Рис. 19. Периодическое изменение блеска δ Cephei.
[
вернуться к содержанию сайта]Д р у г и е п е р е м е н н ы е з в ё з д ы. Ещё более запутанную переменность блеска представляет исследованная Дунером звезда Y Cygni с двумя минимумами.
Дунер объяснил такую переменность Y Cygni тем, что одна звезда проходит между первым и вторым минимумами через периастр, т. е. приближается на самое близкое расстояние к другой, и вследствие этого, согласно второму закону Кеплера, употребляет на эту часть своего пути более короткое время, чем между вторым и третьим ( = первым) минимумами, когда она проходит через апоастр (наибольшее расстояние звезды). Эти два промежутка составляют 34ч 11м 10с и 37ч 43м 43с, вместе 3 дня без 307 секунд. Длина периодов между обоими минимумами не остаётся вполне одинаковой, что должно указывать на движении линии апсид (см. дальше главу "Солнечная система")1).
Дунер доказал, что главная звезда двойной звезды ζ Herculis есть переменная того же рода, что Y Cygni. Изменения блеска этой звезды объясняются допущением, что она представляет собой систему двух составляющих, из которых одна вдвое ярче другой. Они обращаются одна вокруг другой в течение 3 дней 23 часов 48 минут 3 секунд по эллиптической орбите, большая полуось которой в шесть раз больше среднего поперечника этих звёзд. Плоскость орбиты проходит через солнце, а эксцентриситет равен 0,2475.
Очень близко к звёздам типа Алголя примыкают ещё некоторые, у которых минимум света составляет, однако, очень значительную долю периода; например S Воздушного Насоса, где весь период составляет только 7 часов 46 минут. В этом случае возрастание блеска начинается непосредственно после окончания убывания. На эту звезду походят ещё некоторые звёзды со многими неправильностями, как δ Cephei (рис. 19) и β Lyrae. Только период здесь много длиннее (5д 8ч 47м 40с и 12д 22ч). В общем, возрастание блеска происходит для этих звёзд, как и для звёзд типа Mira, быстрее, нежели убывание. Некоторые из них имеют двойные, различной степени, максимумы и минимумы.
Рис. 19. Периодическое изменение блеска δ Cephei.
Довольно часто минимумы, этих звёзд не приходятся на те моменты, когда звёзды стоят в соединении, которые можно установить по смещениям спектральных линий. Звезда η Aquilie имеет тёмного спутника; период изменения её блеска составляет 7,176 дней; она описывает орбиту с эксцентриситетом 0,49, минимумы света наступают за 2,1 и 1,4 дня до соединения. Такие явления привели к взгляду, что яркость этих звёзд зависит от приливной волны: на земле морская приливная волна приходится не в тот именно момент, когда луна стоит в зените; так же может обстоять дело и на этих небесных телах. Приливная волна может изменять блеск звезды через посредство сильно поглощающей более холодной газовой оболочки; при этом время прохождения её через обращённую к нам сторону звезды может не совпадать с моментом, когда тёмный спутник стоит на линии зрения прямо перед звездой или позади неё.
В новейшее время открыто много переменных звёзд этого рода. Самый короткий период (0,23 дня) имеет U Pegasi (AR=23ч 53м, D=+15° 24'); затем следует R Muscae (AR=12ч 36м, D=–68° 52') с 0,88 дн. Все звёзды типа Алголя белые и поэтому находятся в первой стадии развития. Звёзды типа β Lyrae, кажется, развиты ещё меньше: все они имеют в спектре все линии гелия, в том числе и Орионову линию, и окутаны плотной атмосферой водорода. Эти звёзды, может быть, имеют очень высокую температуру и окружены туманной оболочкой. По спектроскопическому характеру они являются очень тесными двойными звёздами.
Весьма своеобразны изменения блеска некоторых переменных звёзд с неправильным периодом колебания яркости.
К этому роду принадлежит Бетельгейзе (α Orionis), которая неправильно колеблется между 1,0 и 1,4 величиной. Другой подобной звездой является U Близнецов,– белая звезда 13 величины, усиливающая иногда свой блеск на три величины.
Дата установки: 04.03.2012
[
