3. переменные. Так называются 3., яркость которых периодически меняется. По характеру изменения яркости их можно разделить на несколько классов: 1) Т. наз. переменные типа Алголя (собственное название [3 Персея); в этих 3. яркость большую часть периода остается неизменной либо меняется очень мало (например, на 0,1 зв. вел.), затем быстро, за несколько часов, уменьшается более или менее значительно (отъи до.прибл., 4-х зв. величин) и затем 3. тем же темпом возвращается к нормальной яркости; например, у Алголя яркость
2 д. 12 ч. остается почти неизменной, затем за 4В2 часа уменьшается в
3 раза, а в следующие 4В2 ч. возвращается к нормальной. Таких 3. известно в настоящее время больше сотни. Их периоды, а также характер изменения яркости отличаются замечательным постоянством. Продолжительность периода обыкновенно несколько дней (самый короткий около 13 часов, самый длинный около 9 мес.). Причина изменения яркости заключается в том, что эти 3. суть двойные 3. (смотрите выше; у более ярких из них двойственность подтверждена исследованием спектров), и плоскость орбиты их расположена в пространстве так, что в течение каждого обращения бывает время, когда одна 3. становится между солнечной системой и другой 3. и отчасти (или целиком) закрывает от нас эту последнюю, так что яркость последней, а след., и совокупная яркость обеих 3., уменьшается; значит, мы имеем здесь нечто подобное тому, что происходит при солнечных затмениях, когда луна уменьшает блеск солнца, закрывая часть его диска. Степень уменьшения яркости зависит, понятно, от того, какая доля диска одной 3. закрывается от нас другою, и от относительной яркости обеих 3. Иногда в минимумеяркости она остается некоторое время неизменной: это значит, что происходит на это время полное покрытие одной 3. другою; вообще говоря, во время каждого обращения яркость должна уменьшаться два раза: раз, когда одна 3. покрывает другую, и второй—когда первая заходит за вторую; наблюдения показывают, что один из этих минимумов обыкновенно бывает так слабо выражен, что еще далеко не у всех 3. его удалось обнарулшть; эта особенность объясняется тем, что в большинстве случаев у 3. этого типа одна 3. значительно слабее другой и, когда слабая 3. закрыта яркой, то ослабление общого блеска их бывает очень мало. Некоторые второстепенные причины усложняют это самое простое явление в области переменных 3. 3. этого класса все белия и имеют спектры типа А; возможно из фотометрических наблюдений определить среднюю плотность этих пар 3.; она оказывается в несколько раз меньше средней плотности солнца. По характеру изменения яркости к 3. типа Алголя близко стоят немногочисленные переменные типа р Лиры, у которых в течение периода бывает два явственно выраженных минимума и два максимума, но не бывает времени, когда яркость не меняется; например, у р Лиры через ЗВ4 дня после минимума наступает максимум яркости, потом еще через 3 дня второй минимум, при котором, однако, 3. не так сильно ослабевает, как при главном, потом еще через ЗВ4 дня второй максимум, равный первому, и, наконец, почти через ЗВ2 дня после него главный минимум,—и затем ряд этих изменений повторяется (период равняется почти 13 дням). Такое непрерывное изменение яркости объясняют тем, что в этих, тоже двойных, 3. обе звезды пары почти прикасаются одна с другой или, может быть, в иных случаях отчасти даже слиты, так что при вращении всей системы не бывает времени (или оно бывает непродолжительно), когда одна из 3. хотя немного не закрывает другой. 2) Переменные типа S Цефея. Оне характеризуются тем, что в течение периода, обнимающого обыкновенно несколько дней, бывает один максимум и один минимум яркости, причем увеличение яркости происходит быстрее, чем уменьшение ея; изменение яркости не велико, около 1 зв. величины, не более 2-х зв. вел.; самый длинный период—около 1В2 мес. В последние годы найдено несколько 3., по характеру изменения яркости примыкающих к этому классу, но отличающихся очень коротким периодом, в несколько часов (самый короткий— ЗВ4 часа, вообще, самый короткий из всех переменных 3.). Спектрографические исследования 3. типа 8 Цефея показали, что это тоже двойные звезды, и период обращения одной 3. пары вокруг другой совпадает с периодом изменения яркости. Можно думать поэтому, что это изменение связано с движением 3. в паре; но только здесь оно происходит ни в каком случае не от закрывания одной 3. другою. Причина изменения яркости еще не вполне выяснена; возможно удовлетворительно представить его, если допустить, что у одной из 3., движущихся по эллипсу, передняя (по направлению ея движения) сторона ярче задней; это может происходить потому, что 3. движутся в какой-либо среде, оказывающей сопротивление движению (газ или метеоры), и передняя сторона 3. разогревается более задней, встречая сопротивление; но может быть, различная яркость различных сторон 3. происходит и от иной причины; для решения вопроса нужны еще дальнейшия исследования. 3. этого класса — более или менее желтия и преимущественно имеют спектры типов Р и G. Ныне таких 3. известно свыше 150. 3) Самый многочисленный класс переменных 3.—это 3. типа о Се-ti (или Mira Ceti— У дивительная 3. Кита). Оне характеризуются длинным, в несколько месяцев, не вполне постоянным периодом и значительным изменением яркости, в несколько зв. величин, также не при каждом максимуме одинаковым; увеличение яркости обыкновенно происходит быстрее, чем уменьшение ея. Напр., о Кита достигает в максимуме 2-ой—
4-ой зв. вел., примерно за 6 месяцев яркость убывает до 9-ой вел. и затем за 5 мес. 3. опять достигает максимума; ея годичный параллакс, по опред. Костинского, равняется лишь 0,02”; отсюда следует, что в минимуме 3. светит, как наше солнце, а в максимуме, как сто-двести наших солнц. 3. этого класса—более или менее красныя; их спектры принадлежат обыкновенно к типу М и содержат яркие водородные линии. Причина их изменчивости неясна; вероятно, она заключается в значительных изменениях поверхности 3.,— может быть, подобных тем, которые мы наблюдаем на солнце, в его пятнах, но развивающихся в грандиозном масштабе. 4) 3., неправильно меняющия свой блеск; обыкновенно оне долгое время сохраняют неизменную яркость, затем изменяются, возрастая или ослабевая, и через некоторое время опять возвращаются к прежней яркости; эти изменения происходят очень неправильно, не через определенные промежутки времени, так что нельзя говорить о периоде, и нередко бывают незначительны, меньше звездной величины, так что и само обнаружение их бывает затруднительно; таковы а Ориона, а Геркулеса и др. Цвет их — более или менее красный. — Число всех ныне известных переменных
3., рассеянных по всему небу, достигает 2 тысяч; кроме того, свыше Н/2 тысяч найдено на сравнительно небольшом пространстве неба—в т. наз. Мегеллановых облаках. Многия из переменных 3., открытых в последние годы при помощи фотографии, так слабы, что характер изменения их блеска еще не мог быть исследован, т. к. для этого нужны сильные трубы; однако, около тысячи переменных 3. в настоящее время более или менее тщательно, для определения их типа, уже исследованы.
Новия 3. Так называются 3., вспыхивающия там, где перед тем не было никакой видимой 3. или была очень слабая 3., и после некоторого времени опять угасающия. Таких явлений насчитывается с 1572 года (когда появилась т. наз. новая 3. Тихо Браге)
Г Гссв/Ц-ЦГ
! »г,0.а JS,
but
до настоящого времени свыше двух десятков. Что оне не суть в точном смысле новыя, было доказано не на всех, но сходство явлений, наблюдаемых при появлении каждой такой 3., дает право думать, что оне все, действительно, не новыя, а (как их иногда и называют) временные 3. Время, в течете которого оне достигают наибольшей яркости, очень коротко — несколько часов; затем некоторое время (неск. дней или недель) блеск их остается почти без изменения (или слегка колеблется) и, наконец, 3. начинает постепенно ослабевать и через несколько недель или месяцев достигает предельной яркости, в которой и остается на неопределенное время. Иногда при ослабевании яркость колеблется периодически, но постепенно эти колебания исчезают. Спектр этих 3. содержит обыкновенно темные и светлия линии. Вместе с ослабеванием блеска ослабевает и непрерывный спектр, и, наконец, остаются лишь одне светлия линии, подобные спектральным линиям некоторых туманностей. Относительно причины этих явлений предложено несколько гипотез, но указать вероятную трудно. По одной, например, эти 3. суть уже довольно охладившиеся и покрывшиеся темной корой; в случае разрыва этой коры, который может произойти либо от столкновения 3. с каким-нибудь небесным телом либо даже только от большого приближения последняго, внутренняя расплавленная масса выступает наружу, раскаляет более или менее кору, что для нас и обнаруживается увеличением блеска; по другой гипотезе, здесь мы имеем дело с результатами химических соединений, возможных вследствие достаточного охлаждения 3., но совершающихся с выделением тепла (и света); по третьей, наконец, эти явления происходят потому, что достаточно охладившиеся и потому не видные или еле видные нам 3. загораются, вступая в своем движении по небесному пространству в туманность, состоящую из каких-либо газообразных веществ, или же в облако космической пыли либо метеоров;
быстрое развитие света и, конечно, тепла происходит, след., так же, как в случае метеоров в нашей земной атмосфере.Последняя гипотеза в особенности пользуется в последнее время вниманием астрономов, со времени появления новой 3. в Персее в 1901 г., вокруг которой, после того как она уже значительно ослабела, была зафотографирована слабосветящаяся туманность.
Кроме 3., наш глаз замечает также на небесном своде светлую полосу, опоясывающую все небо и в той части его, которая видна в наших широтах, проходящую через созвездия Стрельца, Змееносца, Орла, Лебедя, Кассиопеи, Персея, Возничого, Близнецов, Единорога. Эта полоса— т. наз. Млечный путь (смотрите). Кроме того, мы усматриваем кое-где на небе более или менее тесные скопления 3. (смотрите), в которых на сравнительно небольшом пространстве находится множество ярких или слабых 3., как, например, Плеяды в созв. Тельца, Praesepe в созв. Рака, Волосы Береники и др. В некоторых местах неба замечаются неясной формы более или менее светлия туманные пятна, как, например, в Персее (между г, Персея и В Кассиопеи), в Андромеде (между В Андр. и Кассиопеей), в Орионе (около и Ориона) и др. Это суть либо, опять-таки, скопления. 3. либо туманности (смотрите), которые и в трубы представляются также светлыми облачными пятнами, иногда прихотливо-неправильного строения (например, туманность Ориона), часто же более или менее правильной (часто спиральной) формы. Таких предметов (видных только в трубы) насчитывается на небе несколько тысяч. При этом иные в слабия трубы имеют вид туманностей, в более же сильные разлагаются на отдельные 3., иные же и в самия сильные трубы имеют, все же, вид туманностей. В силу этого одно время предполагалось, что все такие туманности суть не более, как звездные скопления, не разложимия на отдельные 3. только вследствие недостаточной силы наших труб, но исследования спектров этих небесных тел показали, что естьсущественная разница между звездными скоплениями, хотя бы и не разлагающимися на 3. в наших трубах, и собственно туманностями. Эта разница заключается в том, что первия имеют спектр 3., т. е. у них на фоне непрерывного спектра имеются темные линии,—значит, в них светят главным образом, если не исключительно, 3., у последних лсе, собственно туманностей, спектр состоит из отдельных светлых линий; а это показывает, что эти тела представляют огромные массы светящихся газов, а не скопления таких светил, как 3. О распределении на небесной сфере 3., скоплений, туманностей и относительно мнений о распределении их в небесном пространстве см. строение вселенной.
Литература: Newcomb-Engelmann, „Populiire Astronomie“ (4-ое изд., 1911); S. Newcomb, „The stars“ (1910); о физ. строении 3.: J. Schemer, „Populare Astro-physik“. G. Блажко.
> Энциклопедический словарь Гранат, страница 206 > Звездные величины