Зіркове небо

Было уже поздно, и трехлетний сын моих знакомых уснул в автобусе. А потом мы шли в полной темноте по полевой дороге и огромные августовские звезды запол­няли все вокруг; он проснулся, открыл глаза, ничего не увидел, кроме звезд, и спросил: «Мама, это сказка?» Он вырос в городе и никогда раньше не видел звезд…

Да, звездное небо прекрасно как сказка: это зрели­ще волнует душу и наполняет ее гордостью. Мы сумели узнать, что скрывается за этими бесчисленными искор­ками огня, почему они горят, на каких расстояниях на­ходятся, какие сообщества образуют и даже сумели, ка­жется, узнать, как они возникают и гаснут.

Звезды — огромные газовые шары, подобные нашему Солнцу, светящиеся за счет идущих в их недрах ядерных реакций синтеза. Масса ядра нового элемента оказы­вается чуть меньше массы составивших его частиц, и этот дефект (уменьшение) массы, согласно формуле Эйнштейна Е = тс², и служит источником энергии звез­ды. В недрах большинства звезд водород превращается в гелий, четыре протона объединяются в альфа-частицу.

Сродство звезд нашему Солнцу было окончательно доказано лишь в 1837—1838 гг., когда для трех из них удалось определить расстояние, измеряя их годичный сдвиг по небесной сфере (относительно более далеких звезд), отражающий движение Земли вокруг Солнца,— этот сдвиг тем больше, чем ближе звезда, но и для са­мой близкой не превосходит одной секунды дуги. Зная расстояние и учитывая, что блеск ослабевает пропор­ционально квадрату расстояния, можно найти свети­мость звезд — количество излучаемой ими энергии. Оно оказалось огромно, и стало окончательно ясно, что звезды — это далекие солнца.

Но с развитием методой определения расстояния звезд становилось все более ясным, что эти солнца бы­вают очень непохожи друг на друга. Резко отличаются их светимости — некоторые светят в сотни тысяч раз ярче Солнца, другие же в миллионы раз слабее. По своей температуре у поверхности (6000°), по массе и радиусу Солнце — также средняя звезда. Самые горячие звезды имеют температуру около 50 000°, самые холодные — 3000°; радиус звезд сверхгигантов больше солнечного в тысячи раз, а у карликов — меньше в десять раз. Наи­большие массы звезд превышают солнечную в 50— 60 раз, а наименьшие составляют сотые доли массы Солнца. По всем своим характеристикам Солнце — са­мая средняя звезда; точнее говоря, оно ближе к «заху­далым», но зато наиболее многочисленным холодным карликам.

Еще две тысячи лет назад Гиппарх поделил звезды по блеску на шесть классов, отнеся самые яркие звезды к первой величине, а самые слабые, видимые невоору­женным глазом,— к шестой. В XIX в. было принято, что звезды первой величины ровно в сто раз ярче звезд пя­той величины; тогда получается, что если I₁ и I₂ — блеск двух звезд, а т₁ и m₂ их звездные величины, то I₁/I₂ = = 2,512^(m2-m1) = 10^0,4(m2-m1), откуда lgI₁/I₂ = 0,4 (m₂— —т₁). Эта шкала была продолжена и на самые слабые звезды. Сейчас 5-метровому телескопу доступны звезды 24-й величины: они слабее самой яркой звезды неба — Сириуса (величина его составляет —l^m,67) в 2,512²⁶ ~ ~10¹⁰ раз. Сириус намного ярче сияющего неподалеку, в созвездии Ориона, голубого Ригеля, величина которого 0^m,13. На самом же деле Ригель излучает энергии боль­ше, чем Сириус, в 3700 раз, но зато и находится на рас­стоянии, в 120 раз большем. Ригель — сверхгигант, а Сириус ярче Солнца всего лишь в 22 раза.

Как далеки звезды? На южном небе горит а Кен­тавра, четвертая по яркости на всем небе. На самом деле светимость ее почти точно равна солнечной, и ярка она лишь потому, что это — ближайшая к нам звезда. Свет от нее летит до нас 4,3 года. Космический зонд «Пионер-10», исследовавший в декабре 1973 г. окрест­ности Юпитера, станет первым творением рук человека, которому суждено покинуть пределы Солнечной системы. Если бы он был направлен в сторону а Кентавра, то достиг бы ее примерно через 100 000 лет. На полет к Юпитеру «Пионер-10» затратил 21 месяц. Через 15 лет «Пионер-10» пересечет орбиту планеты Плутон и начнет свой путь к звездам.

Знакомый нам уже Ригель — самая далекая среди 20 ярчайших звезд нашего неба, она дальше а Кен­тавра в 250 раз. От самых далеких звезд, относящихся к нашей звездной системе — Галактике, свет летит к нам 100—150 тысяч лет.

Темной августовской ночью прямо над головой при­зрачным пепельным сиянием светится Млечный Путь. Еще Галилей, направив на него свой первый телескоп — в сущности, подзорную трубу, много хуже той, которую теперь за 20 рублей можно купить в магазине фотопринадлежностей,— обнаружил, что это сияние слагается из блеска мириадов звезд, слишком слабых и слишком близких друг к другу на небе, чтобы быть различимыми невооруженным глазом. Наша звездная система имеет форму довольно тонкого диска, и Солнце расположено близ его края в экваториальной плоскости, смотря вдоль которой, мы и видим этот диск во всю глубину — видим Млечный Путь; если же смотреть в перпендикулярных направлениях, то очень далеких звезд почти не будет, по­скольку диск тонок. Точнее говоря, этот тонкий диск, густо населенный звездами, окружен эллипсоидальной короной, но звезды в ней расположены редко.

Млечный Путь кажется состоящим из отдельных об­лаков разной яркости, а от созвездия Лебедя и дальше к югу он раздвоен на две части. Это объясняется тем, что в экваториальной плоскости Галактики концентри­руется пылевая материя, поглощающая свет далеких звезд. Неравномерная яркость Млечного Пути связана еще и с тем, что звезды в галактическом диске распре­делены неравномерно; наиболее яркие из них концентри­руются в спиральных рукавах, исходящих из централь­ных областей Галактики.

Помимо звезд и состоящего из них Млечного Пути (мы не будем говорить здесь о планетах и вообще о том, что принадлежит к Солнечной, системе) на небе можно увидеть и слабые туманные пятнышки — например, в Орионе, в Андромеде, в Персее. Телескоп и фотопластин­ка показывают, что туманность Ориона — облако ионизированного водорода, возбуждаемого соседними горя­чими звездами, туманность Андромеды — соседняя спи­ральная галактика (звездная система, подобная нашему Млечному Пути), находящаяся от нас на расстоянии, вдесятеро большем диаметра нашей Галактики и вдвое превосходящая по размерам нашу звездную систему. А вот пятнышко в Персее — это двойное звездное скоп­ление х и h Персея в нашей Галактике, состоящее из нескольких тысяч звезд самой разной температуры и светимости. Крошечный ковшик Плеяд — тоже звездное скопление, гораздо более бедное, но зато и намного бо­лее близкое. Звезды Гиад, разбросанные неподалеку от Плеяд (тоже в созвездии Тельца),— пример еще более близкого скопления, почти не выделяющегося на общем звездном фоне. Большинство звезд в ковше Большой Медведицы близки друг к другу в пространстве и дви­жутся в одном направлении и с одинаковой скоростью — это тоже ядро очень близкого скопления. Звезды в скоп­лении образовались в едином процессе и имеют практи­чески одинаковый возраст. Сравнение характеристик разных скоплений дает поэтому очень важные сведения для построения теории звездной эволюции.

Продолжим эту беглую прогулку по звездному небу. «С достоверностью можно утверждать,— писал Юрий Олеша,— что подавляющее большинство людей не уде­ляет какого-либо особого внимания звездному небу… Пожалуй, в основном люди, живущие в городах, не пред­полагают, что вид неба в целые периоды года почти оди­наков, что это неподвижный узор». А на самом деле, неужели же многие думают, что «каждым вечером взле­тает и рассылается в небе новая звездная ракета»?

Узор созвездий изменяется очень медленно, за тысяче­летия, но вид звездного неба разный в различные вре­мена года.

Солнце, озаряющее атмосферу, мешает нам видеть звезды днем. В декабре ночная сторона Земли обращена в противоположную июльской сторону пространства, и другие звезды видим мы над южным горизонтом. Поляр­ная звезда не отходит дальше 1° от полюса мира — точки пересечения земной оси с небесной сферой; высота полюса мира над горизонтом равна, очевидно, широте места наблюдения, и звезды, угловое расстояние кото­рых от полюса мира меньше широты, никогда не заходят в данном месте. Обе Медведицы, Кассиопею, Жирафа, Дракона и несколько других созвездий в любое время года можно найти над горизонтом в наших средних ши­ротах. В декабре, в полночь, на юге сияет блистательный Орион, туго стянутый тремя звездами своего пояса, ука­зывающими направление на дрожащий низко над гори­зонтом алмазный Сириус. Соперничают оттенками крас­ного цвета Бетельгейзе в Орионе и Альдебаран в Тель­це, а повыше, в Возничем, горит желтая Капелла, самая яркая зимняя звезда Северного полушария неба (Сириус находится южнее небесного экватора). Постепенно эта «сиятельная» компания заходит за горизонт все раньше и раньше, и в марте — апреле тускловатый Регул в тра­пеции Льва, голубая Спика и яркий оранжевый Арктур (да, увы, оранжевый, а не голубой, как пишет Юрий Казаков в прекрасном своем рассказе) доминируют на небосклоне. А летом их сменяет «летний треугольник» — Вега, Денеб, Альтаир — в маленьком созвездии Лиры, в распростертом над головою кресте Лебедя и в Орле. Вега делит с Арктуром звание ярчайшей звезды Север­ного полушария неба; она, Капелла и Ригель — звез­ды нулевой величины, а Альдебаран, Альтаир, Спика — первой. Само собой разумеется, что звезды, объединяе­мые по древней традиции в 88 созвездий, в пространстве находятся очень далеко друг от друга. Конечно, исклю­чение составляют некоторые звезды, входящие в звезд­ные группировки.

Звездный узор неизменен для человека, но меняются ли сами звезды (нет, не за миллионы и миллиарды лет, а вот у нас на глазах)? Переменные звезды существуют, о них и будет наш рассказ.

Переменные звезды — это те, блеск которых испыты­вает колебания. У некоторых он изменяется строго пе­риодически, по ним можно проверять часы. Периоды правильных переменных составляют от немногих часов до сотен дней. Есть звезды полуправильные, у которых в изменении блеска можно подметить лишь слабую пе­риодичность, и неправильные звезды, изменяющие блеск самым хаотичным образом. Иногда вспыхивают Новые звезды, которые за несколько дней вдруг разгораются на небе — а на фотографиях перед вспышкой на их месте находят лишь слабенькую звездочку. Через несколько месяцев или лет звезда, воссиавшая, как Альтаир или даже Вега (это случается несколько раз в столетие), снова становится доступной лишь телескопу. Но вспышки некоторых звезд повторяются через 20—50 лет, и тем реже, чем больше амплитуда вспышки. Может быть, и типичные Новые звезды вспыхивают неоднократно — но через сотни и тысячи лет?

Кроме того, есть и такие звезды — их так и зовут вспыхивающими,— которые на глазах наблюдателя за несколько минут наливаются светом, становятся ярче в сотни раз и за полчаса-час возвращаются к исходному состоянию.

Совсем недавно, в 1969 г., стало ясно, что существуют звезды, которые кажутся глазу абсолютно постоянными, хотя на самом деле блеск их сильно изменяется. Но он изменяется слишком быстро!— и глаз не успевает отреа­гировать. Строго говоря, такая звезда известна пока только одна. Это слабенькая звездочка 16-й величины в созвездии Тельца. Блеск ее изменяется с периодом 0,033094515 с, и для глаза эти проблески света сли­ваются в ровное сияние. Звезда эта расположена в центре знаменитой Крабовидной туманности. С тем же периодом изменяется ее рентгеновское и радио-излучение. Краткость периода говорит о том, что это весьма плот­ное тело сравнительно небольших размеров. Крабовид­ная туманность расширяется, и экстраполяция назад показывает, что расширение началось около 900 лет назад. В 1054 г. китайские хроники зарегистрировали в этой области неба «звезду-гостью», которая несколько месяцев сияла ярче Венеры (наибольший блеск Венеры, кстати, —4^т,9). Наша звезда — знаменитый пульсар в Крабовидной туманности — и сама эта туманность яв­ляются остатками грандиозной катастрофы, происшед­шей в 1054 г. Это была вспышка Сверхновой — тоже разновидности переменных звезд. Не поздоровится нам, если одна из ближайших звезд вспыхнет как Сверхно­вая!

Бесконечно разнообразный и удивительный мир пере­менных звезд делится астрономами на три главных типа: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные переменные звезды. Блеск пульсирующих перемен­ных изменяется из-за изменения радиуса и температуры поверхности звезды. Чем меньше радиус, тем звезда… ярче, так как при уменьшении радиуса возрастает тем­пература. Большинство пульсирующих звезд «дрожат» строго периодически; период их определяется плот­ностью — чем больше плотность, тем меньше период. Определять период можно с очень большой точностью даже при невысокой точности оценок блеска (накапли­вая наблюдения многих полных циклов), и наблюдения пульсирующих звезд оказываются наиболее чувствитель­ным индикатором эволюции звезд, ибо позволяют сле­дить за изменениями их средней плотности.

Эруптивные звезды, как говорит само название, под­вержены процессам взрывообразного характера. Иногда эти взрывы разносят практически всю звезду, как это происходит со Сверхновыми звездами, иногда это — вспышки вроде солнечных протуберанцев, только большего масштаба. Некоторые из этих звезд — моло­дые, недавно сформировавшиеся, неустоявшиеся еще звезды («младая кровь в них играет»); другие же — компоненты тесных двойных систем. Взаимодействие между компонентами, обмен вещества между ними, ис­пускаемые ими потоки газа и вызывают переменность блеска, появление ярких линий в спектре. К таким систе­мам относятся Новые и новоподобные звезды, время от времени освобождающиеся от накопившегося при столь тесном соседстве напряжения при помощи мощных вспышек.

Затменные звезды изменяют блеск вследствие чисто случайной причины: это двойные системы, плоскость ор­биты которых ориентирована таким образом, что через нее проходит луч зрения к земному наблюдателю. При каждом обороте одной компоненты вокруг другой (точ­нее, вокруг общего центра тяжести) одна из них проеци­руется на или за диск другой, и суммарный блеск систе­мы падает. Иногда собственно затмения не наблюдают­ся, но вследствие близости друг к другу компоненты имеют не шарообразную, а эллипсоидальную форму, и суммарная площадь обращенной к Земле светящейся по­верхности непрерывно изменяется. У таких звезд часто наблюдаются и явления нестационарности, связанные с пространственной близостью компонент. Затменные звезды позволяют определить многие важнейшие харак­теристики звезд, и прежде всего — их массу.

Можно выделить еще и четвертый тип переменных звезд — вращающиеся звезды с неоднородными поверх­ностной яркостью и температурой. К Земле обращен то горячий, то холодный бок звезды, почему блеск звезды и изменяется. К таким звездам относятся, по-видимому, магнитные переменные — звезды с сильным магнитным полем, у которых редкоземельные элементы и поверх­ностная яркость распределены по поверхности симмет­рично магнитному экватору, не совпадающему с эквато­ром оси вращения. Горячее пятно наблюдается у неко­торых тесных двойных звезд, особенно если одна из компонент — рентгеновский источник, обжигающий по­вернутую к нему сторону своего соседа. Наконец, пуль­сары, излучающие через свои магнитные полюса, не совпадающие с полюсами оси вращения, также можно отнести к этой категории переменных звезд.

Астрономы интересуются переменными звездами го­раздо больше, чем постоянными, и это вполне понятно. Во-первых, изменения блеска и спектра очень многое го­ворят о физических характеристиках звезды. У перемен­ных звезд можно найти светимость, массу, радиус, плот­ность, температуру, изучить строение атмосфер и движе­ние газа в них. Во-вторых, явления переменности во многих случаях связаны с критическими этапами в жиз­ни звезд, и их изучение дает один из лучших способов проверки теории звездной эволюции. В-третьих, перемен­ные звезды являются своего рода маяками в просторах Вселенной. Как моряк по подаваемым маяком световым сигналам может безошибочно сказать, близ какого он порта или мыса, так и астроном, изучив характер изме­нений блеска звезды (а для этого часто бывает доста­точно простых глазомерных оценок блеска, лишь бы их было достаточно много), в ряде случаев может сказать, на каком расстоянии она находится. Это особенно важ­но в том случае, если звезда входит в какую-либо звезд­ную систему. У некоторых типов пульсирующих звезд, в первую очередь цефеид, период связан со светимостью, сопоставляя которую с видимым блеском, легко найти расстояние. Обнаружение цефеид в туманности Андроме­ды в 1923—1924 гг. позволило определить ее расстояние и в конце концов доказать, что наша Галактика — не единственная всеохватывающая звездная вселенная, а лишь одна из бесчисленного множества систем, подоб­ных туманности Андромеды. Немного ранее изучение переменных звезд в шаровых звездных скоплениях при­вело к выводу, что эти скопления очерчивают контуры нашей звездной системы, центр которой, как оказалось, находится очень и очень далеко от Солнца. Не будет пре­увеличением сказать, что в создании современной картины мироздания не последнюю роль сыграло изучение переменных звезд.

Переменные звезды «говорят» не только о расстоянии включающей их звездной системы, но и о типе ее звезд­ного населения, ее возрасте. Скажем, для молодых рас­сеянных скоплений типичны цефеиды (период изменения их блеска обычно несколько дней), а для старых обра­зований (шаровых скоплений) — переменные типа RR Лиры, с периодами в доли дня. Но в ближайших к нам галактиках — Магеллановых Облаках — давно уже были известны скопления, которые по виду (огромное количество членов, резкая концентрация к центру) напо­минали шаровые, а по цвету — рассеянные. Обнаруже­ние в них цефеид доказало, что мы имеем дело со скоп­лениями, неизвестными в нашей Галактике,— с молоды­ми шаровыми скоплениями.

Переменные звезды заслуживают популярности и среди неспециалистов, тем более что это наиболее бла­годарный предмет наблюдений для астрономов-любите­лей. Эти наблюдения могут быть очень полезны для науки, были бы только они систематическими. В самом деле, только известных по каталогам переменных звезд в одной лишь нашей Галактике приходится по сотне на каждого астронома — специалиста по переменным звез­дам (и по десятку, если вообще считать всех астроно­мов). Однако интересную, звезду изучают множество исследователей, а о нескольких тысячах звезд не из­вестно ничего кроме того, что они переменные…

Чем же отличаются переменные звезды от постоян­ных, какое место занимают они в бесконечном разнооб­разии звездного мира? Но прежде чем рассказывать о пе­ременных звездах, надо описать обычные звезды.

• Які бувають зірки? →