Очерки о Вселенной

Изучением переменных звезд в Советском Союзе, помимо специалистов, занимается большая армия любителей, среди которых есть много школьников. При аккуратном и взможно более частом определении блеска переменных звезд можно получить результаты, имеющие серьезное научное значение.

Успехи советской науки в области изучения переменных звезд обусловили то, что московским астрономам поручен учет международных исследований по переменным звездам: обозначение их, каталогизация и т. д.

Пухлые атмосферы

Спектр — это паспорт звезды, он запечатлевает ее физическое состояние, если только мы сумеем в нем разобраться. В паспортах тех звезд, о которых будет сейчас идти речь, мы стали разбираться лишь за последние два десятка лет, и у некоторых звезд они совсем особенные. У подавляющего большинства звезд, о которых говорилось до сих пор, спектры того же класса, что у Солнца, — непрерывные спектры, перерезанные темными линиями. Яркие линии только на время появляются в спектре долгопериодических переменных звезд и, по-видимому, свидетельствуют о периодических мощных извержениях раскаленных газов на их более холодную поверхность.

Но вот у некоторых горячих звезд спектральных классов А, В и О в спектрах наблюдаются отдельные узкие яркие линии, а чаще всего некоторые темные линии ограничены со стороны красного конца спектра примыкающими к ним яркими линиями. Замечательно, что это встречается именно у горячих звезд, и, в общем, чем горячее звезды, тем ярче эти линии в их спектре и тем больший процент звезд их обнаруживает. Едва заметные яркие линии на краю некоторых темных встречаются у таких особенно ярких звезд класса А0, как, например, Денеб (α Лебедя). У звезд класса В, более горячих, эти линии заметны лучше, а в спектрах звезд класса О, еще более горячих, они первыми бросаются нам в глаза.

Причина этого вскрылась только недавно и состоит в том, что у этих звезд необычайно обширные, пухлые атмосферы. Такими, как их называют, протяженными атмосферами обладают самые горячие звезды, имеющие наибольшую светимость.

Обращающий слой, как известно, поглощает свет, идущий от более горячей, лежащей под ним поверхности звезды или фотосферы, но сам по себе испускает те самые длины волн света, которые поглощает. Поглощая свет, падающий на него снизу от звезды, он излучает его затем во все стороны, и потому к нам от него доходит только часть света, имеющего длину волны, которая поглощается обращающим слоем. В соседних же длинах волн спектра, для которых обращающий слой прозрачен, свет фотосферы достигает нас не ослабленным, и в результате в видимом спектре звезды наблюдается темная линия определенной длины волны. На краю Солнца, где за обращающим слоем нет фотосферы, дающей непрерывный спектр, к нам идет излучение самого обращающего слоя и наблюдается спектр из ярких линий.

У Солнца обращающий слой и хромосфера сравнительно с самим шаром Солнца очень тонки — как скорлупа на яйце, и те их части, которые проектируются за край Солнца, очень узки, дают мало света, дают слабый спектр излучения. Этот спектр можно видеть без труда только во время полных солнечных затмений, когда его не «заглушает» непрерывный спектр фотосферы. Последний получается от света неба, т. е. от земного воздуха, рассеивающего свет этой фотосферы. Свет неба попадает в щель спектроскопа вместе со светом хромосферы, потому что хромосфера видна на фоне неба. Вне затмения яркие линии спектра, даваемые кольцом хромосферы, слишком слабы на фоне яркого спектра фотосферы и почти не видны.

Но у звезд, у которых хромосфера имеет толщину, сравнимую с величиной радиуса звезды, излучение толстого хромосферного кольца сравнимо с излучением фотосферы, и яркие линии на фоне непрерывного спектра становятся видны. У звезд с такими пухлыми атмосферами их протяженную хромосферу можно сравнить со скорлупой зеленого ореха.

Пухлыми атмосферами нередко обладают горячие звезды, потому что чем они горячее, тем больше ультрафиолетовых лучей в составе их света, а именно ультрафиолетовые лучи вызывают наиболее сильное давление света на атомы газа. У этих звезд давление света на атомы в их атмосфере противоборствует силе тяготения, прижимающей атмосферу к поверхности звезды, уменьшает вес атомов и, вероятно, поэтому позволяет имшодниматься на большую высоту над поверхностью. Поэтому атмосфера распухает, становится протяженной, пухлой.

Однако очень пухлые атмосферы встречаются и у весьма холодных звезд.