Большая Советская Энциклопедия (ПЕ)

Н. А. Ротанов.

Переменное скрещивание

Переме'нное скре'щивание, ротационное скрещивание, метод разведения с.-х. животных, применяемый как особая форма промышленного скрещивания для получения животных повышенной продуктивности. П. с. известно с конца 19 в. В России теоретические основы этого метода разрабатывали Е. А. Богданов, Д. А. Кисловский и др. Сущность П. с. состоит в получении помесей от скрещивания двух и более пород и в последовательном спаривании помесных маток в ряде поколении с производителями исходных пород. П. с. позволяет использовать явление гетерозиса у помесных животных не только первого поколения, но и в ряде последующих. Важнейшее условие успеха П. с. — обоснованный подбор хорошо сочетающихся между собой пород. П. с., в котором используются 2 породы, называется простым, 3 и более — сложным. Многопородное П. с. наиболее эффективно в свиноводстве. См. Скрещивание .

«Переменные звёзды»

«Переме'нные звёзды», сборники статей, издаваемые Астрономическим советом АН СССР. Основан в 1928 Нижегородским кружком любителей физики и астрономии. С 1946 издаются в Москве (до 1971 как Бюллетень). В сборниках публикуются результаты исследований переменных звёзд, квазаров, рентгеновских источников и др. космических объектов, показывающих явления нестационарности, а также связанные с этими объектами методические и теоретические работы. К началу 1975 вышли 141 номер и 6 приложений к ним.

Переменные звёзды

Переме'нные звёзды.

П. з.— звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звездами; переменность блеска таких звезд связана с изменением их температуры и радиуса, истечением вещества, конвективными движениями и др. Эти изменения у звезд некоторых типов являются регулярными и повторяются со строгой периодичностью. Однако нестационарность звезд не всегда вызывает их переменность; известны звезды, у которых истечение вещества, обнаруживаемое по эмиссионным линиям в спектре, не сопровождается сколько-нибудь заметными изменениями блеска. С другой стороны, переменными бывают и стационарные звезды: так, у двойных звезд периодические ослабления блеска обусловлены затмениями одного компонента другим. Правда, у тесных двойных звезд возникает также и физическая нестационарность, появляются газовые потоки и т. п., что усложняет видимую картину изменения их блеска. Вращение звезд с неоднородной поверхностной яркостью также приводит к переменности их блеска.

I. Общие сведения

П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физических характеристиках звезд. Кроме того, свойства П. з. позволяют использовать их для оценки расстояния до звездных систем, в состав которых они входят; они могут служить индикатором типа звездного населения таких систем. Будучи при этом легко обнаруживаемыми — и часто на очень больших расстояниях,— П. з. заслуженно пользуются особым вниманием астрономов. Количество переменных и «заподозренных» в переменности звезд нашей Галактики, включенных в каталоги, составляет около 40000 (на 1975), ежегодно число известных П. з. увеличивается в среднем на 500—1000. Около 5000 П. з. известно в других галактиках и более 2000 — в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики. П. ч. в пределах каждого созвездия, обозначают латинскими буквами (одиночными от R до Z или комбинациями двух букв) или номерами с буквой V перед ними.

Из звезд, изменяющих свой блеск, легче всего обнаруживаются новые звезды . Появление на небе и исчезновение новых звезд отмечалось уже в глубокой древности. Наблюдения ярких новых звезд (точнее — сверхновых звезд ) провели в 1572 Тихо Браге , а в 1604 И. Кеплер . Но первой П. з. меняющей свой блеск более или менее регулярно (а не «временно», подобно новым звездам), стала открытая немецким астрономом Д. Фабрициусом в 1596 звезда o Кита (Мира); французский астроном И. Бульо в 1667 определил её период изменения блеска, оказавшийся: равным 11 месяцам. В 1669 итальянский учёный Дж. Монтанари открыл переменность блеска b Персея (Алголя). Английский астроном Дж. Гудрайк (1764—86) обнаружил строгую периодичность ослаблении блеска Алголя, открыл и исследовал переменность блеска d Цефея, а английский астроном Э. Пиготт — h Орла. Но систематическое изучение П. з. начал Ф. Аргеландер , который в 40-х гг. 19 в. создал методику глазомерных оценок блеска П. з. В 1866 было известно уже 119 П. з. К концу 19 в. было доказано, что переменность Алголя вызывается затмениями яркого компонента более тёмным, и, таким образом, было обнаружено существование так называемых затменных П. з. Тогда же была выдвинута гипотеза (немецким астроном А. Риттер), согласно которой наблюдаемую переменность звёзд можно объяснить их пульсацией. Внедрение в исследования П. з. астрофотографии привело к открытию большого числа новых П. з. К 1915 было известно уже 1687 П. з., к 1940 — 8254. Открытая в 1912 американским астрономом Г. Ливитт зависимость период — светимость позволила Х. Шепли определить расстояние до центра Галактики, а Э. Хабблу доказать в 1924, что туманности, подобные туманности Андромеды, являются независимыми звёздными системами, др. галактиками.

В России систематическое фотографирование и исследование П. з. начали В. К. Цераский и С. Н. Блажко в Москве (1895). Новую эпоху в исследовании П. з. открыло массовое внедрение многоцветной фотоэлектрической фотометрии с начала 50-х гг. Современные светоприёмники позволяют исследовать (при условии хорошего астроклимата) переменность блеска с амплитудой в тысячные доли звёздной величины и временным разрешением в тысячные доли секунды; при тщательных исследованиях обнаруживается, что всё возрастающее количество звёзд, считающихся обычно постоянными, оказывается микропеременным.

В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П. з. и издание каталогов, а также разработку системы классификации Астрономическому совету АН СССР и Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов и др.). С 1928 издаются сборники «Переменные звёзды» . В СССР исследования П. з. активно ведутся в астрономических учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П. з. ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардские астрономические обсерватории в США.

II. Классификация переменных звёзд

П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.

1. Затменные переменные звёзды.

Затменные П. з. представляют собой систему из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, причём плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой, сопровождаемое ослаблением суммарного блеска системы. Расстояние между компонентами обычно сравнимо с их размерами. В нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса. У одних из них (звезды типа b Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа b Лиры и W Большой Медведицы) блеск изменяется непрерывно; это объясняется тем, что из-за относительно малого расстояния между компонентами форма их отлична от шаровой, они вытянуты вследствие действия приливных сил. Изменение блеска у таких систем обусловлено не только затмением, но и непрерывным изменением обращенной к наблюдателю площади светящейся поверхности звёзд; в некоторых случаях затмение вообще отсутствует. Периоды изменения блеска затменных звёзд (совпадающие с их орбитальными периодами) очень разнообразны; у звёзд типа W Большой Медведицы с почти соприкасающимися компонентами (звёздами-карликами) они меньше суток; у звёзд типа b Персея периоды достигают сотен дней, а у некоторых систем, в состав которых входят сверхгиганты (VV Цефея, e Возничего и др.),— десятков лет.

Затменные П. з. представляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд (см. Двойные звёзды ). Интерес к затменным двойным звёздам резко возрос, когда некоторые из них были отождествлены с космическими источниками рентгеновского излучения. В некоторых случаях (HZ Геркулеса, или Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затмения наблюдаются также и в рентгеновском диапазоне, причём по доплеровскому изменению периода импульсов рентгеновского излучения оказывается возможным определить элементы орбиты компонентов. Как и в случае импульсов радиоизлучения у пульсаров , эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды ), входящего в двойную систему. У ряда тесных двойных систем компонентом с излучением в оптическом диапазоне является сверхгигант спектрального класса В; в этих случаях не наблюдаются затмения в рентгеновском диапазоне, а иногда и в оптическом. Масса невидимого компонента в таких системах, по-видимому, превышает 3 массы Солнца и такие звёзды (особенно Лебедь Х-1 или V 1357 Лебедя), по-видимому, следует рассматривать как «чёрные дыры» . Причиной рентгеновского излучения тесных двойных систем является, по всей видимости, аккреция компактным компонентом звёздного ветра или газовых струй, идущих от видимого компонента.

2. Физические переменные звёзды.

Физические П. з. изменяют свой блеск в результате происходящих в них физических процессов. Физические П. з. делятся на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска; в большинстве случаев они объясняются пульсацией внешних слоев звёзд. При сжатии звезды радиус её уменьшается, она нагревается и светимость её увеличивается; при расширении звезды светимость её падает. Периоды изменения блеска пульсирующих П. з. колеблются от долей дня (звёзды типа RR Лиры, d Щита и b Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звёзды типа Миры Кита, полуправильные звёзды). Периодичность изменения блеска некоторых звёзд выдерживается с точностью хорошего часового механизма (например, некоторые цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же она практически отсутствует (у красных неправильных переменных). Всего пульсирующих звёзд известно около 14 000.

Долгопериодические цефеиды — переменные звёзды-сверхгиганты с периодами от 1 до 50—200 сут, с амплитудами изменения блеска от 0,1 до 2 звёздных величии в фотографических лучах. Период и форма кривой блеска, как правило, постоянны. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отражением кривой блеска, максимум этой кривой практически совпадает с минимумом блеска, её минимум — с максимумом блеска. Спектральные классы в максимуме блеска F5 — F8, в минимуме F7 — K0, причём тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растет и светимость цефеид.