1.2. ПЕРВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ ВРАЩЕНИЯ ЗВЕЗД

В 1877 г. сэр Уильям Эбни (1843 — 1920) высказал предположение, что большая ширина некоторых линий поглощения в спектрах звезд, возможно, объясняется их вращением. Он справедливо отмечал, что спектр звезды порождается светом, идущим от всех участков ее диска. Вследствие эффекта Доплера спектральные линии от удаляющегося края звезды смещаются в красную, а от приближающегося — в фиолетовую область спектра. Эбни заключал: «Это должно привести к общему уширению спектральной линии, которая состоит теперь как бы из двойной полутени и черного ядра Более того, вращением, по-видимому, можно объяснить исчезновение некоторых более слабых линий спектра Я убежден, что по хорошей фотографии можно узнать очень многое . . .» (М. ?., 37, 278, 1877). Эти предположения встретили суровую критику со стороны Фогеля,

поскольку в спектрах некоторых звезд присутствуют как широкие, так и узкие линии. Говоря об использовании фотографии, Фогель к тому же утверждал, что «даже на самом удачном снимке измерить ширину линий можно лишь относительно. Поэтому никаких выводов о вращении сделать нельзя: ширина линий на разных фотопластинках будет зависеть и от времени экспозиции, и от чувствительности пластинки, и от длительности проявления» (A. N., 90, 71, 1877).

Предположения Эбни не нашли поддержки у современников. Причиной этому послужил, вероятно, огромный вес, который имело мнение Фогеля, занимавшего в течение многих лет ведущее положение в области звездной спектроскопии. Так или иначе, всего через несколько лет после своих настойчивых предостережений Фогель сам стал применять фотографию в звездной спектроскопии и к 1898 г. изменил свою точку зрения на противоположную, согласившись с гипотезой, что вращение действительно приводит к измеримому уширению спектральных линий звезд.

Как часто бывает в истории науки, вращение звезд было открыто совершенно случайно. Убедительное свидетельство вращения затменной и спектрально-двойной звезды 6 Весов было получено в 1909 г. Фрэнком Шлезингером (1871 — 1943), работавшим тогда в обсерватории Аллегенй в Питтсбурге. Он заметил, что значения лучевых скоростей, которые он измерял на спектрограммах непосредственно перед минимумом блеска и сразу после него, отличались от ожидаемых. Перед самым началом полного затмения наблюдался избыток скорости, а сразу после него регистрировалось отрицательное отклонение. Шлезингер решил, что это может происходить, если более яркая из двух звезд вращается вокруг своей оси и во время частного затмения видимая часть ее диска несимметрична относительно ее оси вращения. Годом позже Шлезингер наблюдал подобное явление в затменной системе X Тельца. В 1924 г. Ричард А. Росситер (1886 — 1977) в Мичиганском университете надежно установил существование такого эффекта Лиры и построил график остаточных значений скорости на протяжении всего затмения. Тогда же Дин Б. Маклафлин (1901 — 1965) изучил этот эффект в двойной системе Персея. Это были первые точные измерения вращения звезд.

Новый подход к выявлению вращения звезд возник благодаря спектрально-двойным, не являющимся переменными по блеску. В 1919 г. Адамс и Альфред Джой (1882 — 1973) изучали на обсерватории Маунт-Вилсон двойную Большой Медведицы спектрального класса с периодом 0,334 сут. Они отметили, что «необычный характер спектральных линий частично объясняется быстрым изменением скорости в течение даже самой короткой экспозиции, но главным образом он связан с наличием у каждой звезды вращения, которое может вызывать разность лучевых скоростей между двумя лимбами звезды до 240 км/с» (Ар. J., 49, 190, 1919). Десять лет спустя Григорий Абрамович Шайн (1882 — 1956) в Советском Союзе и Отто Струве (1897 — 1963) в США совместно провели систематическое изучение уширения линий вследствие вращения звезд в спектральнодвойных системах. (Их сотрудничество осуществлялось путем переписки по

почте.) Шайн и Струве надежно установили, что по крайней мере у короткопериодических спектрально-двойных уширение линий обусловлено главным образом вращением.

Следующим шагом было распространение этих измерений на одиночные звезды. В самом деле, не исключена была возможность того, что быстрое вращение вообще встречается только в двойных звездах, например из-за синхронизации осевого вращения с орбитальным движением под действием приливных сил. Поскольку линейная скорость вращения Солнца чрезвычайно мала (около на экваторе), многие астрофизики в то время допускали, что вращение других одиночных звезд также незначительно. В течение 1930 - 1934 гг. Струве совместно с Кристианом Элви (1899 — 1972) и мисс Кристиной Уэстгейт систематически изучал вращение звезд на Йеркской обсерватории при Чикагском университете. Они проводили свои измерения, подбирая для наблюдаемого контура спектральной линии контур, вычисленный с учетом различных доплеровских уширений из первоначально узкой линии той же эквивалентой ширины, что и у наблюдаемой линии. Они показали, что измеряемые значения составляющей скорости вращения вдоль луча зрения заключены в пределах от до а иногда достигают и даже больше. В 1931 г. Струве и Элви открыли корреляцию между скоростью вращения и спектральным классом: быстрое вращение часто встречается у звезд классов и ранних подклассов тогда как у холодных звезд класса и более поздних быстрое вращение можно найти только в тесных спектрально-двойных. Они же обнаружили, что у сверхгигантов ранних и поздних классов и нормальных гигантов класса и более поздних классов заметное вращение отсутствует.

После этих работ проблема была благополучно заброшена на целых 15 лет. Лишь в 1949 г. измерениями вращения звезд вновь заинтересовался Арне Слеттебак (университет штата Огайо).