22
Еще одна черта сходства с Солнцем — неоднородная
поверхностная яркость, обширные (в отличие от солнеч-
ных) пятна, признаки существования которых имеются
у некоторых вспыхивающих звезд. Первая такая звезда
была открыта в 1965 г. П. Ф. Чугайновым на Крымской
астрономической обсерватории. Он начал наблюдать ее
еще в 1960 г., потому что хотя ее спектр (Кб) более
ранний (первые классы спектральной последователь-
ности, О, В, А, астро-номы называют ранними, а послед-
ние, К, М,—поздними), чем у обычных вспыхивающих
звезд из окрестности Солнца, в нем были те же харак-
терные эмиссии водорода и кальция. В 1960 г. звезда
была постоянной, но в 1961 —1966 гг. показала сину-
соидальные изменения блеска с амплитудой 0 т ,24 и пе-
28
риодом 3,826 дня. Показатель цвета ее при этом не из-
менялся (рис. 7). Звезда Чугайнова получила обозначе-
ние BY Дракона. В дальнейшем оказалось, что амплиту-
да ее действительно изменяется от года к году — изме-
няется площадь пятен. Наблюдаются и сдвиги моментов
максимума, говорящие, возможно, о том, что пятна исче-
зают и появляются на новых местах. Было найдено еще
несколько таких звезд и они были даже выделены в от-
Д/Лу j
45 "
ДС/
-0,1
0,0
О 1 2 3 4 5 дни
Рис. 7. Кривая блеска (АМ v ) и показателя цвета (AC/) BY
Дракона по наблюдениям П. Ф. Чугайнова в 1965 г.
дельный класс переменных звезд, но длительные наблю-
дения показали, что изредка и у них наблюдаются
вспышки, как и у звезд типа UV Кита. По-видимому,
звезды BY Дракона соответствуют более поздней ста-
дии эволюции — вспышечная активность затухает, но
пятна сохраняются. Период изменения блеска дает цен-
ную информацию о скорости вращения этих звезд во-
круг оси.
Таково семейство молодых переменных звезд, не при-
шедших еще на главную последовательность. Все эти
звезды — карлики, большинство из них слабее Солнца,
и это не удивительно. Массивные звезды проскакивают
стадию гравитационного сжатия так быстро, что застиг-
нуть их на ней очень трудно. Вероятно, их надо искать
среди звезд В и А с эмиссионными линиями в спектре.
Пульсирующие звезды
Пульсирующие звезды соответствуют более поздним
стадиям эволюции, почти все они уже покинули главную
последовательность. Большинство из них на диаграмме
•••••• . h V
29
Г — Р находятся в полосе нестабильности, которая тя-
нется от сверхгигантов G и К и пересекает главную по-
следовательность у классов А и F (рис. 8). Верхнюю
половину ее заселяют цефеиды, периоды которых заклю-
чены в интервалах от 1 до 50 дней (а в соседних галак-