Зіркове небо
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
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) = 100,4(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 —lm,67) в 2,51226 ~ ~1010 раз. Сириус намного ярче сияющего неподалеку, в созвездии Ориона, голубого Ригеля, величина которого 0m,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, —4т,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.