Мінливість подвійних зірок

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

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! →