Переменные звезды. [Юрий Николаевич Ефремов] (pdf) читать онлайн

НОВОЕ
В ЖИЗНИ.НАУКЕ
ТЕХНИКЕ

ШИННЕ
СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА, АСТРОНОМИЯ

Ю. Н. Ефремов

ПЕРЕМЕННЫЕ
ЗВЕЗДЫ

Ю. Н. Ефремов,
кандидат физико-математических наук

ПЕРЕМЕННЫЕ
ЗВЕЗДЫ

ИЗДАТЕЛЬСТВО «ЗНАНИЕ»
Москва 19 7 5

527
Е92
Ефремов Ю. Н.

Е92

Переменные звезды. М., «Знание», 1975.
64 с. (Новое в жизни, науке, технике. Серия «Кос­
монавтика, астрономия», 1. Издается ежемесячно с
1971 г.)
Переменные звезды представляют собой обширную и очень инте­
ресную разновидность небесных объектов, изучение характери­
стик которых позволило расширить наши представления о физи­
ческих свойствах звезд и всей Вселенной.
Предлагаемая брошюра о переменных звездах . предназна­
чена для широкого круга читателей.

527

20605

СОДЕРЖАНИЕ
Звездное небо ...............................................
Какие бывают звезды?
. . . . .
Самые молодые звезды
.....
Пульсирующие звезды
.....
Переменность двойных звезд ....
Наблюдайте переменные звезды! . , ,

.
.
.
.
.
.

.
.
.
.
.
.

3
П
21
29
47
60

Ефремов Юрий4 Николаевич

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Редактор Е. Ю. Ермаков. Обложка И. Г. Зоткина. Худож. редак­
тор В. Н. Конюхов. Техн, редактор Т. В. Пичугина. Корректор
Л. С. Соколова.
А 12703. Индекс заказа 54201. Сдано в набор 21/Х 1974 г. Подпи­
сано к печати 12/Х11 1974 г. Формат бумаги 84Х108’/э2. Бумага
типографская Хг 3. Бум. л. 1,0. Печ. л. 2,0. Усл.-печ. л. 3,36. Уч.изд. л. 3,35. Тираж 35 000 экз. Издательство «Знание». 101835,
Москва, Центр, проезд Серова, д. 3/4'. Заказ 2022. Типография
Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр, Новая пл.,
д. 3/4.
Цена 11 коп.

(Ё) Издательство «Знание», 1975 г.

Звездное

небо

Было уже поздно, и трехлетний сын моих знакомых
уснул в автобусе. А потом мы шли в полной темноте по
полевой дороге и огромные августовские звезды запол­
няли все вокруг; он проснулся, открыл глаза, ничего не
увидел, кроме звезд, и спросил: «Мама, это сказка?» Он
вырос в городе и никогда раньше не видел звезд...
Да, звездпое небо прекрасно как сказка: это зрели­
ще волнует душу и наполняет ее гордостью. Мы сумели
узнать, что скрывается за этими бесчисленными искор­
ками огня, почему они горят, на каких расстояниях на­
ходятся, какие сообщества образуют и даже сумели, ка­
жется, узнать, как они возникают и гаснут.
Звезды — огромные газовые шары, подобные нашему
.Солнцу, светящиеся за счет идущих в их недрах ядерных
реакций синтеза. Масса ядра нового элемента оказы­
вается чуть меньше массы составивших его частиц, и
этот дефект (уменьшение) массы, согласно формуле
Эйнштейна Е = тс2, и служит источником энергии звез­
ды. В недрах большинства звезд водород превращается
в гелий, четыре протона объединяются в альфа-частицу.
Сродство звезд нашему Солнцу было 'окончательно
доказано лишь в 1837—1838 гг., когда для трех из них
удалось определить расстояние, измеряя их годичный
сдвиг по небесной сфере (относительно более далеких
звезд), отражающий движение Земли вокруг Солнца,—
этот сдвиг тем больше, чем ближе звезда, но и для са­
мой близкой не превосходит одной секунды дуги. Зная
расстояние и учитывая, что блеск ослабевает пропор­
ционально квадрату расстояния, можно найти свети­
мость звезд — количество излучаемой ими энергии. Оно
оказалось огромно, и стало окончательно ясно, что
звезды — это далекие солнца.
3

Но с развитием методов определения расстояния
звезд становилось все более ясным, что эти солнца бы­
вают очень непохожи друг на друга. Резко отличаются
их светимости — некоторые светят в сотни тысяч раз
ярче Солнца, другие же в миллионы раз слабее. По своей
температуре у поверхности (6000°), по массе и радиусу
Солнце — также средняя звезда. Самые горячие звезды
имеют температуру около 50 000°, самые холодные —
3000°; радиус звезд сверхгигантов больше солнечного
в тысячи раз, а у карликов — меньше в десять раз. Наи­
большие массы звезд превышают солнечную в 50—
60 раз, а наименьшие составляют сотые доли массы
Солнца. По всем своим характеристикам Солнце — са­
мая средняя звезда; точнее говоря, оно ближе к «заху­
далым», но зато наиболее многочисленным холодным
карликам.
Еще две тысячи лет назад Гиппарх поделил звезды
по блеску на шесть классов, отнеся самые яркие звезды
к первой величине, а самые слабые, видимые невоору­
женным глазом,— к шестой. В XIX в. было принято, что
звезды первой величины ровно в сто раз ярче звезд пя­
той величины; тогда получается, что если 1\ и Л — блеск
двух звезд, а т, и т2 их звездные величины, то Л//г =
= 2,512(т2-т1) = 10°’'1('Пз-т1), откуда 1&Л/Л = 0,4 \т2—
—ГП[). Эта шкала была продолжена и на самые слабые
звезды. Сейчас 5-метровому телескопу доступны звезды
24-й величины: они слабее самой яркой звезды неба —
Сириуса (величина его составляет —1 т,67) в 2,51226 ~
~1010 раз. Сириус намного ярче сияющего неподалеку, в
созвездии Ориона, голубого Ригеля, величина которого
О'", 13. На самом же деле Ригель излучает энергии боль­
ше, чем Сириус, в 3700 раз, но зато и находится на рас­
стоянии, в 120 раз большем. Ригель — сверхгигант, а
Сириус ярче Солнца всего лишь в 22 раза.
Как далеки звезды? На южном небе горит а Кен­
тавра четвертая по яркости на всем небе. На самом
деле светимость ее почти точно равна солнечной, и ярка
она лишь потому, что это — ближайшая к нам звезда.
Свет от нее летит до .нас 4,3 года. Космический зонд
«Пионер-10», исследовавший в декабре 1973 г. окрест­
ности Юпитера, станет первым творением рук человека,
1 Обычно это созвездие называют Центавром, но мы ведь знаем
из мифологии кентавров, а не центавров.

4

которому суждено покинуть пределы Солнечной системы.
Если бы он был направлен в сторону а Кентавра, ю
достиг бы ее примерно через 100 000 лет. На полет к
Юпитеру «Пионер-10» затратил 21 месяц. Через 15 лет
«Пионер-10» пересечет орбиту планеты Плутон и начнет
свой путь к звездам.
Знакомый нам уже Ригель — самая далекая среди
20 ярчайших звезд нашего неба, она дальше а Кен­
тавра в 250 раз. От самых далеких звезд, относящихся
к нашей звездной системе — Галактике, свет летит к
нам 100—150 тысяч лет.
Темной августовской ночью прямо над головой при­
зрачным пепельным сиянием светится Млечный Путь.
Еще Галилей, направив на него Т:вой первый телескоп—
в сущности, подзорную трубу, много хуже той, которую
теперь за 20 рублей можно купить в магазине фотопри­
надлежностей,— обнаружил, что это сияние слагается из
блеска мириадов звезд, слишком слабых и слишком
близких друг к другу на небе, чтобы быть различимыми
невооруженным глазом. Наша звездная система имеет
форму довольно тонкого диска, и Солнце расположено
близ его края в экваториальной плоскбсти, смотря вдоль
которой, мы и видим этот диск во всю глубину—видим
Млечный Путь; если же смотреть в перпендикулярных
направлениях, то очень далеких звезд почти не будет, по­
скольку диск тонок. Точнее говоря, этот тонкий диск,
густо населенный звездами, окружен эллипсоидальной
короной, но звезды в ней расположены редко.
Млечный Путь кажется состоящим из отдельных об­
лаков разной яркости, а от созвездия Лебедя и дальше
к югу он раздвоен на две части. Это объясняется тем,
что в экваториальной плоскости Галактики концентри­
руется пылевая материя, поглощающая свет далеких
звезд. Неравномерная яркость Млечного Пути связана
еще и с тем, что звезды в галактическом диске распре­
делены неравномерно; наиболее яркие из них концентри­
руются в спиральных рукавах, исходящих из централь­
ных областей Галактики.
Помимо звезд и состоящего из них Млечного Пути
(мы не будем говорить здесь о планетах и вообще о том,
что принадлежит к Солнечной, системе) на небе можно
увидеть и слабые туманные пятнышки — например, в
Орионе, в Андромеде, в Персее. Телескоп и фотопластин­
ка показывают, что туманность Ориона — облако иони­
5

зированного водорода, возбуждаемого соседними горя­
чими звездами, туманность Андромеды — соседняя спи­
ральная галактика (звездная система, подобная нашему
Млечному Пути), находящаяся от нас на расстоянии,
вдесятеро большем диаметра нашей Галактики и вдвое
превосходящая по размерам нашу звездную систему.
А вот пятнышко в Персее — это двойное звездное скоп­
ление у и К Персея в пашей Галактике, состоящее из
нескольких тысяч звезд самой разной температуры и
светимости. Крошечный ковшик Плеяд —■ тоже звездное
скопление, гораздо более бедное, но зато и намного бо­
лее близкое. Звезды Гиад, разбросанные неподалеку от
Плеяд (тоже в созвездии Тельца),— пример еще более
близкого скопления, почти не выделяющегося на общем
звездном фоне. Большинство звезд в ковше Большой
Медведицы близки друг к другу в пространстве и дви­
жутся в одном направлении и с одинаковой скоростью —
это тоже ядро очень близкого скопления. Звезды в скоп­
лении образовались в едином процессе и имеют практи­
чески одинаковый возраст. Сравнение характеристик
разных скоплений дает поэтому очень важные сведения
для построения теории звездной эволюции.
Продолжим эту беглую прогулку по звездному небу.
«С достоверностью можно утверждать,— писал Юрий
Олеша,— что подавляющее большинство людей не уде­
ляет какого-либо особого внимания звездному небу...
Пожалуй, в основном люди, живущие в городах, не пред­
полагают, что вид неба в целые периоды года почти оди­
наков, что это неподвижный узор». А на .самом деле,
неужели же многие думают, что «каждым вечером взле­
тает и рассылается в небе новая звездная ракета»?
Узор созвездий изменяется очень медленно, за тысяче­
летия, но вид звездного неба разный в различные вре­
мена года.
Солнце, озаряющее атмосферу, мёшает нам видеть
звезды днем. В декабре ночная сторона Земли обращена
в противоположную июльской сторону пространства, и
другие звезды видим мы над южным горизонтом. Поляр­
ная звезда не отходит дальше 1° от полюса мира —
точки пересечения земной оси с небесной сферой; высота
полюса мира над горизонтом равна, очевидно, широте
места наблюдения, и звезды, -угловое расстояние кото­
рых от полюса мира меньше широты, никогда не заходят
в данном месте. Обе Медведицы, Кассиопею, Жирафа,
6

Дракона и несколько других созвездий в любое время
года можно найти над горизонтом в наших средних ши­
ротах. В декабре, в полночь, на тоге сияет блистательный
Орион, туго стянутый тремя звездами своего пояса, ука­
зывающими направление на дрожащий низко над гори­
зонтом алмазный Сириус. Соперничают оттенками крас­
ного цвета Бетельгейзе в Орионе и Альдебаран в Тель­
це, а повыше, в Возничем, горит желтая Капелла, самая
яркая зимняя звезда Северного полушария неба (Сириус
находится южнее небесного экватора). Постепенно эта
«сиятельная» компания заходит за горизонт все раньше
и раньше, и в марте — апреле тускловатый Регул в тра­
пеции Льва, голубая Спика и яркий оранжевый Арктур
(да, увы, оражевый, а не голубой, как пишет Юрий
Казаков в прекрасном своем рассказе) доминируют на
небосклоне. А летом их сменяет «летний треугольник»—
Вега, Денеб, Альтаир — в маленьком созвездии Лиры,
в распростертом над головою кресте Лебедя и в Орле.
Вега делит с Арктуром звание ярчайшей звезды Север­
ного полушария неба; она, Капелла и Ригель — звез­
ды нулевой величины, а Альдебаран, Альтаир, Спика —
первой. Само собой разумеется, что звезды, объединяе­
мые по древней традиции в 88 созвездий, в пространстве
находятся очень далеко друг от друга. Конечно, исклю­
чение составляют некоторые звезды, входящие в звезд­
ные группировки.
Звездный узор неизменен для человека, но меняются
ли сами звезды (нет, не за миллионы и миллиарды лет,
а вот у нас на глазах) ? Переменные звезды существуют,
о них и будет наш рассказ.
Переменные звезды — это те, блеск которых испыты­
вает колебания. У некоторых он изменяется строго пе­
риодически, по ним можно проверять часы. Периоды
правильных переменных составляют от немногих часов
до сотен дней. Есть звезды полуправильные, у которых
в изменении блеска можно подметить лишь слабую пе­
риодичность, и неправильные звезды, изменяющие блеск
самым хаотичным образом. Иногда вспыхивают Новые
звезды, которые за несколько дней вдруг разгораются на
небе — а на фотографиях перед вспышкой на их месте
находят лишь слабенькую звездочку. Через несколько
месяцев или лет звезда, воссиявшая, как Альтаир или
даже Вега (это случается несколько раз в столетие),
снова становится доступной лишь телескопу. Но вспыш­
7

ки некоторых звезд повторяются через 20—50 лет, и тем
реже, чем больше амплитуда вспышки. Может быть, и
типичные Новые звезды вспыхивают неоднократно — но
через сотни и тысячи лет?
Кроме того, есть и такие звезды — их так и зовут
вспыхивающими, — которые на глазах наблюдателя за
несколько минут наливаются светом, становятся ярче в
сотни раз и за полчаса-час возвращаются к исходному
состоянию.
Совсем недавно, в 1969 г., стало ясно, что существуют
звезды, которые кажутся глазу абсолютно постоянными,
хотя на самом деле блеск их сильно изменяется. Но он
изменяется слишком быстро!— и глаз не успевает отреа­
гировать. Строго говоря, такая звезда известна пока
только одна. Это слабенькая звездочка 16-й величины в
созвездии Тельца. Блеск ее изменяется с периодом
0,033094515 с, и для глаза эти проблески света сли­
ваются в ровное сиянце. Звезда эта расположена в
центре знаменитой Крабовидной туманности. С тем же
периодом изменяется ее рентгеновское и радио-излучение.
Краткость периода говорит о том, что это весьма плот­
ное тело сравнительно небольших размеров. Крабовидпая туманность расширяется, и экстраполяция назад
показывает, что расширение началось около 900 лет
назад. В 1054 г. китайские хроники зарегистрировали в
этой области неба «звезду-гостью», которая несколько
месяцёв сияла ярче Венеры (наибольший блеск Венеры,
кстати, —4%9). Наша звезда — знаменитый пульсар в
Крабовидной туманности — и сама эта туманность яв­
ляются остатками грандиозной катастрофы, происшед­
шей в 1054 г. Это была вспышка Сверхновой — тоже
разновидности переменных звезд. Не поздоровится нам,
если одна из ближайших звезд вспыхнет как Сверхно­
вая!
Бесконечно разнообразный и удивительный мир пере­
менных звезд делится астрономами на три главных
типа: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменпые переменные звезды. Блеск пульсирующих перемен­
ных изменяется из-за изменения радиуса и температуры
поверхности звезды. Чем меньше радиус, тем звезда...
ярче, так как при уменьшении радиуса возрастает тем­
пература. Большинство пульсирующих звезд «дрожат»
строго периодически; период их определяется плот­
ностью — чем больше плотность, тем меньше период.
8

Определять период можно с очень большой точностью
даже- при невысокой точности оценок блеска (накапли­
вая наблюдения многих полных циклов), и наблюдения
пульсирующих звезд оказываются наиболее чувствитель­
ным индикатором эволюции звезд, ибо позволяют сле­
дить за изменениями их средней плотности.
Эруптивные звезды, как говорит само название, под­
вержены процессам взрывообразного характера. Иногда
эти взрывы разносят практически всю звезду, как это
происходит со Сверхновыми звездами, иногда это —
вспышки вроде солнечных протуберанцев, только
большего масштаба. Некоторые из этих звезд — моло­
дые, недавно сформировавшиеся, неустоявшиеся еще
звезды («младая кровь в них играет»); другие же —
компоненты тесных двойных систем. Взаимодействие
между компонентами, обмен вещества между ними, ис­
пускаемые ими потоки газа и вызывают переменность
блеска, появление ярких линий в спектре. К таким систе­
мам относятся Новые и новоподобные звезды, время от
времени освобождающиеся от накопившегося при столь
тесном соседстве напряжения при помощи мощных
вспышек.
Затменные звезды изменяют блеск вследствие чисто
случайной причины: это двойные системы, плоскость ор­
биты которых ориентирована таким образом, что через
нее проходит луч зрения к земному наблюдателю. При
каждом обороте одной компоненты вокруг другой (точ­
нее, вокруг общего центра тяжести) одна из них проеци­
руется на или за диск другой, и суммарный блеск систе­
мы падает. Иногда собственно затмения не наблюдают­
ся, но вследствие близости друг к другу компоненты
имеют не шарообразную, а эллипсоидальную форму, и
суммарная площадь обращенной к Земле светящейся по­
верхности непрерывно изменяется. У таких звезд часто
наблюдаются и явления нестационарности, связанные с
пространственной близостью компонент. Затменные
звезды позволяют определить многие важнейшие харак­
теристики звезд, и прежде всего — их массу.
Можно выделить еще и четвертый тип переменных
звезд — вращающиеся звезды с неоднородными поверх­
ностной яркостью и температурой. К Земле обращен то
горячий, то холодный бок звезды, почему блеск звезды
и изменяется. К таким звездам относятся, по-видимому,
магнитные переменные — звезды с сильным магнитным
9

полем, у которых редкоземельные элементы и поверх­
ностная яркость распределены по поверхности симмет­
рично магнитному экватору, не совпадающему с эквато­
ром оси вращения. Горячее пятно наблюдается у неко­
торых тесных двойных звезд, особенно если одна из
компонент — рентгеновский источник, обжигающий по­
вернутую к нему сторону своего соседа. Наконец, пуль­
сары, излучающие через свои магнитные полюса, не
совпадающие с полюсами оси вращения, также можно
отнести к этой категории переменных звезд.
Астрономы интересуются переменными звездами го­
раздо больше, чем постоянными, и это вполне понятно.
Во-первых, изменения блеска и спектра очень многое го­
ворят о физических характеристиках звезды. У перемен­
ных звезд можно найти светимость, массу, радиус, плот­
ность, температуру, изучить строение атмосфер и движе­
ние газа в них. Во-вторых, явления переменности во
многих случаях связаны с критическими этапами в жиз­
ни звезд, и их изучение дает один из лучших способов
проверки теории звездной эволюции. В-третьих, перемен­
ные звезды являются своего рода маяками в просторах
Вселенной. Как моряк по подаваемым маяком световым
сигналам может безошибочно сказать, близ какого он
порта или мыса, так и астроном, изучив характер изме­
нений блеска звезды (а для этого часто бывает доста­
точно простых глазомерных оценок блеска, лишь бы их
было достаточно много), в ряде случаев может сказать,
на каком расстоянии она находится. Это особенно важ­
но в том случае, если звезда входит в какую-либо звезд­
ную систему. У некоторых типов пульсирующих звезд,
в первую очередь цефеид, период связан со светимостью,
сопоставляя которую с видимым блеском, легко найти
расстояние. Обнаружение цефеид в туманности Андроме­
ды в 1923—1924 гг. позволило определить ее расстояние
и в конце концов доказать, что наша Галактика — не
единственная всеохватывающая к звездная вселенная, а
лишь одна из бесчисленного множества систем, подоб­
ных туманности Андромеды. Немного ранее изучение
переменных звезд в шаровых звездных скоплениях при­
вело к выводу, что эти скопления очерчивают контуры
нашей звездной системы, центр которой, как оказалось,
находится очень и очень далеко от Солнца. Не будет пре­
увеличением сказать, что в создании современной кар­
10

тины мироздания не последнюю роль сыграло изучение
переменных звезд.
Переменные звезды «говорят» не только о расстоянии
включающей их звездной системы, но и о типе ее звезд­
ного населения, ее возрасте. Скажем, для молодых рас­
сеянных скоплений типичны цефеиды (период изменения
их блеска обычно несколько дней), а для старых обра­
зований (шаровых скоплений)—переменные типа 7?/?
Лиры, с периодами в доли дня. Но в ближайших к нам
галактиках — Магеллановых Облаках — давно уже
были известны скопления, которые по виду (огромное
количество членов, резкая концентрация к центру) напо­
минали шаровые, а по цвету — рассеянные. Обнаруже­
ние в них цефеид доказало, что мы имеем дело со скоп­
лениями, неизвестными в нашей Галактике,— с молоды­
ми шаровыми скоплениями.
Переменные звезды заслуживают популярности и
среди неспециалистов, тем более что это наиболее бла­
годарный предмет наблюдений для астрономов-любите­
лей. Эти наблюдения могут быть очень полезны для
науки, были бы только они систематическими. В самом
деле, только известных по каталогам переменных звезд
в одной лишь нашей Галактике приходится по сотне на
каждого астронома — специалиста по переменным звез­
дам (и по десятку, если вообще считать всех астроно­
мов). Однако интересную, звезду изучают множество
исследователей, а о нескольких тысячах звезд не из­
вестно ничего кроме того, что они переменные...
Чем же отличаются переменные звезды от постоян­
ных, какое место занимают они в бесконечном разнооб­
разии звездного мира? Но прежде чем рассказывать о пе­
ременных звездах, надо описать обычные звезды.

Какие бывают звезды?
Посмотрите в телескоп на богатое рассеянное скопление,
например, на /г и х Персея. Вы увидите груду сияющих
бриллиантов, в которой кое-где затесались светло-розо­
вые рубины той же яркости; их гораздо меньше. И это
зрелище еще прекраснее оттого, что мы осознаем в этой
красоте могущество человеческого разума. Теория
звездной эволюции объясняет, почему в молодых рас­
11

сеянных скоплениях на десяток ярких голубых звезд
приходится одна красная. Несколько иначе по этому по­
воду сказал М. Волошин: «Но ужас звезд от знанья не
погас...»
Характеристики звезды, определяемые непосредствен­
но из наблюдений,— это прежде всего ее светимость и
температура. Диаграмма, на которой сопоставлены эти
две величины, является главным средством изучения
мира звезд, ибо оказывается, что звезды на этой диа­
грамме расположены в строго определенных местах в за­
висимости от их массы, химического состава и возраста.
Светимость легко определить, если знать расстояние.
Самый простой способ — измерить направление на звез­
ду с двух концов одного диаметра земной орбиты, т. е.
сейчас и через полгода. Звезда сместится на фоне более
далеких звезд на угол, под которым с нее виден диа­
метр земной орбиты. Но это измерение годичных па­
раллаксов возможно лишь для очень близких звезд.
Для самой близкой — а Кентавра, параллакс состав­
ляет 0,75"; обычная точность его определения — 0,01"
Сейчас известны параллаксы около 6000 звезд. Из па­
раллакса л легко найти расстояние г, зная расстояние а
Земли от Солнца: г = а)&\пл. Поскольку синус малого
угла можно заменить углом в радианной мере, зшл ~
~л"/206265, то г=206265 а/л" км. Звездные расстояния
выражаются, конечно, не в километрах, -а в парсеках
(пс): г= 1/л пс. На расстоянии в 1 пс находилась бы
звезда с параллаксом в 1" Иногда, особенно в популяр­
ной литературе, употребляют как единицу расстояния
световой год (1 пс = 3,259 световых лет = 3,08 • 1018 см).
Параллакс можно определить у звезд, расположен­
ных не далее 100 пс от Солнца. Зная собственные дви­
жения (т. е. угловое перемещение по небесной сфере за
год) и лучевые скорости (т. е. составляющую простран­
ственной скорости, направленную по лучу зрения и изме­
ряемую в километрах на секунду по доплеровскому сме­
щению линий в спектре), можно оценить расстояние и
для более далеких звезд, но только статистически, для
однородных групп звезд. Из расстояния и видимого
блеска нетрудно определить светимость, которая выра­
жается или в единицах светимости Солнца, или в абсо­
лютных величинах (т. е. звездной величине, которую
звезда имела бы на расстоянии 10 пс). Видимая т и
абсолютная величина М связаны друг с другом форму12

лбй ///о = 2,512Л1~М = \02/г2, где / — блеск звезды на
данном расстоянии и /о — на расстоянии в 10 пс. Про­
логарифмировав эту формулу, получим: 0,4 (А!—т) =
= 2—2 1^г, откуда 1&г = 0,2 (т — М) + 1. Итак, рас­
стояние определяется величиной т — М, называемой
модулем расстояния. К несчастий), видимая величина
обычно бывает существенно ослаблена поглощением све­
та в межзвездной пылевой среде, учитывать которое
необычайно трудно. Поглощение света ведет также и к
покраснению звезд, ибо синие лучи поглощаются меж­
звездной средой сильнее, чем красные.
Светимость некоторых звезд можно определить и не
зная расстояний, например, по особенностям спектра, по
периоду изменения блеска. Наконец, светимость членов
скоплений можно определить, зная расстояния скопле­
ний,- о методах определения которых речь будет ниже.
О температуре говорит прежде всего спектр звезды:
распределение энергии в нем, расположение и интенсив­
ность темных линий. Спектры звезд, согласно класси­
фикации, разработанной в Гарвардской обсерватории
(США) в начале нашего века, делятся на семь основных
классов: О, В, А, Р, С, К, М, причем звезды О — самые
горячие (температура поверхности около 30 000°), а М—
самые холодные (3000°). Множество сведений о звездах
может извлечь астроном из узкой полоски спектра, не­
даром для спектральных работ и выделяется львиная
доля дорогого наблюдательного времени больших реф­
лекторов. Это не только значения температуры и
светимости, но и химический состав, движения газов в
атмосфере, магнитное поле, вращение, скорость движе­
ния по лучу зрения. О распределении энергии в спектре
и тем самым о температуре звезды может рассказать и
показатель цвета — разность звездных величин в двух
участках спектра, чаще всего в желтой и синей (В—V).
Определение звездных величин гораздо менее трудо­
емко, чем получение спектра; за время, нужное для по­
лучения спектрограмм, можно получить показатели цве­
та на 5—6 величин более слабых звезд. Широкое вне­
дрение, начиная с 50-х годов, фотоэлектрической фото­
метрии и стандартных светофильтров привело к тому,
что точность звездной фотометрии достигает сейчас
0,01—О'” ,001, и результаты разных исследователей
строго сопоставимы друг с другом. Однако на показате­
ли цвета влияет межзвездное .поглощение света, от чего
13

свободны спектры звезд. Его можно учесть фотометриче­
ским путем, применяя многоцветную фотометрию, напри­
мер, систему УБУ, в которой измеряется блеск в ультра­
фиолетовой, синей и желтой частях спектра — сопостав­
ляя показатели цвета и — В и В— V, на которые погло­
щение влияет по-разному.
Итак, зная светимость и температуру поверхности
звезды, можно сопоставить их на диаграмме. Такого

Рис. 1. Схема диа­
граммы
Герцшпрунга — Рессела
для
звезд галактического
поля. По оси абсцисс
отложены -спектраль­
ные классы (внизу) и
показатели цвета В—V
(вверху).
Обе эти
характеристики зави­
сят от поверхностной
температуры звезды.
По оси ординат —
абсолютная величина,
определяемая количе­
ством
излучаемой
звездной
энергии.
Цифрами
указаны:
/ — главная последо­
вательность; 2 — ги­
ганты; 3 — сверхги­
ганты; 4 — белые кар­
лики.

рода диаграммы были впервые независимо построены в
1908—1910 гг. Э. Герцшпрунгом и Г Ресселом. На
рис. 1 представлена диаграмма Герцшпрунга — Рессела
(Г — Р) для звезд из окрестностей Солнца, имеющих
разные происхождение и возраст. На диаграмме прежде
всего бросается в глаза наклонная полоса, называемая
главной последовательностью, которая тянется от голу­
бых ярких звезд к слабым красным карликам. .В пра­
вом верхнем углу диаграммы — группа красных гиган­
тов, над которыми тянется к главной последователь­
ности редкая полоска очень ярких звезд-сверхгигантов;
14

в левом нижнем углу — немногочисленные белые кар­
лики.
Первая эволюционная интерпретация диаграммы све­
тимость — спектр была дана самим Ресселом. Он пред­
положил, что, зарождаясь как холодные огромные сверх­
гиганты, звезды, постепенно сжимаясь и разогреваясь,
попадают на главную последовательность, после чего
снова остывают и продвигаются по ней вниз. Уже в
двадцатые годы стало ясно, что эта гипотеза не верна,
но диаграмма Герцшпрунга — Рессела остается важ­
нейшим средством проверки выводов теории эволюции.
Далеко не все последовательности на ней совпадают с
«эволюционными треками», т. е. с эволюционными пе­
ремещениями звезд. Густо населенные области диаграм­
мы — это те, в которых звезды живут долго. Особое
значение имеют диаграммы звездных скоплений, по­
скольку звезды в них образовались примерно одновре­
менно и имели первоначально один и тот же химический
состав; диаграмма Г — Р для звезд поля 1 показывает
смесь объектов разного происхождения, а сравнение диа­
грамм скоплений дает надежду уловить возрастные от­
личия между ними.
Звездные скопления бывают двух родов — рассеян­
ные и шаровые. В рассеянных скоплениях обычно сотни,
иногда тысячи членов; они концентрируются к плос­
кости Млечного Пути; в шаровых скоплениях сотни ты­
сяч членов, они входят в сфероидальную,корону Галак­
тики и концентрируются к ее центру. Относительно
Солнца шаровые скопления движутся очень быстро, но
это потому, что Солнце, как и другие объекты, концент­
рирующиеся к плоскости Галактики, вращается вокруг
ее центра, а шаровые скопления и другие объекты коро­
ны почти не принимают участия в галактическом враще­
нии.
Диаграммы Г — Р резко отличаются для этих двух
родов скоплений. Главная последовательность рассеян­
ных скоплений обрывается при самых различных све­
тимостях, от —1т до + 2т, но верхний конец ее неиз­
менно загибается вправо вверх; на его уровне находятся
несколько гигантов или сверхгигантов, отсутствующие,
впрочем, в бедных скоплениях. Звезды шаровых скопле­
1 Так называют звезды (и галактики), не входящие в какиелибо скопления.
15

ний располагаются вдоль главной последовательности
лишь до светимости около + 3"', а затем они уходят
вправо и вверх в область красных гигантов; пробел,
разделяющий красные гиганты и главную последователь­
ность у рассеянных скоплений, отсутствует у скоплений
шаровых (рис. 2).
Рис. 2. Сводная диа­
грамма «цвет — све­
тимость» для четы­
рех рассеянных скоп­
лений (% и /г Персея,
МСС 1866, ИСС 6067,
N66 7789) и одного
шарового (М2). Пунк­
тиром указаны полоса
нестабильности, насе­
ленная цефеидами (Сё
и СУ7), звездами типа
Лиры (Л/?) и 6
Щита (6 5), а также
области, занимаемые
пульсирующими звез­
дами типа р Цефея
(РС), Мира Кита (М)
и
полуправильными
(5/?).

Еще одно отличие — химический состав. У рассеян­
ных скоплений содержание тяжелых элементов (под
нйми подразумевается все, кроме водорода и гелия)
близко к солнечному, отличаясь от него не более чем в
несколько раз; шаровые же скопления беднее имй в 10—
100 раз.
Эти различия распространяются и на весь мир звезд,
делящийся на два главных населения. Рассеянные скоп­
ления являются типичными представителями населения
I (или плоской составляющей Галактики), шаровые —
населения II (или сферической составляющей). Каждую
звезду, каждое скопление можно отнести к одному из
этих двух типов, хотя, конечно, деление на два типа
слишком грубое, в каждом можно выделить подтипы.
Эта классификация мира звезд стала общепринятой в
сороковых годах, в основном благодаря работам В. Бааде
и Б. В. Кукаркина, хотя начало ее было заложено еще
в двадцатых годах Б. Линдбладом, Я. Оортом и другими.
Деление звездного населения на два типа особенно за­
метно у спиральных галактик; эллиптические галактики
16

состоят только из звезд населения II, а в неправильных
преобладает население I.
Основные особенности звезд разных населений —
отличия их диаграмм Г — Р, содержания тяжелых эле­
ментов, пространственно-кинематических
характери­
стик — получили блестящее объяснение в современной
теории звездной эволюции, основы которой были зало­
жены в пятидесятых годах. Точнее говоря, именно в это
время получили объяснение особенности диаграмм
Г — Р для двух звездных населений.
В конце тридцатых годов стало ясно, что источником
энергии звезд являются ядерные реакции, превращение
водорода в гелий, как это и предвидел А. Эддингтон,
заложивший основы современной теории внутреннего
строения звезд. Горячие звезды высокой светимости
должны израсходовать запасы ядерного горючего за
немногие миллионы лет. Вывод о продолжающемся в
наши дни звездообразовании стал в сороковых годах
неизбежен. Отмечая, что молодые звезды находятся
обычно рядом с поглощающими свет газопылевыми об­
лаками, Г Рессел на склоне дней одним из первых при­
шел к выводу о недавней конденсации звезд из такого
рода облаков. Сильно способствовали победе представ­
лений о продолжающемся в современную эпоху группо­
вом звездообразовании работы В. А. Амбарцумяна.
В первое время после образования источником энер­
гии будущей звезды — «протозвезды» — служит только
гравитационное сжатие. Она постепенно разогревается и
откуда-то справа на диаграмме Г—Р, из далекой инфра­
красной области подходит к главной последователь­
ности. На нижней ее границе — начальной главной по­
следовательности — находятся звезды, ядра которых
достаточно нагреты для того, чтобы в них началась пе­
реработка водорода в гелий. По мере выгорания водоро­
да в ядре светимость звезды растет, а температура не­
сколько падает — звезда медленно уходит вправо вверх
с начальной главной, последовательности. У массивных
звезд скорость этого ухода постепенно возрастает, и
когда масса гелиевого ядра достигает примерно 10%
массы звезды, оно сжимается, а оболочка звезды быстро
расширяется и охлаждается. На диаграмме Г — Р звез­
да при этом быстро переходит с верхнего конца главной
последовательности рассеянного скопления в область
красных сверхгигантов. Длительность жизни звезды на
2022—2

17

стадии главной последовательности прямо пропорцио­
нальна запасам горючего — массе — и обратно пропор­
циональна темпу, с которым оно расходуется — свети­
мости. Светимость же пропорциональна массе в кубе, и
поэтому чем ярче звезда, тем меньше времени она про­
водит на главной последовательности. Понятно, что
скопления, у которых главная последовательность обры­
вается близ М^= —7т , наиболее молоды, их возраст
порядка 107 лет, а скопления, у которых главная после­
довательность обрывается у +2т, имеют-возраст поряд­
ка 5- 108— 109 лет. Понятно также, почему загибаются
вправо концы главных последовательностей рассеянных
скоплений (рис. 2) — чем больше светимость звезды, тем
дальше успела она одойти от начальной главной после­
довательности.
В скоплении данного возраста звезды с массой боль­
ше некоторого значения уже ушли с главной последова­
тельности и находятся на стадии красного сверхгиганта,
в который превращаются массивные звезды после того,
как их ядро нагреется в результате сжатия до темпера­
туры, необходимой для превращения гелия в углерод.
После этого эволюционные треки начинают описывать
на диаграмме Г —Р широкие петли (рис. 3), последова­
тельно включаются новые реакции синтеза — превраще­
ние углерода в кислород и т. д. вплоть до истощения
источников ядерной энергии: синтез элементов тяжелее
железа идет уже с затратой энергии.
Что происходит с массивной звездой дальше не
вполне ясно, но по современной теории она должна либо
взорваться как Сверхновая, либо погибнуть под соб­
ственной тяжестью, не сдерживаемой более газовым
давлением после иссякания энергетических ресурсов,
если только не потеряет так или иначе избыток массы.
В результате гравитационного сжатия (коллапса) звезды
внутрь самой себя, она превращается в «черную дыру»
и пропадает для внешнего наблюдателя — гравитацион­
ное поле не выпускает наружу ни одного фотона. Звез­
ды более массивные, чем сейчас наблюдающиеся в скоп­
лении красные гиганты, должны быть уже или «черны­
ми дырами» или остатками Сверхновых — нейтронными
звездами. По-видимому, пульсарная активность их зату­
хает довольно быстро, иначе пульсары встречались бы
преимущественно в скоплениях.
Возраст рассеянных скоплений самый разнообразный,
18

а у шаровых скоплений, как можно судить по светимости,
при которой их звезды уходят с главной последователь­
ности, примерно одинаков, около (10—15)•109 лет.
Массы наблюдаемых ныне звезд шаровых скоплений не
превосходят 1,5 солнечных. Ядро сжимается и нагре­
вается у таких звезд медленно, и температура, достаточ­
ная для начала горения гелия, достигается только у
правого конца ветви гигантов. Включение реакции горе-

Рис. 3. Эволюционные треки с массами от 1,0 до
15 масс Солнца, рассчитанные Ибеном. Исходная
точка находится на начальной главной последова­
тельности. Заштрихованы области медленной эво­
люции, соответствующие более населенным об­
ластям диаграммы Герцшпрунга — Рессела. В об­
ласти главной последовательности звезды живут
вдесятеро дольше, чем в области красных гиган­
тов.

ния гелия приводит звезду на горизонтальную ветвь
(рис. 2). Дальнейшая судьба звезд шаровых скоплений
не .вполне ясна, то, видимо, они должны превратиться в
белых карликов. Если звездам рассеянных скоплений
удается так или иначе сбросить излишки массы, они
также могут стать белыми карликами. По-видимому, и
в рассеянных и в шаровых скоплениях должны присут­
ствовать в большом количестве эти звездные «огарки»
19

с ничтожно малой светимостью или же вообще черные,
несветящиеся. Выявить их чрезвычайно трудно, и эта
задача до сих пор остается нерешенной, хотя (по край­
ней мере для белых карликов в близких скоплениях)
она в пределах возможностей наших телескопов и очень
важна для теории звездной эволюции.
Итак, шаровые скопления стары, возраст их почти
одинаков, тяжелых элементов в них мало, и они насе­
ляют сферическую невращающуюся корону Галактики.
Возраст рассеянных скоплений разнообразен (есть даже
несколько скоплений почти столь же старых, как и ша­
ровые скопления), они продолжают образовываться и в
наше время, тяжелых элементов в них немного больше,
чем в шаровых скоплениях, они концентрируются к плос­
кости Галактики и вращаются вокруг ее центра. Таковы
же соответственно свойства объектов населения II и I.
Неизбежен вывод, что объекты населения II образо­
вались на раннем этапе эволюции сфероидальной газо­
вой протогалактики из вещества, состоящего почти ис­
ключительно из гелия и водорода. За короткое время,
порядка 1,0-109 лет или' меньше, звездообразование в
короне завершилось, газ осел к экваториальной плос­
кости системы, но вращение препятствовало сжатию его
к центру. В промежутке совершилось очень "быстрое
обогащение среды тяжелыми элементами, выбрасывае­
мыми в пространство при взрыве Сверхновых звезд.
Дальнейшее звездообразование могло идти только близ
галактической плоскости, где сохранился еще газ; те­
перь оно продолжается лишь в спиральных рукавах, в
которых плотность газа больше, чем в среднем в галак­
тическом диске. Любопытно, что хотя содержание тяже­
лых элементов варьируется среди рассеянных скоплений,
зависимость его от возраста не наблюдается — имеются
лишь локальные флуктуации. Это, по-видимому, озна­
чает, что близ конца эпохи образования шаровых скоп­
лений необыкновенно большое количество массивных
звезд заканчивало эволюцию, взрываясь как Сверхно­
вые и обогащая межзвездную среду; в дальнейшем же
Сверхновых было не так уж много.
Конечно, хотелось бы теперь узнать, а как образова­
лась газовая протогалактика? На эту тему продолжают­
ся ожесточенные споры. Вряд ли проблему образования
галактик удастся решить, пока нет окончательного ре­
шения космологической проблемы — проблемы строения
20

и развития Вселенной в целом. Химический состав звезд
населения II (70% водорода и 30% гелия) находится в
хорошем согласии с предсказываемым «горячей» тео­
рией ранних стадий расширения Вселенной. Правда,
проблем еще много и здесь. Например, небольшая при­
месь тяжелых элементов имеется и в самых старых
звездах, но ее происхождение пока неясно. Детство звезд
и их старость еще не вполне ясны нам, но их зрелый
возраст изучен достаточно хорЪшо. Об этом говорит
хотя бы то, что каждый год приносит новые подтверж­
дения теории, заложенной более тридцати лет назад, а
в двадцатых годах астрономы жаловались, что теории
строения звезд устаревают быстрее, чем модные платья.
И это несмотря на небывалый прогресс астрономии за
последние пятнадцать лет! Мы, несомненно, ухватились
за краешек истины...

Самые молодые звезды
Три голубые звезды примерно второй величины обра­
зуют пояс Ориона, туго перетягивающий талию небес­
ного охотника. К нему подвешен меч — три более сла­
бые звездочки, и вот вокруг средней из них в безлун­
ные ночи можно и простым глазом увидеть слабое ту­
манное сияние. Это знаменитая туманность Ориона, ги­
гантская печь, в которой из водорода и пыли, видимо,
испекаются звезды.
Более ста лет назад Отто Струве в Пулкове обнару­
жил, что блеск нескольких звезд в области, занимаемой
туманностью, изменяется. В начале нашего века здесь
было известно уже 70 переменных звезд, блеск которых
изменялся самым хаотичным образом. К двадцатым го­
дам было известно уже четыре случая, когда со светлой
газопылевой туманностью оказывались связаны группы
неправильных переменных звезд. Такие же, как у этих
звезд, быстрые колебания блеска давно уже были из­
вестны и у некоторых довольно ярких изолированных,
как казалось, звезд, например Т Тельца и
Возниче­
го, и лишь в середине XX века выяснилось, что рядом с
каждой из них находится по десятку более слабых по­
хожих на них звезд, и обе они связаны с обширными
темными туманностями. Звезды типа Т Тельца показы­
21

вают хаотические колебания блеска (рис. 4) с амплиту­
дой до Зт и имеют весьма характерные спектры класса
Р и 6 (иногда К и даже М) с яркими линиями водоро­
да, гелия, кальция, железа, похожие на спектрсолнечной
хромосферы. Эти звезды никогда не встречаются пооди­
ночке, всегда связаны с диффузными туманностями, свет­
лыми или темными.

2925900

26000

26100

Юлианские Они

Рис. 4. Кривая изменения блеска в 1929—1930 гг. неправиль­
ной переменной 7?/? Тельца, звезды типа Т Тельца.
По оси абсцисс отложены так называемые юлианские дни—
принятый в астрономии с XVI века порядковый счет дней,
начало которого приходится на 1 января 4713 г. до н. э.
К 1 января 1975 г. прошло 2 442 413 юлианских дней.

Во многих случаях, как в туманности Ориона, помимо
звезд типа Т Тельца, обнаруживается рядом с ними и
много других звезд, как переменных (тоже неправиль­
ных), так и постоянных. Диаграмма Г — Р показывает,
что мы имеем дело со звездным скоплением, причем
очень молодым, и переменные звезды находятся, как пра­
вило, на нижней части главной последовательности скоп­
ления и справа от нее. Это наименее массивные члены
скопления, находящиеся, стало быть, на наиболее ранней
стадии эволюции (напомним, что чем больше масса звез­
ды, тем быстрее идет ее эволюция). Судя по возрасту
скопления, который мы можем оценить по светимости
самых ярких звезд главной последовательности и по по­
ложению переменных звезд справа от нее, переменные
звезды должны быть еще на стадии гравитационного
сжатия.
Согласно расчетам американского теоретика Р. Лар­
сона, на этой стадии протозвезда состоит из плотного
ядра, на которое оседает вещество из окружающей его
обширной газопылевой оболочки. Эта гидродинамическая
стадия эволюции оканчивается, когда плотность ядра
становится близкой к звездной, и большая часть -оболоч22

ки уже осела на него. Затем начинается квазистационарное сжатие; рост температуры в центре звезды пре­
кращается с приходом ее на главную последователь­
ность и началом горения водорода.
Многие признаки говорят за то, что звезды типа Т
Тельца находятся на заключительных этапах гидроди­
намической стадии эволюции и обладают обширными
оболочками. Переменность этих звезд может быть свя-#
зана как с физическими процессами на их поверхности,
так и с движением вещества в их оболочке и изменением
ее прозрачности. Непрерывная эмиссия в голубой части
спектра, часто появляющаяся у звезд этого типа в мо­
менты увеличения яркости, может быть связана с паде­
нием вещества из оболочки на поверхность звезды; есть
и другие признаки движения вещества внутрь. Возмож­
но, что очень маленькие светлые туманности, заметные
у некоторых близких звезд типа Т Тельца, и есть непо­
средственно наблюдаемые околозвездные оболочки.
Избыток инфракрасного излучения, наблюдаемый у мно­
гих звезд этого типа, может быть связан с поглощением
света внутри газопылевой оболочки.
Ларсон считает, что окончание гидродинамической
стадии эволюции связано с быстрым рассеянием около­
звездной оболочки и повышением яркости звезды и что
дважды такое явление наблюдалось. В 1936 г. блеск
неправильной переменной Е1! Ориона за несколько ме­
сяцев возрос на 5”, и с тех пор наблюдается лишь очень
медленное ослабление звезды. В 1969 г. аналогичное
происшествие случилось с 71057 Лебедя. Обе звезды
связаны с темными туманностями, вокруг встречаются
звезды типа Т Тельца и (что особенно важно!) для
71057 Лебедя известен спектр до вспышки, который го­
ворит, что и она сама была раньше звездой типа Т Тель­
ца. У обеих звезд после вспышки (рассеяния оболочки?)
прекратились неправильные колебания блеска.
Звезды Т Тельца, без сомнения, являются наиболее
молодыми среди объектов, заслуживающих уже назва­
ния звезд. В туманности Ориона известны и объекты, на­
ходящиеся на еще более ранней стадии развития — это
инфракрасные источники. Температура одного из них
около 600°К, а другого — только 70°К! Это облака газа,
сжимающиеся в протозвезды или протоскопления. По­
добные облака являются источниками излучения ОН на
волне 18 см, и оказывается, что их плотность является
28

промежуточной между типичной для звезд и облаков
газа.
Туманность Ориона окружена гигантским облаком
нейтрального водорода с массой около 70 000 солнечных.
Плотность его возрастает к центру, где, помимо облаков
ОН и Н2О, радиотелескопы нашли также окись углеро­
да, метиловый спирт и ряд других органических моле­
кул. Их обнаружение говорит о достаточно высокой
плотности газа близ центра этого комплекса.
Существование пороговой плотности, начинай* с ко­
торой возможна фрагментация (деление) газовой ту­
манности на протозвезды, и требуется теорией гравита­
ционной конденсации звезд.
Итак, мы видим огромное облако газа (в основном
нейтрального водорода), в центре которого, где плот­
ность больше, идет процесс звездообразования и уже
есть очень молодое скопление. Массивные звезды уже
пришли на главную последовательность и достаточно
горячи (это звезды спектрального класса О), чтобы их
излучение могло ионизировать окружающий их водород.
Центральную часть газового облака в которой водород
ионизирован и светится, мы и наблюдаем как туманность
Ориона. А звезды, заканчивающие гравитационное сжа­
тие,— это наши переменные.
Вполне возможно, кстати, что из газопылевой оболоч­
ки, окружающей звезды типа Т Тельца, в конце концов
образуется планетная система. Во всяком случае есть
признаки того, что в некоторых случаях оболочка уже
состоит из крупных частиц, нейтрально (без изменения по­
казателя цвета) поглощающих свет. Этим (а также из­
бытком излучения в синей части спектра) можно объяс­
нить попадание некоторых звезд этого типа под главную
последовательность. В дальнейшем эти частицы, в духе
планетной космогонии О. Ю. Шмидта, слипаются друг с
другом, а оболочка уплощается. Образование звезд из
газа и пыли естественным образом сопровождается об­
разованием вокруг них планет. Недаром же возраст
Земли и Солнца практически одинаков!
Таким образом, в самых молодых скоплениях, свя­
занных с диффузным веществом, обитают звезды типа Т
Тельца. Но не только они. В этих скоплениях всегда
присутствуют также и вспыхивающие звезды, блеск кото­
рых за минуту-другую, а иногда за доли минуты воз­
растает на несколько величин и за полчаса-час возвра24

щается к исходному состоянию (рис. 5). Это звезды
спектральных классов К и М с эмиссионными линиями
водорода и кальция, яркость которых возрастает во
время вспышки. В скоплении туманности Ориона их из­
вестно сейчас около 200, и число открываемых звезд это­
го типа продолжает расти.

Рис. 5. Кривая блеска
вспыхивающей перемен­
ной С!У Кита. По оси
ординат слева отложена
относительная интенсив­
ность вспышки 1=(/о+/—
—/0)/Л>, где /о — блеск
звезды в спокойном со­
стоянии и 1о+( — в мо­
мент максимума блеска.

А что делается в несколько более старых скоплениях?
Это долго не было известно, пока,в 1963 г. мексиканский
астроном Г. Аро не начал систематические поиски вспы­
хивающих звезд в нескольких ближайших скоплениях.
Для этого Аро использовал метод «звездных цепо­
чек» — на одной пластинке получалось по нескольку
экспозиций по 5—10 минут, а в перерывах кассета не­
сколько сдвигалась. Если звезду удалось застигнуть в
момент вспышки, то соответствующие изображения бу­
дут заметно ярче других в цепочке. Плеяды, бедное рас­
сеянное скопление, крошечный ковшик которого бросает­
ся в глаза в созвездии Тельца, тысячи раз фотографиро­
валось на всех обсерваториях мира, но экспозиции были
одиночными и длительными; считалось, что переменных
звезд в Плеядах нет. Методика Аро сразу же привела к
успеху: за первые два года (1963—1964), в Плеядах
была обнаружена 61 вспыхивающая звезда. Сейчас, в
основном благодаря работам мексиканских, армянских
и итальянских астрономов, их известно свыше 400.
Вспыхивающие звезды были обнаружены вскоре и среди
25

слабейших членов более старых скоплений — Волос Ве­
роники, Яслей и Гиад.
Первые вспыхивающие звезды в области туманности
Ориона были обнаружены Аро еще в 1953 г. Некоторые
из них показывают «медленные» вспышки и напоминают
звезды типа Т Тельца и по спектральным особенностям;
с другой стороны, некоторые звезды Т Тельца- в Орионе
иногда показывают вспышки, наложенные на обычные
колебания блеска. Вообще везде, где есть звезды Т Тель­
ца, обнаруживаются и вспыхивающие звезды; обратное
же неверно. Тщательные поиски звезд типа Т Тельца в
Плеядах остались безрезультатными, тем более нет их в
старых скоплениях.
Самое же замечательное то, что вспыхивающие
звезды давно известны и в окрестностях Солнца. Рас­
познаны как особенный тип переменных звезд они были
в 1949 г., хотя первая вспыхивающая звезда (ОН Киля)
была открыта Герцшпрунгом еще в 1924 г. На одном из
снимков звезда оказалась на 2т ярче, чем на предыду­
щей пластинке, и скорость изменения блеска получилась
столь высокой, что ее нельзя было отнести ни к одному
из известных'типов переменных звезд; Герцшпрунг ре­
шил, что столь быстрое повышение яркости могло быть
вызвано падением на звезду астероида. Несколько вспы­
шек красных карликов было обнаружено в сороковых го­
дах, но лишь открытие, переменности ОУ Кита, ставшей
прототипом вспыхивающих звезд, привлеко к ним вни­
мание. В 1947 г. у этой звезды было обнаружено очень
большое собственное движение и на нее «накинулось»
несколько американских обсерваторий. Она оказалась
карликом класса Мб с эмиссионными линиями водорода
или кальция. Для определения параллакса была полу­
чена пластинка с несколькими экспозициями, и одно из
пяти изображений оказалось существенно ярче осталь­
ных. Не более чем за три минуты блеск звезды возрос
в 12 раз. Звезда оказалась двойной, а масса вспыхи­
вающего компонента — наименьшая из известных —
0,04 массы Солнца. ОУ Кита оказалась также в первом
десятке ближайших к Солнцу звезд (поэтому-то у нее
большое собственное движение), ее расстояние всего
2,7 пс. Самая близкая к нам звезда, далекий спутник
а Кентавра (отстоящий от нее на небе на 2°), которая
так и называется — Проксима (Ближайшая) Кентав­
ра — тоже вспыхивающая звезда! Это красный карлик
26

11-й величины, вспышки которой обнаружены в 1950 г.
Как переменная, эта звезда получила обозначение К645
Кентавра.
Сейчас известно три десятка звезд типа С'У Кита, но
это, конечно, самый многочисленный тип переменных
звезд. Просто светимость их очень мала и обнаружить
их можно лишь в ближайших окрестностях Солнца; в
радиусе 4 пс четверть всех звезд — вспыхивающие. Не­
известно, чем отличаются постоянные и вспыхивающие
карлики класса М с эмиссионными линиями в спектре;
может быть, все они вспыхивающие.
Вспыхивающие звезды в скоплениях подчиняются за­
мечательной зависимости, подмеченной впервые Аро; чем
старше скопление, тем слабее и холоднее самые яркие
вспыхивающие звезды в нем (рис. 6). В самых молодых
Рис. 6. Зависимость «возраст
скопления — светимость» ярчай­
ших вспыхивающих звезд, вхо­
дящих в его состав (/ — Ори­
он, 2 — N00 2264, 3 — Плея­
ды, 4 — Волосы Вероники, 5—
Гиады, 6 — Ясли). В более
старых скоплениях лишь мед­
ленно эволюционирующие звез­
ды малой массы и светимости
еще сохранили «вспышечную»
активность.

♦5

♦О ■

7,0

8,0

3,0

скоплениях вспыхивающие звезды имеют спектральный
класс К и их спектральные и фотометрические особен­
ности сближают их со звездами типа Т Тельца; в более
старых скоплениях они ничем не отличаются от звезд
типа ОУ Кита из окрестностей Солнца.
Так и должно быть, если вспышки связаны с заклю­
чительными стадиями гравитационного сжатия — чем
меньше масса и светимость звезды, тем больше времени
звезда остается на данной стадии эволюции.
Звезды с массой в несколько долей от солнечной
приближаются к главной последовательности несколько
сотен миллионов лет (и могут даже никогда ее не до­
стичь, если масса меньше примерно 0,01 Мсол» — точ­
нее говоря, температура в их недрах никогда не станет
достаточной для горения водорода), и за это время они
могут уйти далеко от места рождения. Скорее всего этим
и объясняется присутствие звезд типа УУ Кита в«ок­
27

рестностях Солнца, далеко от областей звездообразова­
ния.
О конкретном механизме вспышек до сих пор продол­
жаются споры. Ясно, что речь идет о внезапном осво­
бождении значительной энергии на небольшом участке
поверхности звезды, иначе вспышки не могли бы быть
столь быстрыми.
Большинство ученых считают, что вспышки связаны с
внезапным возникновением над фотосферой звезды горя­
чего ионизованного газового облака, газ в котором быст­
ро высвечивается, становясь нейтральным. Характери­
стики этого облака близки к наблюдающимся в об­
ластях хромосферных вспышек на Солнце,- Как и на
Солнце, вспышки звезд типа (7К Кита сопровождаются
всплеском радиоизлучения. По-видимому, это физически
подобные явления; вспышки красных карликов отли­
чаются большими масштабами.
Полной теории хромосферных вспышек пока нет;
ясно только, что источником их энергии является магнит­
ное поле, связанное с конвективными движениями газа
близ поверхности Солнца. По-видимому, вспышки звезд
типа ОУ Кита также связаны с бурными конвективными
движениями в наружных слоях звезд, заканчивающих
гравитационное сжатие. Эти явления наблюдаются
только у звезд небольших масс и появляются, вероятно,
на более поздней стадии эволюции, чем переменность,
наблюдаемая у звезд типа Т Тельца. Солнечная актив­
ность является, может быть, остаточным проявлением
тех бурных процессов, которые шли на поверхности на­
шей звезды, когда Солнце было молодым.
Еще одна черта сходства с Солнцем — неоднородная
поверхностная яркость, обширные (в отличие от солнеч­
ных) пятна, признаки существования которых имеются
у некоторых вспыхивающих звезд. Первдя такая звезда
была открыта в 1965 г. П. Ф. Чугайновым на Крымской
астрономической обсерватории. Он начал наблюдать ее
еще в 1960 г., потому что хотя ее спектр (Кб) более
ранний (первые классы спектральной последователь­
ности, О, В, А, астрономы называют ранними, а послед­
ние, К,М,— поздними), чем у обычных вспыхивающих
звезд из окрестности Солнца, в нем были те же харак­
терные эмиссии водорода и кальция. В 1960 г. звезда
была постоянной, но в 1961 —1966 гг. показала сину­
соидальные изменения блеска с амплитудой О'",24 и пе­
28

риодом 3,826 дня. Показатель цвета ее при этом не из­
менялся (рис. 7). Звезда Чугайнова получила обозначе­
ние ВУ Дракона. В дальнейшем оказалось, что амплиту­
да ее действительно изменяется от года к году — изме­
няется площадь пятен. Наблюдаются и сдвиги моментов
максимума, говорящие, возможно, о том, что пятна исче­
зают и появляются на новых местах. Было найдено еще
несколько таких звезд и они были даже выделены в от-

Рис. 7. Кривая блеска (ЛЛ^,) и показателя цвета (АС/) ВУ
Дракона по наблюдениям П. Ф. Чугайнова в 1965 г.

дельный класс переменных звезд, но длительные наблю­
дения показали, что изредка и у них наблюдаются
вспышки, как и у звезд типа 1!У Кита. По-видимому,
звезды ВУ Дракона соответствуют более поздней ста­
дии эволюции — вспышечная активность затухает, но
пятна сохраняются. Период изменения блеска дает цен­
ную информацию о скорости вращения этих звезд во­
круг оси.
Таково семейство молодых переменных звезд, не при­
шедших еще на главную последовательность. Все эти
звезды — карлики, большинство из них слабее Солнца,
и это не удивительно. Массивные звезды проскакивают
стадию гравитационного сжатия так быстро, что застиг­
нуть их на ней очень трудно. Вероятно, их надо искать
среди звезд В и А с эмиссионными линиями в спектре.

Пульсирующие звезды
Пульсирующие звезды соответствуют более поздним
стадиям эволюции, почти все они уже покинули главную
последовательность. Большинство из них на диаграмме
29

Г-Р находятся в полосе нестабильности, которая тя­
нется от сверхгигантов О и К и пересекает главную по­
следовательность у классов Аир (рис. 8). Верхнюю
половину ее заселяют цефеиды, периоды которых заклю­
чены в интервалах от 1 до 50 дней (а в соседних галак­
тиках встречаются периоды и в двести дней), в середине
полосы нестабильности находятся звезды типа
Лиры
м
-в

-2

+2

Рис. 8. Диаграмма «светимость—тем­
пература», на которую нанесены от­
резки эволюционных треков, полоса
нестабильности и линии постоянного
периода. Массивные звезды, пересе­
кая полосу нестабильности, стано­
вятся цефеидами, а звезды с массой
в 1—2 солнечных — звездами типа
б Щита. Пунктир — исходная глав­
ная последовательность (сравни с
рис. 2 и рис. 3).

с периодами 0,3—0,9 дня и амплитудами 0'".5—1 т,5, а
близ главной последовательности—звезды типа д Щита
с периодами от 0,05 до 0,2 дня и обычно ничтожно малы­
ми амплитудами, в несколько сотых звездной величины.
Амплитуды цефеид доходят до 2т, а рекордно ма­
ленькая амплитуда — у Полярной звезды (О'",15), кото­
рая является одной из самых близких к нам цефеид.
Свое название они получили от 6 Цефея, которая была
одной из первых звезд (вместе с т] Орла) этого типа. Их
нашли в 1783—1784 гг. Гудрайк и Пиготт в Англии, пер­
вые любители астрономии, начавшие систематические
наблюдения переменных звезд.
Цефеиды — счастливые звезды, никаким другим
астрономы не уделяют столько внимания. И цефеиды не
остаются в долгу, они отдают свои тайны. Теперь цефеи­
ды могут считаться наиболее хорошо изученными пере­
менными звездами, и многие астрономы считают, что мы
твердо установили их природу и эволюционную историю.
Внимание, которым пользуются цефеиды, объясняется
в первую очередь тем, что у них существует зависимость
«период — светимость», позволяющая по одному только
30

ериоду определять их расстояние. Для нахождения пеиода достаточно с полсотни удачно расположенных по
ремени пластинок; цефеиды легко обнаруживать—они
Лросто «кричат» о себе переменностью блеска, и к тому
Же это звезды высокой светимости, видимые с гигант­
ских расстояний. А зная расстояние цефеиды, мы знаем
и расстояние звездной системы, в состав которой она
входит. Цефеиды являются краеугольным камнем шкалы
межгалактических расстояний, и рассказ о них мы нач­
нем с истории установления зависимости «период — све­
тимость».
В 1908 г. Генриетта Ливитт, сотрудница Гарвардской
обсерватории (США), занималась исследованием пере­
менных звезд в Магеллановых Облаках, ближайших к
нам галактиках, которые в то время считали отдельны­
ми частями нашего Млечного Пути. В Малом Магелла­
новом Облаке оказалось почти две тысячи переменных,
и у 16 из них Ливитт сумела определить периоды. И вот
Ливитт обнаружила любопытную закономерность — чем
больше был период изменения блеска звезды, тем ярче
оказывался ее средний блеск (рис. 9). Ни сама Ливитт,
ни тогдашний директор обсерватории Э. Пиккеринг не
поняли всего значения этого открытия, подтвержденного
ими же в 1912 г. Они просто нашли любопытную особен­
ность у звезд Магеллановых Облаков. Но в том же

Е

Рис. 9. Сводная зависимость «период — светимость»
для цефеид в максимуме блеска, построенная Сендиджем
и Тамманом.
31

1912 г. Э. Герцшпрунг понял, что обнаруженная в Гар,
варде зависимость открывает путь для определения г и)
гантских расстояний, неизмеримых никаким другим спо)
собой. Он понял, что исследованные Ливитт звезды тож­
дественны цефеидам, наблюдавшимся в окрестностях
Солнца, но удалены от нас на громадное расстояние,
из-за которого можно пренебречь размерами Магеллано­
вых Облаков. Следовательно, все эти звезды можно
считать находящимися на практически одинаковом рас­
стоянии от нас. Но тогда следует считать, что зависи­
мость между видимыми величинами и периодом является
просто следствием существования зависимости между
светимостью и периодом. Достаточно «прокалибровать»
эту зависимость в абсолютных величинах, чтобы можно
было по одному лишь периоду — легко определяемой
величине — найти абсолютную величину цефеиды и,
сравнивая ее с види-мой, определить расстояние (см.
стр. 13).
Это и было сделано Герцшпрун'гом. Вся трудность
заключалась в том, что цефеиды, даже ближайшие,
очень далеки от нас, и самый простой и надежный спо­
соб измерения расстояний, на котором основаны все
другие,— определение годичных параллаксов — здесь
ничего дать не может. Герцшпрунг воспользовался веко­
вым параллаксом, т. е. изменением положения звезды,
вызванным передвижением в пространстве Солнца. Ис­
пользовав данные о собственных движениях 13 цефеид,
Герцшпрунг смог в 1913 г. определить нуль-пункт зави­
симости, выразив ее в абсолютных величинах.
Так началась работа по определению и уточнению
нуль-пункта и формы зависимости «период — свети­
мость». Казалось не раз, что достигнут окончательный
успех, что наше знание в этой области можно считать
полным и окончательным. Увы, это только казалось, и
нам все еще предстоит очень много работы...
Очень скоро при помощи зависимости «период —
светимость» были получены первые и очень важные ре­
зультаты. В серии работ 1916—1919 гг. X. Шепли при­
менил эту зависимость для определения расстояний до
шаровых скоплений. Он принял, что и в окрестностях
Солнца, и в Магеллановых Облаках, и в этих скопле­
ниях — всюду мы имеем дело с одним и тем же типом
цефеид, и при этом предположении построил единую для
всех этих звезд зависимость «период — светимость».
32

В го время казалось, что для такого объединения есть
все основания. Характеристики всех цефеид казались по­
хожими, а в тех немногих случаях, когда в шаровых
скоплениях оказывалось несколько цефеид, наклон по­
строенной для них зависимости «период—видимая вели­
чина» оказывался таким же, как в Магеллановых Обла­
ках. Зная теперь светимости цефеид в шаровых скопле­
ниях, Шепли смог определить их расстояния и затем
светимости очень многочисленных звезд типа 7?/? Лиры.
Оказалось, что всюду они имеют одну и ту же свети­
мость, независимую от периода и равную 0т,0.
Теперь Шепли мог найти способы определения рас­
стояния и до тех скоплений, в которых нет вообще це­
феид. Определив расстояния до 93 шаровых скоплений,
Шепли пришел к выводу, что они образуют сферическую
систему, центр которой находится в направлении созвез­
дия Стрельца на расстоянии 16 кпс от нас (ныне прини­
маемое значение расстояния до центра Галактики —
10 кпс). Он выдвинул смелую для своего времени гипо­
тезу, согласно которой концентрация шаровых скоплений
в Стрельце объясняется тем, что именно там находится
центр Галактики, основу, «каркас» которой образует си­
стема этих скоплений. Не говоря уже о том, что найден­
ные Шепли расстояния казались неправдоподобно боль­
шими, гипотеза эта сдвигала Солнце из центра Млечного
Пути, куда его помещали со времени В. Гершеля, на
окраину нашей звездной системы. Таким образом, зави­
симость «период — светимость» впервые дала нам пра­
вильное представление о Галактике и о нашем месте в
ней.
Зависимость «период — светимость» дала решающие
аргументы и при решении другой, не менее важной про­
блемы, связанной с природой «слабых туманностей». Так
к началу двадцатых годов часто называли те туманные
пятнышки — наподобие туманности Андромеды, кото­
рые, как мы теперь знаем, являются гигантскими звезд­
ными системами, подобными нашей Галактике. Сейчас
даже не верится, что еще в 1920 г. по этому вопросу
шли ожесточенные споры, и среди тех, кто не верил во
внегалактическую природу этих туманностей, был и
Шепли. Он опирался на обнаруженное ван Мааненом
вращение этих туманностей (оказавшееся впоследствии
фиктивным), невероятно быстрое в случае их внегалакти­
ческой природы, и ряд других аргументов, казавшихся
33

очень серьезными. Вопрос упирался в расстояния. Если
туманности находятся намного дальше, чем самые уда­
ленные звезды Млечного Пути, то они должны быть
самостоятельными звездными системами, другими галак­
тиками, и торжествует концепция «островной Вселенной»,
умозрительно выдвинутая еще Кантом и Ламбертом.
То, что на снимках М31 и МЗЗ1, полученных Ричи в
1910 г. на 1,5-метровом рефлекторе, уже видны объекты,
похожие на отдельные звезды, ничуть не убеждало
Шепли. Он считал, что изображения этих объектов слиш­
ком «мягки», немножко размыты и что это не звезды.
И у него были основания сомневаться — лишь в 1958 г.
А. Сэндидж показал, что многие объекты в ближайших
галактиках, принимаемые за отдельные звезды, в дей­
ствительности представляют собой небольшие яркие ту­
манности.
Ожесточенная дискуссия продолжалась до 1925 г.,
когда Эдвин Хабл опубликовал результаты исследования
М31, М 33 и N00 6822, проведенного им при помощи
вступившего в строй незадолго перед этим 2,5-метрового
рефлектора на горе Вилсон. В каждой из этих туман­
ностей Хабл обнаружил очень слабые звезды, которые во
всех отношениях вели себя как цефеиды нашего Млеч­
ного Пути, с такой же правильной периодичностью из­
меняя блеск и примерно с такими же амплитудами. Сом­
нений в тождественности этих звезд и цефеид не могло
быть, и все споры сразу же прекратились. Вопрос был
решен раз и навсегда. Зависимость «период —■ свети­
мость» с непреложностью указывала на гигантские рас­
стояния до этих туманностей, в десятки раз превосходя­
щие размеры нашего Млечного Пути — а ведь эти ту­
манности были, без сомнения, наиболее близкими. Раз­
меры их оказались сравнимыми с размерами Млечного
Пути. Была решена проблема, двести лет волновавшая
умы.
За какие-нибудь десять лет, с 1915 по 1925 г., пол­
ностью перевернулись наши представления об окружаю­
щем мире, о нашем месте во Вселенной. Мы оказались
не в центре единой звездной системы Млечного Пути,
включающего в себя все, что есть во Вселенной, а на
1 Скопления, туманности и галактики обозначаются по номерам
в каталогах Мессье (М) или «Новом генеральном каталоге» (N60).
Первому каталогу около 200 лет, второму — около 100.
34

окраине одной из бесчисленного множества таких си­
стем, на берегу одного из островов в океане Вселенной...
Опираясь на цефеиды, Хабл развил способы определения
расстояния далеких галактик, в которых цефеиды слиш­
ком слабы, и в 1929 г. доказал, что красное смещение в
спектрах галактик пропорционально их расстоянию.
Было открыто поразительное свойство Вселенной — ее
расширение. Это, конечно, была подлинная революция в
нашем представлении о мироздании, сравнимая с круше­
нием системы Птолемея. Роль, которую здесь сыграли
цефеиды, очевидна, и они действительно уже из-за одно­
го этого заслуживают названия самых важных звезд.
Стоит, может быть, отметить, что эта революция в
астрономии, происходившая одновременно с появлением
квантовой механики, никак не связана с революцией в
физике, а вызвана чисто астрономическими открытиями
Даже сама природа цефеид была не очень-то еще ясна.
Тесный контакт с современной физикой появился не­
сколько позже, когда исследованное Хаблом красное
смещение в спектрах галактик связали с релятивистски­
ми моделями Вселенной, а успехи ядерной физики реши­
ли проблему источников энергии звезд.
Зависимость «период — светимость» стала одним из
мощнейших орудий астрономического исследования, она
подвергалась неоднократному пересмотру, улучшались
ее нуль-пункт и наклон. Особенно много сделали здесь
в 1930—1949 гг. X. Шепли, К. Лундмарк, Б. П. Герасимо­
вич и Б. В. Кукаркин. Ревизии нуль-пункта основыва­
лись большей частью на собственных движениях цефеид,
и результаты в общем получались успокоительными —
больших ошибок в нуль-пункте Шепли не обнаружива­
лось, хотя и высказывались подозрения, что цефеиды не­
сколько ярче, чем думал Шепли. Зависимость широко
применялась при внегалактических исследованиях, с ее
помощью определяли расстояние ближайших галактик и
затем постоянную Хабла, коэффициент в формуле, свя­
зывающей скорость удаления галактики с ее расстоя­
нием. Проблема нуль-пункта зависимости «период —
светимость» оказалась тесно связанной с космологиче­
ской проблемой, решением вопроса о прошлом и будущем
Вселенной. Постоянная Хабла определяет «экспансионный» возраст Вселенной (время, прошедшее с того гипо­
тетического момента, когда все вещество Вселенной на­
ходилось в состоянии бесконечно большой плотности).
35

Понятно поэтому, с каким вниманием рассматрива­
лись все факты, могущие поколебать нашу уверенность в
надежности нуль-пункта зависимости «период — свети­
мость». И хотя данные о самих цефеидах эту уверен­
ность в 1930-х годах не особенно колебали, были и неко­
торые беспокоящие обстоятельства. Шаровые скопле­
ния в нашей Галактике оказывались на 1 т,5 ярче, чем
в М31 (туманности Андромеды). Новые звезды также
обнаруживали расхождение того же порядка. Размеры
других галактик получались такими, что наша Галак­
тика оказывалась самой большой — возможная, конечно,
вещь, но маловероятная. Наконец, постоянная Хабла
оказывалась столь большой, что «экспансионный возраст
Вселенной» получался чуть ли не меньше, чем возраст
Земли. Попытки объяснить протйворечия неточностью
шкалы звездных величин в М31 оказались безуспеш­
ными.
Решение проблемы было дано в работе Вальтера
Бааде, обнародованной в 1952 г. За три года до этого
он начал регулярные наблюдения туманности Андроме­
ды при помощи 5-метрового рефлектора, только что уста­
новленного на горе Паломар. Бааде ожидал, что с этим
инструментом можно будет выявить в этой туманности
переменные типа У?/? Лиры, но оказалось, даже ярчай­
шие звезды шаровых скоплений, которые на 1т,5 ярче
переменных типа 7?/? Лиры, находятся близ предела
пластинки. Эти переменные, следовательно, невозможно
было зафиксировать, и Бааде и не пытался этого сделать.
Их светимость, как мы знаем, считалась равной О'", и
поэтому светимость звезд, выявленных Бааде, была опре­
делена им в —1т,5. Поскольку видимая величина этих
звезд составляла 22т,75, отсюда следовало, что модуль
расстояния туманности Андромеды, т — М, составляет
24т,25. Однако цефеиды дают модуль расстояния, рав­
ный 22т,75—расхождение снова составляло ту же са­
мую величину, 1т ,5. Вот в этом и состоит открытие
Бааде — либо цефеиды надо сделать ярче на 1771,5, либо
на такую же величину уменьшить светимость перемен­
ных типа КК Лиры. Бааде тогда же предположил,.что
правильной является светимость переменных типа КК
Лиры,— основываясь главным образом на том, что соб­
ственные движения этих звезд позволяют получить более
надежные значения светимостей, чем для цефеид. Тогда
расстояния ближних галактик, определяемые по цефеи36

дам, надо вдвое увеличить, и исчезают противоречия, о
которых мы говорили. Это означает также, что цефеиды
в шаровых скоплениях вовсе не аналогичны цефеидам
Л^агеллановых Облаков и окрестностей Солнца, а слабее
их на 1т,5. В этом не было ничего удивительного.
К этому времени было уже ясно, что звезды шаровых
скоплений во многом отличаются от более молодых звезд,
концентрирующихся к плоскости Галактики и типичных
для Магеллановых Облаков.
Однако Бааде убедил в своей правоте далеко не всех,
и с 1952 г. начало появляться множество работ, посвя­
щенных уточнению светимости цефеид. Предлагались
самые разнообразные поправки к нуль-пункту Шепли, от
—2'”,2 до О'”. Поток этих работ начал иссякать лишь в
конце пятидесятых годов, когда появились первые иссле­
дования цефеид в рассеянных скоплениях, давшие наи­
лучший способ определения светимостей цефеид.
Собственно говоря, еще в 1925 г. П. Дойг предложил
определить расстояние до рассеянного скопления М25 с
помощью входящей в его состав цефеиды II Стрельца.
Но затем с легкой руки X. Шепли распространилось
убеждение, что в рассеянных скоплениях в отличие от
шаровых вообще не встречается переменных звезд. Это
мнение было опровергнуто в 1956 г. П. Н. Холоповым,
который показал, что в рассеянных скоплениях наряду
с другими типами переменных звезд встречаются и це­
феиды. Он проанализировал вероятность физической
связи цефеид со скоплениями и показал ее возможность.
Годом раньше Дж. Ирвин случайно вновь обнаружил
связь М25 и У Стрельца, и обратил внимание также на
5 Наугольника, как на возможного члена скопления
N00 6087. И с этого времени начались работы по иссле­
дованию цефеид, входящих в рассеянные скопления.
Дело в том, что примерно тогда же резко увеличи­
лась точность определения модулей расстояния рассеян­
ных скоплений, появилась новая методика, развитая
Гарольдом Джонсоном и другими американскими астро­
номами. Было определено положение на диаграмме
«цвет — светимость» единой начальной главной после­
довательности, на которой находятся звезды, только что
окончившие гравитационное сжатие и в которых источ­
ником энергии становится реакция превращения водоро­
да в гелий. По мере выгорания водорода в центре звезды
ее светимость медленно увеличивается, и звезда уходит
37

вправо и вверх с начальной главной последователь­
ности тем быстрее, чем больше ее масса и чем она ярче.
Поэтому для определения модуля расстояния скопления
с начальной главной последовательностью надо совме­
щать нижнюю, непроэволюционировавшую часть наблю­
даемой главной последовательности скопления. Этот спо­
соб позволил определять модули расстояния рассеянных
скоплений с точностью, доходящей до О'”,! — О^З. Разу­
меется, такая точность стала возможной не только бла­
годаря использованию достижений теории звездной эво­
люции, но также из-за широкого применения фотоэлек­
трической фотометрии и усовершенствования методики
учета межзвездного поглощения света.
Зная расстояние до скопления, мы узнаем также рас­
стояние и светимость входящей в его состав цефеиды с
точностью, не достижимой никакими другими способами.
Работы по исследованию цефеид в скоплениях и изуче­
нию этих скоплений (проводившиеся главным образом
на обсерватории Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар)
были в основном закончены к 1961 г. Выяснилось, что
с уверенностью можно отнести к скоплениям пять це­
феид. Эти пять цефеид с несомненностью подтверждали
правоту Бааде, и он, скончавшийся в 1960 г., успел
узнать об этом.
Но и помимо уточнения светимостей, исследование
цефеид в рассеянных скоплениях сослужило еще одну,
и очень важную, службу. Положение цефеид на диаграм­
мах «цвет — светимость» скоплений позволило поставить
вопрос об их месте в звездной эволюции. Как рассказы­
валось во второй главе, звезда, в ядре которой выгорел
весь водород (к этому времени она становится примерно
на 1т ярче, чем была на начальной главной последова­
тельности), оставляет главную последовательность и с
ее верхней границы быстро перемещается в область диа­
граммы «цвет — светимость», занимаемую красными
гигантами и сверхгигантами. По пути звезда должна
попасть в полосу нестабильности — область диаграммы,
заселяемую цефеидами. И вот оказалось, что на диа­
граммах скоплений цефеиды находятся именно там, где,
согласно теории, и должны быть звезды, пришедшие с
верхнего конца главной последовательности скопления.
Гипотеза о происхождении цефеид из звезд спектрального
класса В (т. е. ярких звезд главной последовательности)
впервые позволила объяснить удивительное сходство
38

пространственного распределения этих двух типов звезд.
Она предсказывала зависимость периодов цефеид от воз­
растов содержащих их скоплений: чем старше становит­
ся скопление, тем все менее и менее массивные звезды
переходят с главной последовательности в стадию цефеи­
ды, а чем меньше масса цефеиды, тем меньше ее период;
существование такой зависимости было действительно
установлено в 1964 г.
В 1961 г. результаты исследования цефеид в скопле­
ниях были обобщены Р. Крафтом. Крафт опирался на
данные о пяти цефеидах в скоплениях, а наклон зависи­
мости принял равным полученному за год до этого
X. Арпом для цефеид Малого Магелланова Облака.
Зависимость «период — светимость» Крафта в течение
долгого времени наиболее употребительная, имеет вид
Му= 1,67—2,54 1§Р. Казалось, все теперь обстоит бла­
гополучно. Крафт подтвердил увеличение светимости це­
феид на 1 т,Ь, предложенное Бааде. Но когда в 1965 г.
И. М. Копылов и автор пересмотрели данные о цефеи­
дах в скоплениях, они получили увеличение светимости
цефеид лишь на 1т,0 от нуль-пункта Шепли. Это было
вызвано тем, что для определения расстояний скоплений
использовалась начальная главная последовательность
(НГП) Копылова. Поскольку скопления с цефеидами да­
леки и слабые их звезды неизмеримы, пришлось пользо­
ваться верхней частью этой последовательности у звезд
класса В, проходящей на О'",5 ниже НГП Джонсона, ко­
торой пользовался Крафт. Модули расстояний и, сле­
довательно, светимости получились на О'”,5 меньше.
Таким образом, проблема светимости цефеид ныне
сводится к проблеме шкалы расстояний скоплений, и
поскольку здесь нет пока полной ясности, определения
статистических параллаксов цефеид сохраняют актуаль­
ность. К сожалению, и здесь последние работы не дают
согласующихся результатов.
Результаты не слишком радуют. Исследователи
цефеид, можно сказать, сражаются с гидрой, у которой
на месте отрубленной головы вырастает новая. За пять­
десят лет усилий выявлена ошибка в 1т,5и все еще воз­
можна ошибка в О'" ,5. Правда, большинство астрономов
уверены в правильности начальной главной последова­
тельности Джонсона, опирающейся на расстояние Гиад,
определяемое из геометрических соображений. Растет,
однако, число работ, в которых подтверждается, что со­
39

Держание металлов в Гиадах превышает среднее для
большинства скоплений. По всей видимости, этим и объ­
ясняется расхождение в калибровке светимости В-звезд
на начальных главных последовательностях Джонсона и
Копылова. Есть уже и наблюдательные данные, показы­
вающие, что светимость на главной последовательности
действительно зависит от содержания тяжелых элемен­
тов. Если это так, можно оптимистично смотреть в буду­
щее: спектральный анализ и фотометрия звезд в скоп­
лениях должны уточнить их химический состав, и для
определения расстояния скопления с цефеидой будет ис­
пользована исходная главная последовательность, соот­
ветствующая найденному для данного скопления содер•жанию металлов.
Растет и число данных о цефеидах в скоплениях.
П. Н. Холопов и автор по снимкам на 70-сантиметровом
рефлекторе в Москве построили в 1965 г. кривые блеска
двух цефеид, составляющих двойную звезду СЕ Кассио­
пеи, в том же скоплении N00 7790, где находится и
СЕ Кассиопеи. Компоненты СЕ Кассиопеи по отдель­
ности не поддаются фотоэлектрической фотометрии, по­
тому что расстояние между ними всего 2,3" — и они обе
проваливаются в диафрагму фотометра. В 1969 г. А. Сендидж и Г. Тамман опубликовали результаты исследова­
ния СЕ Кассиопеи на 5-метровом рефлекторе — они
неплохо согласуются с нашими.
Работами П. Н. Холопова было доказано существо­
вание у скоплений обширных корон, и проведенный ав­
тором в 1964 г. анализ данных о цефеидах, находящихся
на небе по соседству со скоплениями, показал, что в ряде
случаев они входят в короны скоплений. Число цефеид,
связанных со скоплениями, увеличилось почти втрое, это
и позволило обнаружить зависимость «период — воз­
раст».
Итак, цефеиды в рассеянных скоплениях нашей Га­
лактики дают наиболее надежный способ определения
нуль-пункта зависимости «период — светимость», и все
зависит от точности определения расстояний скоплений.
Но этих цефеид, однако, слишком мало для определения
наклона зависимости, и приходится обращаться к дан­
ным о других галактиках, которые не очень хорошо со­
гласуются друг с другом.
Наиболее полно исследованы в настоящее время це­
феиды Магеллановых Облаков. В каждом из них, Боль­
40

шом и Малом, известно сейчас по 1200 цефеид. Долгое
время периоды и кривые блеска были известны лишь
для трети из них; изучение пластинок Гарвардской'об­
серватории было закончено лишь в 1966—1971 гг. под
руководством Ц. Пейн-Гапошкиной и С. Гапошкина. Для
одного только Большого Облака понадобилось свыше
двух миллионов оценок блеска на 4000 пластинок. Ре­
зультаты фотографической фотометрии, однако, не очень
годятся для определения наклона зависимости «период—
светимость», потому что они могут быть обременены зна­
чительными ошибками — в основном из-за сильного и
неоднородного фона неразрешенных звезд Магеллановых
Облаков. Для полсотни цефеид Облаков есть и фото­
электрическая фотометрия.
В туманности Андромеды, М31, изучено около
600 цефеид по пластинкам, полученным В. Бааде в
1949—1952 гг. на 5-метровом рефлекторе сразу же после
его вступления в строй. Четыре области вдоль большой
оси этой галактики покрывают не более двадцатой доли
ее площади; всего в М31, по оценке Бааде, можно было
бы открыть 8000—10 000 переменных звезд. В наиболее
далекой от центра М31 области поглощение света и
фон невелики, и на данные о цефеидах из этой области
можно полагаться.
Для туманности Треугольника, М 33, где Хабл в
двадцатых годах обнаружил с помощью 2,5-метрового
рефлектора полсотни цефеид, современные данные все
еще не опубликованы, хотя Сендидж продолжает иссле­
дование этой галактики на 5-метровом телескопе. Такая
же ситуация с красивой спиральной галактикой М81 в
Большой Медведице — известно, что там найдено 18 це­
феид, но никаких данных о них не опубликовано.
Цефеиды изучены на современном уровне в непра­
вильных галактиках N00 6822, где известно 13 звезд, и
ГС 1613 (24 звезды). Самая далекая галактика, в кото­
рой цефеиды еще доступны 5-метровому рефлектору,—
спиральная галактика N00 2403 в Большой Медведице,
в которой открыто 17 звезд. Ее исследование завершили
в 1968 г. А. Сендидж и Г Тамман, изучившие 182 пла­
стинки, первая из которых была получена ещев 1910 г.
на 1,5-метровом телескопе. Расстояние N00 2403 —
3,25- 106 пс — является наибольшим, измеренным с по­
мощью цефеид.
Совместив друг с другом путем сдвига вдоль верти41

калькой оси зависимости «период — светимость» для
цефеид из обоих Магеллановых Облаков (только с фото­
электрической фотометрией), М31, N00 6822 и скопле­
ний Галактики — так, чтобы получившаяся в результате
зависимость обладала наименьшей дисперсией, Сендидж
и Тамман построили в 1968 г. сводную зависимость «пе­
риод — светимость», являющуюся до сих пор наиболее
употребительной (см. рис. 9). Дисперсия ее около 1т, и
этот разброс является, по всей видимости, реальным. Он
связан с тем, что более голубые (горячие) цефеиды дан­
ного периода ярче, чем более красные. Это объясняется
наклоном линий постоянного периода на диаграмме
Г — Р и тем, что полоса нестабильности имеет конечную
ширину (см. рис. 8). Заметной дисперсией зависимости
«период — светимость» и объясняется то, что по цефеи­
дам из разных галактик получались несколько отличаю­
щиеся значения наклона — в каждой отдельной галак­
тике цефеид слишком мало. Полученную ими зависи­
мость «период—светимость» Сендидж и Тамман исполь­
зовали для определения расстояний близких галактик и
линейных размеров областей ионизованного водорода.
По угловым размерам этих областей в далеких галакти­
ках они получили недавно для постоянной Хабла значе­
ние 55 км/с • Мпс. Знание светимости цефеид остается
критически важным для космологии.
Дисперсия зависимости «период — светимость», ес­
тественно, уменьшает точность расстояний, определяемых
с помощью цефеид, если мы не знаем их показатели цве­
та. (Конечно, исправленного за поглощение света, кото­
рое делает цвета более красными. Этой сложной про­
блемы мы здесь касаться не будем.) Но главное —
должна быть уверенность в том, что при данном периоде
(и показателе цвета) цефеиды во всех галактиках имеют
одну и ту же светимость. Некоторые основания для сом­
нений в этом имеются, потому что светимость зависит и
от химического состава, который может несколько
варьироваться от галактики к галактике, подобно тому,
как отличаются по нему скопления нашей Галактики.
Наилучший способ избавиться от этих сомнений —
сравнение «цефеидных» расстояний ближайших галактик
с расстояниями, определяемыми другими способами.
Наиболее надежно известны расстояния Магеллано­
вых Облаков, определяемые по видимой величине звезд
типа
Лиры (абсолютная величина этих звезд, най­
42

денная статистически по собственным движениям, заклю­
чена между + 0т,5 и + 1'",0) и туманности Андроме­
ды — по Новым звездам (у которых светимость в мак­
симуме блеска зависит от скорости угасания блеска и
составляет в среднем —8"1). Расстояния, определяемые
по Новым и звездам типа КЯ Лиры, согласуются с «цефе­
идными» с точностью, не хуже чем О'",2 — О'",5. По-види­
мому, можно быть уверенным в том, что уж в этих пре­
делах на цефеиды можно полагаться.
Как уже говорилось, распределение цефеид и их ско­
рости движения в пространстве очень близки к таковым
у звезд спектрального класса В, из которых они и про­
изошли. Большинство цефеид концентрируется в галак­
тической плоскости. Известно, однако, что они встре­
чаются и в шаровых скоплениях. Среди примерно
700 известных ныне в Галактике цефеид около ста на­
поминают (по особенностям кривых блеска) цефеиды
шаровых скоплений и, подобно этим скоплениям, отно­
сятся к сферической составляющей Галактики.
Периоды и амплитуды цефеид сферической состав­
ляющей (типа
Девы) — такие же, как и у «класси­
ческих» цефеид, лишь кривые блеска несколько отли­
чаются, особенно при периодах, больших 12 дней. Одна­
ко, как и шаровые скопления, цефеиды типа И7 Девы
имеют большие пространственные скорости, концентри­
руются к центру Галактики и встречаются высоко над
ее плоскостью. Таковы же и пространственно-кинемати­
ческие характеристики переменных типа
Лиры, очень
многочисленных в шаровых скоплениях. Очевидно, что
эволюционная история этих двух типов звезд совсем
другая, чем у классических цефеид, которые намного мо­
ложе.
Однако причина переменности у всех звезд, находя­
щихся в пределах полосы нестабильности, одна и та же.
Это пульсации внешних слоев звезды, приводящие к из­
менению размеров и температуры ее поверхности и, сле­
довательно, светимости. Существование таких изменений
непосредственно следует из наблюдаемых кривых изме­
нения показателя цвета и лучевых скоростей (рис. 10).
Пульсация звезды возникает из-за нарушения равнове­
сия между основными силами, действующими в ее нед­
рах: притяжения-вещества к центру, а также газового и
лучевого давлений, противостоящих этому притяжению.
При сжатии звезды светимость ее возрастает несмотря
43-

на уменьшение радиуса, потому что увеличивается тем­
пература поверхности. Однажды возникшие пульсации
поддерживаются, как показал С. А. Жевакин, «клапан­
ным механизмом», действующим в слое частично ионизо­
ванного гелия близ поверхности звезды. Поглощая иду­
щее из глубины звезды излучение, атомы гелия ионн-

Рис. 10. Кривая блеска (V), показателя цвета (В—V)
и лучевой скорости V г цефеиды I) Стрельца.

зуются и гелиевый слой становится более прозрачным
для излучения, которое уходит теперь наружу. Газ охлаж­
дается, гелий снова становится нейтральным и способ­
ным задерживать излучение, идущее из более глубоких
слоев. Цикл повторяется снова и снова, пока структура
звезды не изменится. Этот механизм эффективен лишь
при определенной глубине залегания гелиевой зоны, ко­
торая связана с поверхностной температурой звезды.
Поэтому пульсация и наблюдается лишь у звезд, на­
ходящихся на диаграмме Г — Р в пределах узкой полосы
нестабильности (см. рис. 2).
44

Теория звездной эволюции и теория пульсации хоро­
шо согласуются друг с другом — расчеты показывают,
что при пересечении полосы нестабильности строение и
химический состав наружных слоев звезд действительно
близки к тому, которое предсказывается теорией пульса­
ции. В процессе эволюции, попадая в пределы полосы не­
стабильности, звезды разной массы и возраста начи­
нают пульсировать (рис. 11 и 12) А если при этом

Рис. 11. Фрагмент горизонтальной ветви
диаграммы «цвет — светимость» шарового
скопления М3. Участок этой ветви, пере­
секаемый полосой нестабильности, населен
звездами типа НН Лиры (крестики).

близко их положение на диаграмме Г — Р, то сходны и
характеристики переменности, как это, например, наблю­
дается у цефеид классических и типа V? Девы. Первые—■
молодые звезды с массами в 3—10 масс Солнца, а вто­
рое — поздняя стадия развития звезд с массой около
одной солнечной.

0.0

->0,5