Мінливість подвійних зірок

Знаменитый американский астроном Э. Барнард 8 июня 1918 г. возвращался вечером домой в грустном настрое­нии. Вид ясного неба не утешал этого неутомимого на­блюдателя, ибо днем было пасмурно, и он так и не уви­дел полного солнечного затмения. Внезапно он остано­вился и показал своим спутникам на созвездие Орла: «Этой звезды здесь не должно быть!» Они не сразу по­няли, что Барнард не шутит, а действительно открыл Новую звезду. В ту же ночь Новая Орла (1918= V603 Орла) была независимо открыта десятком наблюдате­лей, и не удивительно — это была самая яркая Новая нашего века. В максимуме блеска она достигла —l^m,l и на небосводе уступала только Сириусу и Канопусу. Но ее торжество было кратким: через 18 дней- она ослабела до 3-ей величины, а еще через 200 исчезла для невооруженного глаза.

Название «Новая» — один из самых неудачных аст­рономических терминов, но астрономы не любят менять терминологию. Новые представляют собой особый тип переменных звезд, которые, конечно, существовали и до того, как их «открыли». И действительно, на месте Но­вой на пластинках, предшествующих вспышке (звезда разгорается обычно за несколько дней), находят слабую звездочку. А через несколько месяцев или лет после вспышки звезда вновь возвращается к исходному состоя­нию (рис. 14). Амплитуда вспышки обычно составляет 7—12 звездных величин. «Вспышка новой звезды,— пишет Б. А. Воронцов-Вельяминов,— равносильна тому, как если бы свеча, горящая у вас на столе, засверкала как прожектор».

Кривые блеска DQГеркулеса

Спектральные данные показывают, что вспышка Но­вой вызвана тем, что внешние слои звезды внезапно от­рываются от ее поверхности и разлетаются со скоростью в несколько сотен или тысяч километров в секунду. Оболочка звезды вздувается как мыльный пузырь, и от­рывается от нее. В максимуме блеска Новые относятся к числу самых ярких звезд, лишь редкие сверхгиганты класса А и F превышают их по светимости. Кстати, спектр Новых в максимуме примерно такой, как у этих сверхгигантов, его создает начинающая расширение обо­лочка, которая вскоре становится оптически тонкой, прозрачной для собственного излучения, и темные линии в спектре Новой сменяются яркими, эмиссионными. Диаметр оболочки близ максимума блеска превышает диаметр земной орбиты, и долгие годы авторы научно-фантастических книг давали ужасающие картины гибе­ли Земли в раскаленных газах оболочки Солнца, взор­вавшегося как Новая. Но в настоящее время установ­лено, что Солнце не может взорваться как Новая.

В 1954 г. американский, молодой тогда, астроном Мерл Уокер, наблюдая Новую Геркулеса 1934 г., обозначенную как DQ Геркулеса в «Общем каталоге перемен­ных звезд», обнаружил, что блеск ее каждые 4 часа 49 минут ослабевает от 14^m,1 до 15^m,6. Звезда оказалась затаенной переменной — тесной двойной системой. В 1963 г. он же доказал, что затменной переменной яв­ляется Т Возничего — Новая 1896 г. У ряда других Но­вых, Вспышки которых тоже наблюдались давно, была обнаружена спектральная двойственность, и сейчас не приходится сомневаться в том, что все Новые звезды — тесные двойные системы карликовых звезд. Полностью прав оказался Г В. Кукаркин, сказавший в 1954 г., что открытие Уокера даст больше всех предыдущих работ для понимания природы Новых звезд.

Сразу же выяснилось, что массы Новых невелики — около солнечной и меньше — а раньше им приписыва­лись иногда массы в тысячи масс Солнца! Ясно стало, что причина вспышек каким-то образом связана с двой­ственностью, с каким-то взаимодействием компонент. Оценивая блеск DQ Геркулеса на пластинках, получен­ных до вспышки, П. Анерт (ГДР) показал, что после вспышки ее период увеличился на 3,5 минуты (расстояние между компонентами увеличилось из-за потери массы при вспышке). Отсюда следует, что масса оболочки, сбрасываемой при взрыве, не превышает сотой доли массы всей звезды.

Затмения или спектральная двойственность были об­наружены и у повторных Новых звезд, вспышки которых повторяются через несколько десятилетий, хотя и с мень­шей амплитудой, чем у Новых звезд. Повторной Новой WZ Стрелы принадлежит абсолютный рекорд кратчай­шего среди известных орбитальных периодов — 82 ми­нуты. Космонавтам надо больше времени, чтобы обле­теть вокруг Земли!

И наконец, в последние годы окончательно установ­лена двойственность звезд типа U Близнецов, называе­мых иногда «карликовыми» Новыми. Эти звезды обычно показывают небольшие флуктуации блеска, но цикли­чески, с интервалами в десятки, изредка сотни дней увеличивают блеск па несколько величин и через несколько дней возвращаются к исходному состоянию (рис. 15). Повторные Новые и звезды типа U Близнецов объеди­няет замечательная зависимость, открытая в 1933 г. Б. В. Кукаркиным и П. П. Паренаго: чем длиннее сред­ний промежуток времени между вспышками (цикл), тем больше амплитуда вспышки (рис. 16). Этой зависимости подчиняются и индивидуальные звезды: чем больше вре­мени прошло с момента вспышки, тем более мощной бы­вает следующая вспышка. Кукаркин и Паренаго пред­положили, что и типичные Новые звезды могут подчи­няться этой зависимости. В этом случае получается, что промежуток времени между их вспышками должен со­ставлять тысячи и десятки тысяч лет. Это интересное предположение пока не имеет строгих доказательств — для этого надо подождать хотя бы пару тысячелетий, ибо астрофотография, запечатлевающая состояние неба на данный момент, появилась лишь столетие назад и точ­ные координаты старых Новых звезд остались неизвест­ными. Предположение Кукаркина и Паренаго позво­ляет считать, что в нашей Галактике вспыхивают не все звезды, а повторно одни и те же. Ведь известно, что в галактиках (как в нашей, так и в туманности Андроме­ды) вспыхивает по полсотни Новых звезд в год (хотя из-за межзвездного поглощения мы наблюдаем гораздо меньшее количество таких звезд). Зная приблизительное число звезд в галактиках и возраст последних, легко подсчитать, что за 10⁹ лет должны вспыхнуть все звезды нашей Галактики. Однако предположение, что некоторые звезды вспыхивают повторно, позволяет нам надеяться, что Солнце не принадлежит к классу Новых звезд.

Кривая блеска SSЛебедя

Зависимость между средним циклом и амлитудой изменения блеска для звезд типа UБлизнецов

Зависимость Кукаркина — Паренаго означает, что в промежутках между вспышками идет накопление энер­гии, и чем дольше она накапливается, тем мощнее вспышка.

Вспышки Новых звезд, возможно, связаны с тем, что одна из компонент является белым карликом, горячей плотной звездой. Газовые потоки, существующие в тес­ных двойных системах, постепенно переносят на поверх­ность карлика вещество, богатое водородом. В оболочке белого карлика начинается бурное горение водорода, что и приводит к вспышке звезды. По возвращении системы в исходное состояние процесс повторяется снова; ско­рость выделения энергии при горении водорода может быть очень большой, и происходит срыв внешних слоев звезды.

Таким образом, переменность Новых, повторных Но­вых и звезд типа U Близнецов неразрывно связана с их двойственностью и возникает на поздних стадиях эволю­ции тесных двойных систем. Ничего страшного с самой звездой (но не для ее ближайших соседей!) при этом не происходит. Новые звезды теряют при вспышке всего около 10^-4 масс Солнца, и небольшое «кровопускание» идет им на пользу, так как обеспечивает устойчивость звезды в двойной системе. Другое дело — Сверхновые звезды. Феноменологически взрыв Сверхновой похож на вспышку Новой звезды, только масштабы побольше, не­даром же двадцать лет их путали друг с другом. В мак­симуме блеска Сверхновая часто светит как целая га­лактика — ярче миллиарда солнц… Строго говоря, мы не знаем, какие звезды вспыхивают как Сверхновые, никто не видел Сверхновую Перед вспышкой. По-видимому, ка­тастрофа происходит со звездой, в которой исчерпаны термоядерные источники энергии и начался гравитацион­ный коллапс. Возможно, что у некоторых массивных звезд ядро после выгорания гелия быстро сжи­мается, нагревается, и начинается бурное горение углерода и кислорода; детонационная волна, пронося­щаяся по ядру, воспламеняет все новое ядерное горючее, и ударная волна сбрасывает внешние слои звезды. Оболочка сбрасывается за несколько секунд, в течение которых в условиях высоких плотностей и температур образуются тяжелые элементы, рассеивающиеся затем в пространстве. Это, видимо, основной источник тяжелых элементов во Вселенной. И можно сказать, что если бы не Сверхновые, то не из чего было бы образоваться Земле и жизни на ней.

Но вот что остается от звезды после вспышки ее как Сверхновой, мы знаем очень хорошо. Остается ее сверх­плотное ядро — нейтронная звезда, «бешено» вращаю­щаяся, чтобы сохранить угловой момент исходного сверхгиганта, и обладающая сильным магнитным полем. Эта гигантская динамо-машина ускоряет заряженные частицы до энергий космических лучей, и энергия вра­щения постепенно расходуется на это; вращение замед­ляется, и период импульсов пульсаров — а это и есть нейтронные звезды, «огарки» Сверхновых — постепенно увеличивается. Самый короткий период (0,033 с) у пуль­сара в Крабовидной туманности, остатке Сверхновой 1054 г., о которой уже была речь. Излучение идет через магнитные полюса и узким пучком, а так как ось враще­ния не совпадает с магнитной осью и каждый период пучок чиркает по Земле, то мы наблюдаем всплеск ра­диоизлучения, а в случае пульсара в Крабовидной ту­манности — и в оптическом диапазоне. Вероятно, узкая направленность излучения объясняет отсутствие пульса­ров на местах вспышек звезд Тихо в 1572 г. и Кеплера в 1604 г., которые, судя по их яркости и кривой блеска, скорее всего были Сверхновыми, а не Новыми звездами.

По-видимому, вспыхивать как Сверхновые могут и звезды с массой в 1—2 солнечных, иначе трудно объяс­нить вспышки Сверхновых в эллиптических галактиках, где более массивные звезды должны уже проэволюцио­нировать.

Служба Сверхновых, созданная Ф. Цвикки, зареги­стрировала более 400 звезд, вспыхнувших в других га­лактиках; их изучение ведется очень активно, и скоро мы будем знать гораздо больше об этих грандиозных «фейерверках», которыми звезды оканчивают свою ак­тивную жизнь.

Вернемся, однако, к двойным звездам, к которым Сверхновые не имеют никакого отношения — хотя они могут вспыхивать и в двойных системах, которые при этом скорее всего разрушаются.

Если плоскость орбиты двойной звезды проходит че­рез луч зрения земного наблюдателя, в течение каждого орбитального периода происходит затмение одной ком­поненты другой, и суммарный блеск системы ненадолго и быстро уменьшается. Двойная система в Персея стала первой переменной звездой, причина изменения блеска которой достоверно известна. По-видимому, ещё арабы в древние времена знали о переменности этой звезды, недаром они назвали ее Алголем — Дьяволом. Джон Гудрайк установил в 1783 г., что ослабление блеска Алголя происходит строго периодически, каждые 2 дня 20 часов и 49 минут, и он же предположил, что мы имеем дело с затмением одной компоненты двойной системы другой. В 1880 г. Э. Пикеринг детально обосновал эту ги­потезу, а в 1889 г. Г Фогель обнаружил периодические из­менения лучевой скорости Алголя, блестяще подтвердив­шие догадку Гудрайка и гипотезу Пикеринга. Лучевые скорости дают скорость движения яркой компоненты по орбите, и, зная период, можно найти длину орбиты и ее радиус. Используя кривую блеска (рис. 17) и третий закон Кеплера, можно определить размеры и массы обеих компонент. Они оказались близки к солнечным. Небольшое возрастание блеска к моменту вторичного затмения, когда более слабая компонента проходит за ярким, объясняется эффектом отражения света яркой звезды от поверхности более слабой. Иногда, как в слу­чае HZ Геркулеса, это добавочное свечение вызвано на­гревом поверхности холодной звезды излучением горя­чей соседки.

Кривая блеска вПерсея

Тот же Гудрайк в 1784 г. открыл переменность блес­ка р Лиры (рис. 18). У этой системы блеск изменяется и вне затмений — компоненты настолько близки друг к другу, что приливное взаимодействие вытянуло их в эллипсоиды. Почти соприкасающиеся и одинаковые компоненты у систем типа W Большой Медведицы; пе­риоды их обычно меньше суток. У эллипсоидных звезд из-за изменения площади обращенной к нам светящейся поверхности блеск изменяется и при отсутствии соб­ственно затмений. Периоды звезд типа в Лиры — дни и десятки дней, а у «алголей» — от долей дня до десятков тысяч дней.

Кривая блеска вЛиры

Затменные переменные дают ценнейшие сведения о размерах, температурах и массах звезд. Они позволяют проверять теорию внутреннего строения звезд, так как для некоторых из них можно определить степень кон­центрации вещества в звезде. Это системы, у которых наблюдается поворот «линии апсид» (большой оси эллиптической орбиты). Он вызван тем, что в тесной си­стеме звезды нельзя рассматривать как материальные точки, и скорость вращения линии апсид определяется распределением плотности вещества по радиусу. На кривой блеска поворот линии апсид сказывается непре­рывным перемещением вторичного минимума. Классиче­ский пример такой системы — RU Единорога, исследо­ванная Д. Я. Мартыновым. Разгадать ее было очень трудно, так как вторичный минимум звезды имеет почти такую же глубину, как и главный.

Затменные звезды с компонентами-сверхгигантами позволяют исследовать строение атмосфер сверхгиган­тов. Например, в случае £ Возничего спутник — звезда В8 — в 27 раз меньше компоненты, сверхгиганта К4. Заходя за атмосферу холодной звезды, горячая компо­нента как бы просвечивает ее, и в спектре появляются линии поглощения, возникающие во внешних областях сверхгиганта: можно изучить и химический состав, и ха­рактер движения вещества в них. Очень интересен слу­чай є Возничего, период которой составляет 9883 дня. Полная фаза затмения длится 330 дней, и в это время должен наблюдаться спектр более слабого спутника, за которым находится теперь яркая звезда класса F0. Од­нако никаких изменений в спектре системы в дни пол­ной фазы не наблюдается. Предложено несколько моделей системы для объяснения этой странности, но исчер­пывающего ответа нет до сих пор.

Особое внимание вызывают короткопериодические системы, такие, как UX Большой Медведицы, у которых кривые блеска и спектральные особенности очень похожи па наблюдаемые у Новых звезд. Вполне может быть, что им еще предстоит вспыхнуть. Резко усилился интерес к тесным двойным за последние два года, когда некоторые из них были отождествлены с рентгеновскими источни­ками.

Земная атмосфера защищает нас от губительного ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца. До недавних пор эта броня заодно и лишала астрономов возможности изучать жесткое излучение небесных све­тил. Новый, неожиданный мир открылся после 1962 г., когда приборы, установленные на ракетах, впервые обна­ружили первый источник рентгеновского излучения среди звезд. В 1966 г. один из таких источников, Скорпион Х-1, был отождествлен с горячей звездой 12-й величины. Молодая наука — рентгеновская астрономия — развива­лась медленно, пока рентгеновское излучение регистри­ровалось во время кратковременных запусков ракет, но в 1970 г. был запущен американский спутник «Ухуру» («Свобода»), специально предназначенный для поисков и исследования рентгеновских источников. Запуск ока­зался необычайно успешным, спутник продолжает рабо­тать и сейчас. Число обнаруженных им рентгеновских источников достигло уже 161. Многие из них, особенно расположенные в высоких галактических широтах, отож­дествляются с галактиками и скоплениями галактик, другие же — с туманностями — остатками вспышек Сверхновых в нашей Галактике. Отождествление рент­геновских источников с оптическими объектами — очень трудная задача, потому что техника регистрации рент­геновских лучей пока не позволяет определять коорди­наты с достаточной точностью. В пределы квадрата, соответствующего ошибке определения «рентгеновских» координат, попадают иногда десятки звезд. И все-таки есть дюжина рентгеновских источников, уверенно отож­дествляющихся со звездами — и все эти звезды перемен­ные!

Лебедь Х-1 (V1357), источник рентгеновского излу­чения с быстро изменяющейся интенсивностью, известен с 1966 г., но долго оставалось неясным, с какой звездой его можно отождествить: ничего примечательного вокруг не было. Но в 1971 г. в этой области неба был обнару­жен переменный радиоисточник, и оказалось, что когда он становится слабее, рентгеновский источник становит­ся ярче: очевидно, это был один и тот же объект. Координаты радиоисточников определяются с очень большой точностью, и положение Лебедя Х-1 стало из­вестно с точностью до 1″ Ему соответствовала звезда 9-й величины, сверхгигант спектрального класса ВО. Фотометрические исследования, проведенные у нас и за рубежом, показали, что блеск ее периодически изменяет­ся с амплитудой около 0^m,1. Как переменная, она полу­чила обозначение V1357 Лебедя. Звезда оказалась спектрально-двойной с периодом 5,6 дня; изменения блес­ка ее вызваны эллиптической формой сверхгиганта В0. Следов второй компоненты в спектре не видно; это, а также быстрые флуктуации интенсивности рентгеновско­го излучения говорит о том, что она весьма компактное тело. Так как масса сверхгиганта В0 приблизительно равна 30 солнечным, то можно утверждать, что масса невидимой компоненты превышает 6 солнечных. Итак, рентгеновским источником является компактное слабо­светящееся тело с массой, большей трех солнечных — таким телом может быть только сколлапсировавшая звезда, «черная дыра». В высшей степени вероятно, что давнее предсказание теории о том, что звезды с массой, большей 2—3 солнечных, после истощения источников энергии должны неудержимо сжиматься за гравитацион­ный радиус r_g (r_g= 2GM/c², где М — масса объекта, а с — скорость света), подтверждается в случае Лебедя Х-1. Рентгеновское излучение, в духе предположения И. С. Шкловского, развитого Р А. Сюняевым и другими советскими теоретиками, объясняется столкновением с поверхностью компактного объекта «звездного ветра» или газовых струй, исходящих от оптической компонен­ты. Эта гипотеза требует, чтобы все рентгеновские ис­точники, отождествляемые со звездами, входили в со­став тесных двойных систем, одна из которых теряет ве­щество, падающее на поверхность второй. Накапливает­ся все больше наблюдательных данных в пользу этого предположения; во всяком случае, все надежно отождест­вленные рентгеновские источники действительно входят в состав двойных систем. Даже у Скорпиона Х-1, надеж­но отождествленного с горячей звездой, с полностью хаотичными, казалось бы, изменениями блеска, некото­рые исследователи находят признаки периодичных из­менений среднего блеска, объясняющиеся двойствен­ностью.

Но наибольшей популярностью среди всех перемен­ных звезд пользуется теперь HZ Геркулеса, отождест­вленная с рентгеновским источником Геркулес Х-1.

До 1972 г. это была одна из многих тысяч слабо изу­ченных переменных, слабая звездочка, блеск которой изменялся в пределах 13^m,0—14^m,5, и, как казалось, не­правильным образом. За два года звезда сделала «голо­вокружительную карьеру», количество работ о ней сей­час исчисляется десятками, и скоро она обгонит в этом отношении нынешнюю чемпионку, DQ Геркулеса — Новую Геркулеса 1934 г., свою соседку на небе.

Началось с того, что в 1972 г. в излучении рентгенов­ского источника Геркулес Х-1 были обнаружены замеча­тельные периодические изменения. Во-первых, оказалось, что это излучение импульсное, с периодом 1,24 секунды. Во-вторых, каждые 1,70 дня в течение 5,6 часа средняя интенсивность рентгеновского излучения резко падает до нескольких отсчетов в секунду (рис. 19). И наконец, рентгеновское излучение вообще отсутствует 24 дня из каждых 35—36 суток. Затем источник резко «вклю­чается», за 5 дней становится максимально ярким и за 7 дней гаснет. Период 1,70 дня естественно объяснить тем, что рентгеновский источник входит в состав двойной системы с таким орбитальным периодом и затмевается при каждом обращении. Оказалось, далее, что главный период 1,24 секунды подвержен периодическим колеба­ниям с периодом 1,70 дня, и эти изменения объясняются эффектом Доплера — изменением воспринимаемой нами частоты колебаний при движении их источника. До сих пор в астрономии эффект Доплера мог быть использован лишь при определении скорости движения вдоль луча зрения (по доплеровскому сдвигу линий в спектре, т. е. изменению частоты излучаемого света). Впервые часто­та (и точность регистрации) колебаний интенсивности излучения была столь высока, что изменения частоты могли быть объяснены эффектом Доплера. Таким обра­зом, было доказано, что Геркулес Х-1 — двойная систе­ма с периодом 1,70 дня, рентгеновский источник в кото­рой затмевается с каждым оборотом вокруг главной компоненты.

Кривая “блеска” в рентгеновских лучах Геркулеса Х-1

Летом 1972 г. выяснилось, что координаты Геркулеса Х-1 довольно близки к координатам неправильной пере­менной HZ Геркулеса. Но «неправильной» она лишь казалась — наблюдений ее блеска было мало, они были разрознены во времени, и предыдущим исследователям просто не удалось найти период. Одновременно и незави­симо от американских астрономов Н. Е. Курочкин оце­нил блеск HZ Геркулеса по пластинкам из коллекции Астрономического института им. Штернберга в Москве и обнаружил, что блеск ее изменяется в точности с тем же периодом 1,70 дня, как и рентгеновское излучение. Оказалось, что момент минимума блеска HZ Геркулеса точно совпадает с минимумом рентгеновского излучения Геркулеса Х-1. Сомнений в правильности отождествле­ния больше не могло быть. В максимуме блеска звезд? намного горячее, чем в минимуме,— амплитуда измене­ния блеска в ультрафиолетовых лучах существенно больше, чем в синих (рис. 20).

Средние кривые блеска

Несколько групп астрономов, в Москве и в США. сразу же объяснили переменность блеска HZ Геркулес? тем, что рентгеновский источник нагревает поверхность обращенной к нему оптической компоненты системы (примерно от 7000 до 14 000°). Когда рентгеновский ис­точник между нами и оптической звездой, нагретая по­верхность обращена к нам, и мы видим HZ Геркулеса яркой и горячей; когда он заходит за оптическую ком­поненту, мы наблюдаем затмение в рентгеновских лучах и ослабление блеска системы в видимой области спектра.

Чем же объясняется период 1,24 секунды? Сама ма­лость его указывает на компактность источника рентге­новских лучей; масса его оценивается между 0,15 и 1,8 массы Солнца. Период в одну секунду типичен для нейтронных звезд — пульсаров, излучающих в радио­диапазоне.

Электромагнитное излучение пульсаров формируется в области магнитных полюсов и является направленным (угол раствора конуса с вершиной в полюсе — градусы или несколько десятков градусов). Магнитная ось не совпадает с осью вращения, и при каждом обороте пуль­сара Земля попадает в конус его излучения — и наблю­дается всплеск излучения. Аналогичная модель быстро вращающейся нейтронной звезды предложена и для компактного компонента HZ Геркулеса; эта компонента излучает не в радиодиапазоне, а в рентгеновском скорее всего именно потому, что входит в состав тесной пары. Интенсивное падение на нее вещества от нормальной звезды может подавить механизм, рождающий радио­импульсы, но нагревает поверхность соседа настолько (до 10⁷°), что он излучает уже в рентгеновском диапа­зоне длин волн.

36-дневный цикл большинство астрономов объясняют прецессией — ось вращения нейтронной звезды описы­вает в пространстве конус с периодом в 36 дней, и большую долю этого периода рентгеновское излучение, исходящее из магнитных полюсов звезды, не попадает на Землю. Блеск звезды в оптическом диапазоне изменяет­ся в эти дни почти так же; это объясняется тем, что на оптическую компоненту рентгеновское излучение по-прежнему попадает.

И еще одна удивительная особенность известна у HZ Геркулеса. Просмотр старых пластинок на Гарвардской и Зонненбергской обсерваториях показал, что время от времени (например, в 1949—1956 гг.) переменность звез­ды практически исчезает — амплитуда уменьшается до 0^m,3. По-видимому, в эти эпохи нейтронная звезда по­чему-то перестает испускать рентгеновское излучение или же оно не достигает оптической компоненты, кото­рая поэтому и остается близ минимального блеска. Астрономы с нетерпением поджидают, не повторится ли снова это явление; тогда система HZ Геркулеса будет, наверное, полностью расшифрована.

Вот какая картина скрывалась за скромной «непра­вильной» переменной. Пример HZ Геркулеса показывает, как важно тщательное исследование всех переменных звезд — но здесь не обойтись без помощи любителей астрономии.

Лебедь Х-1 и Геркулес Х-1 являются представителя­ми двух типов звездных рентгеновских источников. Одни из них связаны с молодыми горячими сверхгиган­тами класса О или В, звездами с массой в 20—40 сол­нечных, их известно по крайней мере пять; рентгеновская компонента в некоторых случаях вполне может быть «черной дырой». Три-четыре источника связаны со стары­ми звездами класса А или F, масса которых незначи­тельно превышает солнечную. Большая пространствен­ная скорость и большое расстояние от плоскости Галак­тики говорят о принадлежности таких систем к населе­нию II. Примечательно отсутствие рентгеновских источ­ников в двойных системах с промежуточными характе­ристиками. Поскольку появление рентгеновского излуче­ния связано с захватом вещества, надо думать, что оно соответствует тем фазам эволюции тесных двойных, когда оптический компонент интенсивно теряет вещество.

• ← Пульсуючі зірки
• Спостерігайте мінливі зірки! →