Переменные звезды

Определение "Переменные звезды" в словаре Брокгауза и Ефрона

Переменные звезды — изменяющие по временам свою яркость. Известно в настоящее время около 250 П. звезд. К П. звездам должны быть причислены так называемые новые и пропавшие звезды. Почти все пропавшие звезды являются следствием ошибочных положений звезд, данных в старых каталогах. Яркость П. звезд измеряется фотометрами (см. Фотометрия, Астрофотометрия) или непосредственной глазомерной оценкой путем сравнения с соседними звездами — так называемый способ Аргеландера. Наименьшая разность блеска, которую может оценить глаз, названа Аргеландером степенью (Stufe) и определена в 1/1 0 долю звездной величины. По предложению Аргеландера те П. звезды, которые еще не имели названия, обозначают последними буквами латинского алфавита, начиная с R, например R Hydrae — первая по времени открытия П. звезда в созвездии Гидра, S Hydrae — вторая и т. д. Встречаются звезды со всевозможными периодами, от 20 часов до нескольких лет; амплитуда изменения яркости, в свою очередь, иногда занимает 10 и более звездных величин, иногда же яркость колеблется в пределе нескольких Аргеландеровых степеней. Большинство П. звезд — красного цвета. Звезды типа Альголя (см. ниже) белые. Зеленых и синеватых звезд среди П. совсем нет. П. звезды распределены неравномерно на небе. Большинство их находится на Млечном пути или вблизи его. Следующее деление П. звезд на классы предложено Гузо (Houzeau): 1) П. звезды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается. Судя по дошедшим до нас работам древних астрономов, таких звезд крайне мало или изменения подобного рода незначительны. 2) Звезды с периодическим изменением блеска. а) Звезды с большими периодами и значительными изменениями яркости: тип ο Ceti (первая по времени открытия П. звезда). Изменения яркости этой звезды открыты Фабрициусом в 1596 г. Период определен Фоккенсом (Хольварда) в 1639 г. Гевелиус назвал эту звезду Mira Ceti (Удивительная). Увеличение блеска звезд этого типа происходит значительно быстре, чем его уменьшение. В продолжение большей части периода — звезды сохраняют minimum яркости, и изменения яркости представляются как бы вспышкой. Длина периода, а также и яркость во время maximum'a подвержены большим колебаниям. b) Звезды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Часто замечаются два maximum'a: один несколько ярче, другой слабее. Изменения яркости занимают весь период. Типом может служить β Lyrae, открытая Гудрике в 1784 г. Из других звезд этого класса замечательны δ Cephei, η Aquilae. c) Звезды типа Альголя (β Persei). Этот класс отличается очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Непостоянство блеска Альголя открыто Монтанари в 1667 г., величина периода определена Гудрике в 1782 г. Известны двенадцать звезд типа Альголя (λ Tauri, R Can is majoris, Y Cygni и т. д.). Одна из интереснейших, U Cephei, открыта профессором Церасским в 1880 г. 3) Звезды с неправильными изменениями блеска. Любопытнейшей звездой этого класса является η Argus (невидимая в Европе), яркость которой менялась за последние 100 лет от 6-ой до 1-ой величины. К классу с неправильным нзменением яркости относятся весьма многие переменные звезды. 4) Новые звезды. Прежде слово "новая" принималось в буквальном смысле вновь сформировавшихся звезд. В настоящее время, особенно благодаря спектральным изысканиям, выяснилось полное сходство этих звезд с П. В китайских (Ма-туан-лин) и средневековых европейских летописях занесено много появлений новых звезд, но весьма вероятно, что большинство из них были кометы. Полный список их можно найти в "Космосе" Гумбольдта (т. III). Достоверны следующие появления новых звезд:
–134 Звезда Гиппарха
+389 В созвездии Орла
1572 Звезда Тихо-де-Браге
1600 В созвездии Лебедя
1604 Звезда Кеплера
1670 В созвездии Лисицы.

В течение XVIII столетия не было замечено ни одной новой звезды. 28 апреля 1848 г. Хайнд заметил в созвездии Змееносца новую звезду пятой величины. Она была видна в продолжение месяца невооруженным глазом. Звезда 1866 г., вспыхнувшая в созвездии Северной Короны, замечательна как первая новая звезда, исследованная спектрально. 24 ноября 1876 г. Шмидт в Афинах заметил новую звезду в созвездии Лебедя. Эта звезда была 3-й величины, интенсивно-желтого цвета; пропала для невооруженного глаза через три недели. В настоящее время это — телескопическая звезда 15-й величины. В 1892 г. появилась звезда в созвездии Возничего (Nova или Т Aurigae). Она была замечена 24 января любителем астрономии Андерсоном в Эдинбурге и достигала 5-й величины. Яркость ее падала весьма быстро: 26 апреля она исчезла. Осенью 1892 г. Nova появилась вновь как звезда 10,5 величины, а в настоящее время имеет яркость 14-й величины. Относительно спектров переменных и новых звезд см. Спектры. Главнейшие гипотезы для объяснения П. звезд. По так называемой гипотезе пятен, поверхность П. звезд не однородна, но покрыта пятнами. Вследствие вращения звезды мы видим то светлую, то темную сторону ее. Для объяснения П. звезд большого периода можно допустить периодическую изменяемость этих пятен, аналогичную той, какая проявляется на Солнце. Наше Солнце может быть названо П. звездой с периодом в 11 лет (см. Солнце). Для объяснения особенностей типа Альголя была предложена гипотеза существования спутника, при каждом прохождении которого перед главной звездой происходит ее затмение. Спектральные исследования вполне подтвердили для Альголя и некоторых других звезд эту гипотезу. Локьер предполагает, что два громадных роя метеоритов движутся вокруг общего центра тяжести, причем в периастрии один рой проходит частью сквозь другой. Тогда происходят бесчисленные столкновения отдельных телец, развивается теплота — наступает maximum П. звезд. Эта теория есть, собственно, широкое развитие гипотезы столкновения двух небесных тел, сформулированной еще Ньютоном для объяснения новых звезд. Гипотеза приливных явлений одинаково приложима и к П. звездам, и в узком смысле к новым звездам. Допустим, что чрезвычайно близко от тела раскаленного, но обладающего очень развитой и плотной атмосферой, проходит другое тело значительных размеров. В атмосфере произойдут гигантские приливные явления, и раскаленное ядро, прежде почти или совершенно невидимое, местами обнажится. Это произведет maximum звезды. Приливное действие распространится и на внутренность светила. Произойдут разрывы оболочки ядра, раскаленные массы и газы вырвутся наружу и усилят яркость звезды. При удалении возмущающего тела атмосфера вновь скроет раскаленное ядро. Эта гипотеза не противоречит и спектральному анализу.

Весьма подробное изложение вопроса можно найти: у Plassman, "Die ver ä nderliche Sterne" (Кельн, 1888). Относительно приложений спектрального анализа см. главу о П. и новых звездах у Scheiner, "Die Spectralanalyse der Gestirne" (Лейпциг, 1890; англ. перевод с дополнениями, Frost, 1894). Последние и наиболее полные каталоги П. звезд Chandler напечатаны в "Astronomical Journal". Списки и эфемериды П. звезд печатаются в "Annuaire du Bureau des longitudes" (Paris) и в приложении к журналу "Observatory". Руководством для любителей астрономии может служить статья профессора Глазенапа "О наблюдении переменных звезд" ("Известия Русского астрономического общества", вып. 1-й, 1892).

В. Серафимов.