О странных звездах

RU Жирафа. С 1966 г. на многих обсерваториях систематически наблюдают эту звезду — бывшую цефеиду. В 1965 и 1966 гг. амплитуда изменения блеска звезды не превышала 0m,10 и была минимальной (0m,02—0m,05) в октябре — ноябре 1966 г. Затем амплитуда стала медленно увеличиваться и в июне 1967 г. достигла почти 0m,3. Казалось бы, подтверждается мнение венгерского астронома Л. Детре, что у звезды просто наблюдаются циклические изменения амплитуды. Можно было подумать, что мы имеем дело не с критической стадией эволюции звезды, а всего лишь с небольшим несчастным случаем, о котором все скоро забудут.

Однако с начала 1968 г. амплитуда изменения блеска RU Жирафа стала уменьшаться и в марте была уже меньше 0m,1. Тут с звездой начались новые происшествия. Раньше период изменения блеска был все-таки близок к 22 дням, как и до 1965 г., но с апреля 1968 г. кривая блеска приобрела неправильный характер. Последние наблюдения, выполненные на обсерватории Конколи (Венгрия), показывают, что после нескольких месяцев неправильных колебаний к сентябрю 1968 г. восстановились регулярные изменения блеска звезды, но с малой амплитудой, около 0m,1. Затем амплитуда уменьшилась до 0m,02 в апреле и мае 1969 г., но через три цикла достигла величины 0m,3.

V725 Стрельца. Лишь в 1968 г. были проведены первые электрофотометрические наблюдения звезды, и сделал это тот же С. Демер, который заметил превращение RU Жирафа в почти постоянную звезду. Напомним, что с 1928 по 1935 г. амплитуда изменения блеска V 725 Стрельца уменьшилась от 1m,8 до 1m,1, а период увеличился от 14 до 28 дней. Однако послевоенные наблюдения, а также оценки блеска, выполненные в 1959 и 1960 гг., не обнаружили заметных колебаний блеска. Демер установил, что ныне амплитуда V 725 Стрельца составляет 0m,2, а период изменения блеска равен 15,5 дней. Такую маленькую амплитуду изменения блеска можно не заметить на фотопластинках при оценке блеска и остается лишь пожалеть, что о звезде вспомнили так поздно.

V 725 Стрельца — гигант или сверхгигант спектрального класса 05. До 1928 г. у V 725 Стрельца наряду с быстрыми колебаниями, амплитуда которых не превышала 0m,4, наблюдались медленные изменения блеска. 

Вполне вероятно, что в случае RU Жирафа и V 725 Стрельца мы наблюдаем явления, связанные с процессами, которые происходят в звездах-гигантах или сверхгигантах, когда те приближаются к краю полосы нестабильности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Сколько длится и как протекает эта стадия перехода от постоянства блеска к регулярным пульсациям или же от таких пульсаций к их полному прекращению? Чтобы ответить на этот важнейший для теории вопрос, необходимы детальные наблюдения таких звезд.

Звезда Чугайнова (HD 234677) в третьем издании Общего каталога переменных звезд получила обозначение BY Дракона. Переменность ее была открыта крымским астрономом П. Ф. Чугайновым в 1965 г. Он надеялся обнаружить вспышки этой звезды, потому что BY Дракона, как и вспыхивающие звезды типа UV Кита, — карлик позднего спектрального класса, в спектре которого есть эмиссионные линии. Однако удалось выявить лишь периодические изменения блеска этой звезды с амплитудой 0m,24 и периодом 3,836 дня. Но самое удивительное то, что по наблюдениям 1954 и 1960 гг. звезда была постоянной! Согласно наблюдениям В. Кшеминьского, в 1966 г. амплитуда BY Дракона уменьшилась до 0m,08, а в 1967 г. — до 0m,04. Известно еще несколько подобных звезд, например, СС Эридана (HD16157) и FF Андромеды (BD +34°106), периоды которых соответственно равны 1,56 и 2,17 дня. Как и BY Дракона, это — карлики спектрального класса М или К с эмиссионными линиями в спектре и небольшой переменной амплитудой блеска.

Новые данные как будто подтверждают предположение П. Ф. Чугайнова, что переменность блеска BY Дракона вызвана появлением на поверхности вращающейся звезды горячего пятна.

Однако с этим предположением трудно согласовать обнаруженную В. Кшеминьским и Р. Крафтом спектральную двойственность этой звезды с периодом 5,981 дня. Периоды орбитального и осевого вращения у тесных двойных звезд обычно синхронизованы, а период изменения блеска BY Дракона составляет 3,836 дня. СС Эридана и FF Андромеды также спектральные двойные звезды. Орбитальный период у первой звезды известен и равен периоду изменения блеска.

Похоже, что звезда Чугайнова является представителем особого типа переменных звезд.