Затмения пульсирующих звезд

Затмения пульсирующих звезд

М. С. ФРОЛОВ

Кандидат физико-математических наук

Заглавие статьи может вызвать недоумение: ведь пульсирующие и затменные звезды меняют свой блеск по совершенно различным  причинам. Поясним сразу, что речь пойдет о тех пульсирующих звездах, которые находятся в составе затменно-двойных систем. Чем же  интересны подобные комбинации? Дело в том, что именно двойные звезды позволяют наиболее достоверно определять массы — основной параметр звезд.
С необходимостью знать массу звезды мы сталкиваемся практически при решении любой проблемы астрономии, будь то проблема устойчивости звездных агрегатов или изучение динамики звезд в Галактике, будь то расчет звездной эволюции, моделирование процесса пульсации звезды или проверка наших представлений о механизме звездо­образования.

Кривая блеска затменно-двойной звезды № 80 в карликовой галактике Малой Медведицы. Один из компонентов двойной звезды - пульсирующая переменная типа RR Лиры. Ее кривая блеска показана внизу. Графики построены П. Н. Холоповым

Как же определяется масса компонентов в двойной системе? Третий закон Кеплера устанавливает связь между параметрами орбиты   системы и массами звезд-компонентов. Если система визуально-двойная и близка к Солнцу, то ее орбиту можно получить      непосредственно из наблюдений взаимного положения компонентов. После того как удастся достаточно точно измерить расстояние до двойной системы, определение индивидуальных масс не составляет труда. Несравненно сложнее вычислить массу звезд в далеких двойных системах, двойственность которых «видна» либо по спектру, либо по затмениям одного компонента другим. Если в спектре такой системы наблюдаются одновременно линии обоих компонентов, то, измерив, период и амплитуду смещения спектральных линий, можно   оценить массы компонентов, если нам известен угол наклона плоскости орбиты к лучу зрения наблюдателя. Определение этого  угла   возможно лишь в затменно-двойных системах (угол должен быть близок к нулю, иначе компоненты не затмеваются). Поэтому не    удивителен огромный интерес к изучению затменные звезд. До недавнего времени не было известно ни одной затменной системы, где   компонент — пульсирующая переменная звезда. Особенно привлекали астрономов поиски в затменно-двойных системах звезд типа RR Лиры или цефеид, названных «маяками Вселенной». Ведь именно на этих звездах в основном «держатся» расстояния, как в Галактике, так исследуются не один десяток лет. Зная достаточно хорошо многие параметры этих звезд, астрономы, к сожалению, до сих пор не имели возможности непосредственно, без каких-либо предположений определить самый главный из них — массу цефеиды или звезды типа RR Лиры.

Средняя кривая блеска АВ Кассиопеи, построенная П. Темпести. Показано расположение звезд в момент затмений, слабая звезда заштрихована. Короткопериодические колебания блеска пропадают только в главном минимуме, когда слабая звезда затмевает яркий компонент двойной системы

И вот в 1970 году известный советский астроном П. Н. Холопов впервые обнаружил пульсирующую переменную звезду типа RR Лиры в  затменно-двойной системе. Эта двойная система с периодом чуть более двух суток принадлежит карликовой сферической галактике в созвездии Малой Медведицы. П. Н. Холопов обратил внимание на необычно большое рассеяние точек на кривой изменения блеска двойной система вне моментов минимумов, то есть вне моментов затмений одной звезды другой. Это свидетельствует о физической переменности блеске одного или обоих компонентов системы. Период физической переменности получился равным почти точно полусуткам. Тщательный анализ показал, что, по всей видимости, это — реальный период изменений блеска одного из компонентов, другой компонент — звезда постоянного блеска.
Средний блеск переменного компонента составляет 20,25 звездной величины, как и у других звезд типа RR Лиры в этой карликовой галактике. Период и форма кривой изменения блеска подтверждают принадлежность к классу короткопериодических цефеид. Правда, в нашей Галактике звезды с такой кривой блеска, как у звезды П. Н. Холопова, обычно имеют более короткие периоды, однако и «у нас» есть немного подобных звезд. Итак, первая «затаенная звезда типа RR Лиры» найдена, но, увы, не в нашей Галактике.
Пока нет спектроскопических наблюдений этой двойной звезды, без которых невозможно определить массы ее компонентов. Звезда слишком слаба, и ее спектральные исследования — исключительно сложная задача для современной астрономии. П.Н.Холопов попытался приблизительно оценить массу из фотометрических наблюдений.
Он считает, что масса звезды типа RR Лиры может оказаться существенно больше 0,5 солнечной — величины, принимаемой в настоящее время.
Вскоре после открытия П. Н. Холопов польский астроном В. Висневский опубликовал детальное исследование RW Овна, давно известной и «не вызывающей подозрений» переменной звезды типа RR Лиры 12-й звездной величины. Это — типичный представитель подгруппы звезд с синусоидальными кривыми блеска, амплитуды которых, как правило, составляют около половины звездной величины, а периоды от 0,3 до 0,4 суток.
В. Висневский анализировал фотоэлектрические измерения блеска RW Овна. Большое количество высокоточных наблюдений позволило ему обнаружить то, что до сих пор ускользало от других исследователей. За 16 ночей из 19, в течение которых фотоэлектрическое устройство регистрировало изменения блеска RW Овна, не произошло ничего необычного. Зато на протяжении остальных трех ночей звезда  демонстрировала неожиданные фотометрические эффекты.15 сентября 1966 года звезда вдруг «пошла» в глубокий минимум блеска, по крайней мере, на 0,5 звездной величины слабее обычного минимума. Поведение RW Овна в эту ночь настолько не соответствовало присущему ей характеру изменения блеска, что можно было бы даже усомниться, та ли звезда наблюдалась. Аналогичная картина, однако, повторилась и 14 января 1967 года, а 12 октября 1966 года RW Овна была систематически слабее обычного максимума блеска на 0,1 звездной величины. В чем же причина подобных аномалий в поведении, казалось бы, достаточно хорошо изученной звезды типа RR Лиры?

Изменение блеска RW Овна, по наблюдениям В. Висневского. Необычные для звезды типа RR Лиры явления наблюдались 15 сентября и 12 октября 1966 года, а также 14 января 1967 года. Показано положение звезд в эти ночи. Слабая звезда двойной системы заштрихована

В. Висневский предположил, что RW Овна не одиночная пульсирующая звезда, а система двух звезд, обращающихся около общего центра масс по орбите, плоскость которой очень мало наклонена к лучу зрения земного наблюдателя. Благодаря такой ориентации мы должны видеть затмения компонентов. Для проверки гипотезы были искусственно «сняты» с наблюдаемой кривой изменения блеска пульсационные колебания переменного компонента системы. Получилась, лак и предполагал В. Висневский, характерная для затменно-двойных систем кривая изменения блеска, период которой немного превосходит трое суток.
Все необычные эффекты RW Овна зарегистрированы в моменты затме­ний одного компонента другим. Де­тализируя свою гипотезу, В. Висневский пришел к выводу, что пульсирующий компонент имеет меньшую светимость, чем постоянный. Значит, 15 сентября 1966 года и 14 января 1967 года, когда наблюдалось сильное ослабление блеска, пульсирующая звезда заслоняла от нас яркий компонент, а 12 октября 1966 года, наоборот, яркая звезда проходила перед звездой типа RR Лиры. RV Овна открыла список звезд типа RR Лиры, входящих в состав затменно-двойных систем нашей Галактики. Звезда эта яркая, и можно надеяться, что в самое ближайшее врем ее масса станет известной.
2 декабря 1971 года появилась статья итальянского астронома П. Темпести. Он исследовал изменения блеска опять-таки, казалось бы, ничем не примечательной переменной АВ Кассиопея. Эта звезда, согласно последнему изданию «Общего каталога переменных звезд», затменно-двойная типа Алголя с периодом 1,37 суток и амплитудой изменения блеска 10,3—12,2 в синих лучах.
По фотометрическим наблюдени­ям, выполненным в 1967—1971 годах, П. Темпести обнаружил у АВ Кассиопея вне моментов минимума, когда мы видим оба компонента, небольшие периодические колебания. Их период составляет 0,058 суток, а амплитуда всего 0,05 звездной величины. Колебания не прекращались и во вторичном минимуме, когда яркая звезда загораживает от наблюдателя компонент меньшей светимости. Лишь в главном минимуме (слабая звезда впереди) колебания блеска исчезли. Следовательно, источником колебаний служит более яркий компонент системы АВ Кассиопея. Период, амплитуда, спектр (A3) и абсолютная величина (+ 2,m2) свидетельствуют, что яркая звезда затменно-двойной системы АВ Кассиопея относится к пульсирующим переменным типа 6 Щита.
Итак, нам известны уже три пульсирующие переменные в затменно-двойных системах. Какой окажется масса одного из «маяков Вселенной»— звезды типа RR Лиры?!

Земля и Вселенная, 1973 г., № 5