и найти ее совсем нетрудно, Демер все же попросил своего коллегу Дж. Ферни независимо отождествить и пронаблюдать звезду. Результат был тот же! В дальнейшем Демер и Ферни работали вместе. Они проверили свое фотоэлектрическое оборудование, оно было в порядке. С тем же фотометром на обсерватории велись и другие наблюдения в системе U, В, V (в этой системе блеск объекта измеряется в трех участках спектра: в ультрафиолетовых, синих и желтых лучах), причем результаты их не давали никакого повода для беспокойства. Не оставалось ничего другого, как допустить, что звезда, известная как переменная с конца прошлого века, теперь перестала пульсировать!

28 января 1966 г. Демер и Ферни, убедившись в своем открытии, послали письмо с сообщением о нем в «Астрофизический журнал». Но прежде чем номер журнала с этой статьей, вышел в свет (в апреле), голландский астроном В. Вамстекер, познакомившийся с работой канадских астрономов, опубликовал результаты своих наблюдений RU Жирафа, проведенных в сентябре 1965 г.— феврале 1966 г. Наблюдения Вамстекеда подтверждают выводы Демера и Ферни. Правда, канадцы считают, что у звезды остались лишь неправильные колебания с амплитудой, не превышающей 0^m,2, а Вамстекер нашел, что, хотя амплитуда изменений блеска RU Жирафа составляет теперь всего лишь 0^m,13, колебания правильные, с тем же периодом (22,1 дня), что и раньше (рис. 2).

Рис. 2.

Кривые блеска RU Жирафа

в 1960 г.

(точки — наблюдения Митчелла и др.)

и в 1966 г. (кружки — наблюдения Вамстекера)

Фаза в долях периода

После Вамстекера результаты своих наблюдений RU Жирафа, выполненных на Ликской обсерватории в 1962—1964 гг., опубликовал польский астроном Ю. Смак. Из них следует, что в 1964 г. амплитуда колебаний блеска звезды была существенно меньше, чем раньше. Два наблюдения, полученные Смаком в 1962 г., как будто показали, что тогда амплитуда блеска цефеиды была, наоборот, больше обычной (за счет уменьшения блеска в минимуме). Не исключено все же, что эти два наблюдения ошибочны. Об этом говорят уже результаты фотографических наблюдений, приводимые К. Хоффмейстером, старейшим немецким исследователем переменных звезд, согласно которым амплитуда блеска RU Жирафа монотонно убывает с 1963 г. За четыре года амплитуда блеска звезды уменьшилась в десять раз! Впервые, на глазах у наблюдателей, цефеида почти перестала пульсировать! (Затухание колебаний RU Жирафа, по-видимому, продолжается. Неопубликованные еще наблюдения Демера в марте — апреле 1966 г. показывают, что амплитуда звезды не превышает 0.^m04.).

Как объяснить это необыкновенное явление? Если бы RU Жирафа была обычной цефеидой, к ней можно было бы применить теорию эволюции цефеид, развитую мюнхенскими теоретиками во главе с Р. Киппенханом, а также И. Ибеном (США). Согласно этой теории, на поздней стадии эволюции массивные звезды неоднократно попадают в полосу нестабильности на диаграмме цвет — светимость (рис. 5), становясь цефеидами. Первое и последнее прохождения через полосу нестабильности занимают около тысячи лет, а другие — на два порядка больше. Поэтому примерно сотая доля наблюдаемых цефеид (около десятка) должна соответствовать быстрым прохождениям через полосу нестабильности. Каждая из этих десяти звезд остается цефеидой в течение тысячи лет; следовательно, каждые сто лет можно ожидать прекращения пульсации у одной из них.

Если бы в случае RU Жирафа мы действительно наблюдали прекращение пульсаций, это означало бы, кроме подтверждения существования кратковременной стадии цефеиды, также и то, что границы полосы нестабильности чрезвычайно резки. Вот приводимые Демером и Ферни сведения о средних блеске и цвете звезды (верхняя строчка — старые наблюдения, нижняя— данные Демера и Ферни):

_ V	_ B-V	_ U-B
8,53 8,48	1,15 1,17	0,94 0,94

Рис. 5. Эволюционные треки звезд с массами 5 и 9 солнечных (по данным Э. Хофмейстер). Точками отмечены модели, соответствующие цефеидам. Полоса нестабильности заштрихована.

Как только показатель цвета увеличился на 0^m,02, звезда вышла из полосы нестабильности. Примерно на столько же отличаются показатели цвета переменных звезд типа RR Лиры и постоянных звезд горизонтальной ветви шаровых скоплений. Но если это увеличение показателя цвета реально, скорость продвижения RU Жирафа по диаграмме цвет — светимость получается намного большей, чем следует из теории Киппенхана. И еще в одном отношении RU Жирафа противоречит этой теории. При быстром пересечении полосы нестабильности у цефеиды должен заметно изменяться период: расти, если движение направлено слева направо, и уменьшаться при направлении движения справа налево. Однако период RU Жирафа хотя и изменяется, но не монотонно; он то растет, то уменьшается — и не слишком сильно.

К сожалению, вполне возможно, что подобные рассуждения неприменимы к RU Жирафа, так как эта звезда принадлежит к цефеидам сферической составляющей Галактики, место которых в звездной эволюции еще неясно. Кроме того, как уже отмечалось, в спектре звезды наблюдаются несвойственные другим цефеидам полосы углеродных соединений. Но если такая особенность может указывать на позднюю стадию эволюции (когда в звезде горит уже углерод и произошло перемешивание ее вещества), то это согласовалось бы с увеличением показателя цвета RU Жирафа — быстрое пересечение полосы нестабильности слева направо является последним и соответствует более позднему этапу эволюции. Следовательно, RU Жирафа никогда больше не станет снова цефеидой. Звезду сейчас интенсивно наблюдают (особенно важно изучить изменения ее цвета), но не исключено, что разгадка придет лишь через тысячи лет...(Правда, совсем недавно венгерский астроном Л. Детре предположил, что у звезды происходит циклическое изменение амплитуды блеска и на 1966 год просто пришелся глубокий минимум цикла. В ближайшие месяцы предположение Детре будет проверено.).

НЕСОСТОЯВШАЯСЯ ЦЕФЕИДА

Случай с RU Жирафа заставляет вспомнить еще одну звезду, открытую и исследованную Генриеттой Суоп в 1936 г. Это V 725 Стрельца, у которой с конца прошлого века по 1928 год наблюдалась, наряду с очень медленными изменениями, быстрая переменность блеска с амплитудой в 0^m,4. В 1928 г. амплитуда быстрых колебаний внезапно достигла 1^m,8 (за счет уменьшения блеска в минимуме), а сами колебания стали периодическими! С 1928 по 1935 г. звезда очень напоминала цефеиду, но период ее необычайно быстро увеличивался и от 14 дней в 1928 г. вырос до 21 дня в 1935 г. Амплитуда блеска к этому времени уменьшилась до 1^m,1. О дальнейшей судьбе звезды долго не было известий, пока в 1963 г. в Гринвиче на симпозиуме "Скопления и звездная эволюция" крупнейший американский теоретик М. Шварцшильд не сообщил, что V 725 Стрельца по наблюдениям, проведенным вскоре после войны, оказалась постоянной!

Вот отрывок из стенограммы дискуссии, состоявшейся на симпозиуме "Скопления и звездная эволюция".

Шварцшильд: ...Если звезда выглядит как нормальная переменная, но ведет себя неправильным образом, это заслуживает бесконечно большого внимания. Я считаю настоящей трагедией, что потеряны следы V 725 Стрельца, цефеиды, ..., блеск которой на старых гарвардских пластинках не изменялся и которая затем в течение пяти лет показывала возрастающую амплитуду блеска. Из-за войны и прекращения исследования перменных звезд в Гарварде почти десять лет о звезде не было новых данных, когда же ее пронаблюдали снова, блеск звезды больше но изменялся. Но в промежутке она выглядела как хорошая цефеида.

Сендидж: Нам нужно иметь больше хорошо подготовленных астрономов.

Шварцшильд: Абсолютно верно.

Склонение звезды V 725 Стрельца -36°, поэтому наблюдать ее удобно лишь в южном полушарии. Тем не менее в июле 1964 г. я попытался снять V 725 Стрельца на 40-сантиметровом астрографе Крымской станции ГАИШ. В ночи с очень хорошей прозрачностью удалось получить два снимка с интервалом в три дня, на которых можно было оценить блеск звезды. Он оказался одинаковым (13^m,9) на обеих пластинках. Я пытался также выяснить возможность получения спектрограммы звезды, но оказалось, что ни на одном из трех имеющихся в Крыму крупных инструментов этого сделать нельзя. В самом деле, звезда не бывает там выше 9° над горизонтом, и на моих снимках получался уже силуэт башни 2,6-метрового телескопа имени Шайна, на котором, например, при столь низких высотах срабатывают автоматические выключатели, останавливающие телескоп.

В том же году профессор В. П. Цесевич во время пребывания в США оценил, по моей просьбе, блеск V 725 Стрельца на пластинках гарвардской коллекции, полученных в сентябре 1936 г.- июле 1949 г. Никаких реальных изменений блеска он не обнаружил и заключил, что блеск звезды был постоянен (14^m,1).

Вот, собственно, и все, что нам известно об этой удивительной звезде. Пренебрежение к ней не может не вызывать удивления; прошлого не вернешь, но ведь и данные о теперешнем состоянии звезды также представляют громадный интерес. Спектр ее остается неизвестным, мы знаем только, что V 725 Стрельца - желтая звезда, принадлежащая, скорее всего, к спектральному классу К. Необходимо продолжить наблюдения: может быть, еще не исчерпаны полностью и возможности наших южных обсерваторий.

Никаких попыток теоретической интерпретации V 725 Стрельца не было сделано, да и вряд ли они сейчас возможны. Можно только думать, что по какой-то причине в 1928 г. в звезде возбудились цефеидоподобные колебания, которые менее чем за десять лет затухли. Десять лет - много меньше времени, которое дается теорией для не поддерживающейся пульсации в звезде.

ЗВЕЗДА ЧУГАЙНОВА

Эта звезда включена лишь в недавно изданный (М., 1965) "Второй каталог звезд, заподозренных в переменности", где она обозначена как КЗП 102879. В известном каталоге ввездных спектров Генри Дрепера ее номер HD 234677, находится эта звезда в созвездии Дракона. В 1953 г. американский астроном Д. Поппер, основываясь на ее спектральных особенностях, предположил, что она, возможно, вспыхивающая звезда. В самом деле, КЗП 102879, как и некоторые вспыхивающие звезды, карлик класса К с эмиссионными линиями. В 1954 г. ее наблюдал итальянский астроном А. Мазани с сотрудниками, а в 1960 г.- крымский астроном П. Ф. Чугайнов, известный читателям "Земли и Вселенной" по статье о молодых переменных звездах (№ 6, 1965). Никаких изменений блеска звезды не было обнаружено. Но наблюдения Чугайнова, выполненные в 1965-1966 гг., показывают периодические изменения блеска КЗП 102879 с амплитудой 0m,24 (в желтых лучах) и периодом 3,826 дня! Кривая блеска оказалась примерно синусоидальной, но показатель цвета звезды почти не изменяется и этим она отличается от изредка встречающихся цефеид с такой же кривой блеска. КЗП 102879 непохожа на цефеиды еще и тем, что она принадлежит к главной последовательности.

Пропустить в 1960 г. наблюдаемые сейчас изменения блеска, по мнению Чугайнова, было невозможно. Следовательно, затменной звезда не может быть, так как в этом случае пришлось бы допустить изменения положения плоскости орбиты за время между 1960 и 1965 гг. Но пульсирующие неременные должны изменять и показатель цвета. Возможно, КЗП 102879 все же родственная молодым звездам класса RW Возничего и UV Кита, на которые она похожа по спектру. Иногда такие звезды показывают квазипериодические колебания блеска, но кривая блеска КЗП 102879 повторяется уж слишком строго.

Мы рассказали о трех звездах, у которых наблюдалось появление или исчезновение периодических изменений блеска. К ним следует, может быть, добавить RR Телескопа. У этой звезды с 1889 г. отмечались изменения блеска с амплитудой в 2^m и слабой периодичностью. В 1928-1944 гг. колебания блеска были периодическими, с амплитудой 3-47" и периодом 387 дней, но в октябре 1944 г. звезда вспыхнула с 14 до 7m и оставалась такой до 1949 г. Затем блеск RR Телескопа стал медленно падать. В максимуме блеска ее спектр был cF5. Такой спектр характерен для сверхгигантов и не напоминает спектр новых. В начале уменьшения блеска появились эмиссионные линии. Эту звезду обычно классифицируют как новую, но московский астроном П. Н. Холопов давно уже заметил ее сходство с FU Ориона, близ которой, правда, в отличие от RR Телескопа находится темная туманность. Возможно, RR Телескопа также связана с начальными этапами звездной эволюции, хотя отсутствие рядом диффузного вещества и не позволяет говорить об этом более уверенно.

Изучение переменных звезд во многих отношениях важнее изучения постоянных, хотя бы уже потому, что переменные звезды, как правило, соответствуют критическим стадиям эволюции звезд. А исследования звезд, у которых самый феномен переменности является преходящим, представляют совершенно исключительный интерес.

Земля и Вселенная, 1967, 2