Вернуться к оглавлению

Вернуться к предыдущей главе

Перейти к следующей главе

ВВЕДЕНИЕ

Философия древних противопоставляла изменчивый и несовершенный подлунный мир неизменному и совершенному миру небесному. С этой точки зрения понятие переменной звезды - бессмыслица. Философов не смущало даже заметное противоречие их представлений тому, что на небе временами появляются и исчезают "новые звезды" - уже то, что они исчезают без следа, подобно хвостатым "гостьям" - кометам, с их точки зрения противопоставляло такие звезды "настоящим", неизменным звездам. Интересно, что противопоставление новых звезд прочим переменным звездам дожило до ХХ века, и новые звезды вплоть до II мировой войны, как правило, не включали в каталоги переменных звезд.          В конце XVI - начале XVII века европейцами были обнаружены первые несколько звезд, которые явно меняют свой блеск (по сравнению с соседками), но не исчезают навсегда. (Мы говорим о европейцах, поскольку существует неверифицируемая легенда, что средневековым арабам была известна переменность Алголя. Неясно, действительно ли арабское название "звезда дьявола" отражает необычные свойства звезды или же только положение ее на звездной карте в голове Медузы, явно "нечистого" существа, побежденного Персеем.) Лишь к концу XIX века стало ясно, что явление звездной переменности распространено довольно широко, и речь может идти не о десятках необычных объектов, а о многих тысячах переменных звезд. Вскоре открытие зависимости период - светимость для цефеид, позволяющей определить расстояние до каждой переменной звезды этого типа на основе минимальной информации, легко получаемой из наблюдений, доказало существование глубокой связи исследований переменных звезд с проблемами строения звездных систем. Ныне, в самом начале XXI века, ясно, что не переменность, а постоянство звезды - достаточно редкое явление.          Важным элементом бурного развития астрофизики в ХХ веке стала детальная разработка теории звездной эволюции. Многие типы пульсирующих и эруптивных переменных звезд удалось связать с конкретными стадиями развития звезд различной массы. Более того, когда в 1950-е гг. был открыт физический механизм звездных пульсаций, оказалось, что наличие пульсаций у звезды - дополнительный источник астрофизической информации, позволяющий более однозначно судить об эволюционном статусе (массе, возрасте) объекта, занимающего определенное положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.          Как известно, наблюдения спектрально-двойных звезд позволяют рассчитать орбитальные параметры системы. Если же луч зрения земного наблюдателя лежит практически в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды и она одновременно является затменной переменной, то для такой системы удается определить максимально полный набор физических параметров компонентов. Но к концу ХХ века выяснилось, что астрофизическая роль переменных звезд в тесных двойных системах еще более содержательна. Процессы аккреции на компактный компонент (белый карлик, нейтронную звезду, черную дыру) вызывают явления бурной переменности (в частности, вспышки новых звезд) и могут приводить к появлению заметного излучения в рентгеновском диапазоне.          Наконец, переменность всегда сопровождает начало жизненного пути звезд, а достаточно массивные звезды заканчивают свой жизненный путь грандиозным взрывом, наблюдаемым в виде явления сверхновой звезды.          Итак, переменность звезд самым тесным образом связана с вопросами строения звездных систем и звездной эволюции. Один из основателей московской школы звездной астрономии профессор Б.В.Кукаркин (1909-1977) в течение многих лет читал на астрономическом отделении МГУ курс, посвященный переменным звездам и построенный именно с этой точки зрения. Этот подход положен и в основу предлагаемого вашему вниманию учебного пособия. Рис. 1.1.  Профессор  Б.В.Кукаркин (1909 - 1977)          Для изучения курса рекомендуется также использовать книгу К.Гофмейстера, Г.Рихтера и В.Венцеля "Переменные звезды" (М., "Наука", 1991) и пятитомную серию монографий "Нестационарные звезды и методы их исследования" (М., "Наука", 1970-1974, отв.ред. Б.В.Кукаркин). Хотя названная серия, несомненно, устарела, ее главы представляют собой прекрасные обзоры ведущих специалистов, остающиеся полезными и сегодня.          В 1949 г. в книге "Исследование строения и развития звездных систем на основе изучения переменных звезд"  Б.В.Кукаркин писал: "Почему же переменные звезды представляются нам наиболее подходящими объектами при исследовании строения и развития галактик? Весьма вероятно, что в строении и развитии галактик в целом переменные звезды играют незначительную роль. Однако целый ряд особенностей переменных звезд выделяет их среди других формаций материи как объекты, особенно пригодные для изучения звездных систем в целом. Во-первых, своими колебаниями блеска переменные звезды сами заявляют нам о своем существовании как объектов особенных. Методика открытия переменных звезд и их дальнейшей классификации не требует сложной специальной аппаратуры и мощных телескопов, необходимых для соответствующей классификации постоянных звезд. Скромный астрограф с отверстием в 15-20 см так же эффективен в отношении изучения переменных звезд, как наиболее мощный современный рефлектор со специальной аппаратурой в отношении подробного изучения спектральных характеристик звезд. Во-вторых, обнаруженные у переменных звезд закономерности, связывающие их абсолютные величины с физическими характеристиками, дают возможность определить расстояния до каждой из них. Кроме того, большинство переменных звезд обладает очень высокой светимостью: они могут быть обнаружены и исследованы на расстояниях, во много раз превышающих расстояния до обычных постоянных звезд той же видимой величины. Применение более крупных инструментов к изучению переменных звезд дает возможность обнаруживать их не только в отдаленных частях нашей Галактики, но и в соседних звездных системах. В настоящее время все определения расстояний во вселенной в конечном счете основываются на изучении переменных звезд. В-третьих, исследование физических процессов, развивающихся в атмосферах переменных звезд, а может быть и в их недрах, дает неисчерпаемый материал для понимания природы строения звезд. Сопоставление этих данных с пространственными и возрастными характеристиками сулит очень большие возможности в отношении понимания процессов развития звезд. Наконец, в-четвертых, затменные переменные звезды представляют собою "поставщиков" наиболее полных данных о звездах вообще. Размеры, массы, поверхностные температуры, плотности, светимости звезд, законы распределения яркости по звездным дискам, законы отражения света в звездных атмосферах, строение звездных атмосфер, распределение плотностей внутри звезд - вот краткий перечень сведений, которые дает нам всесторонее изучение затменных переменных звезд. Перечисленные здесь особенности переменных звезд представляются, во всяком случае в настоящее время, достаточным обоснованием их выбора в качестве объектов, наиболее подходящих для изучения строения и развития галактик."          Прошло более полувека с тех пор, как были написаны эти слова. Кое-что в них устарело. Так, уже нельзя утверждать, что большинство переменных звезд - объекты высокой светимости. Один из самых многочисленных типов переменных звезд, вспыхивающие звезды типа UV Кита, включает в себя объекты, принадлежащие к числу наиболее слабых по светимости из всех известных звезд. В то же время сейчас, видимо, нельзя утверждать, что роль переменных звезд в развитии самих галактик незначительна: достаточно вспомнить о роли сверхновых звезд, одной из разновидностей переменных звезд, в химической эволюции звездных систем. Фотометрическое исследование переменной звезды, действительно не накладывающее предельных требований на аппаратуру, во многих случаях целесообразно дополнить, скажем, спектральным исследованием, которое не обойдется без больших телескопов и современных спектрографов. Тем не менее можно констатировать, что прошедшие полстолетия ознаменовались повышением роли исследований переменных звезд в современной астрофизике и подтвердили правоту общего подхода, заявленного Б.В.Кукаркиным.

Вернуться к оглавлению

Вернуться к предыдущей главе

Перейти к следующей главе