Текст книги "Сокровища звездного неба"

Автор книги: Феликс Зигель

сообщить о нарушении

Текущая страница: 11 (всего у книги 22 страниц)

Большой Пес

 

Знаете ли вы, откуда произошло приятное для нашего уха слово «каникулы»?

Слово это не русское, а несколько измененное на русский манер латинское слово, означающее в буквальном переводе... «собачьи дни!» Столь неожиданное наименование приятного периода отдыха, оказывается, непосредственно связано с главной звездой созвездия Большого Пса, ярчайшей звездой неба блестящим Сириусом.

Некогда в Древнем Египте, в дни, близкие к летнему солнцесто-янию, Сириус впервые появлялся в лучах утренней зари. Этот момент года тщательно определялся египетскими жрецами, так как вслед за ним вскоре наступал разлив Нила, а затем и испепеляющий летний зной.

Сириус, возглавляющий созвездие Большого Пса, издавна называли также Песьей звездой. но по-латыни слово «собака» звучит как «канис». Отсюда период летнего зноя и связанный с этим отдых от повседневной работы у древних римлян получил название «каникул» – «собачьих дней». Забавно, что в те времена каникулы считались тревожным временем. Существовало поверье, что Песья звезда вызывает бешенство у собак и лихорадку у людей.

В наши дни никто не смотрит на Сириус со страхом, но всегда с восхищением. Нельзя не любоваться этим небесным брильянтом, несмотря на радужные переливы, имеющим ясно выраженный голубой цвет.

Сириус – самая яркая звезда неба. Ее блеск равен —1,4 ^m. Кроме Сириуса, только еще у одной звезды (Канопуса) блеск выражается в отрицательных звездных величинах.

Сириус – одна из самых близких к нам звезд, седьмая в порядке удаленности от Солнца. Космическая ракета, совершающая полет с постоянной скоростью 10 км/с, достигла бы Сириуса за 300000 лет. Свет преодолевает то же расстояние за 9 лет.

Сириус примерно вдвое больше (по диаметру), вдвое массивнее и вдвое горячее Солнца. При этом светимость Сириуса в 24 раза превосходит солнечную и замена Солнца Сириусом создала бы нестерпимую жару на Земле, жару, при которой, вероятно, выкипели бы все земные океаны.

Собственное движение Сириуса сравнительно велико – 1,3" в год. Смещение линий его спектра показывает, что расстояние между Солнцем и ярчайшей из звезд каждую секунду возрастает на 8 км.

Изучая полет Сириуса в пространстве, знаменитый немецкий астроном и математик Бессель еще в 1844 г. заметил, что траектория Сириуса в проекции на небесную сферу изображается странной волнообразной кривой. Это «вихляние» Сириуса Бессель объяснил возмущающим действием его невидимого спутника, обращающегося вместе с Сириусом вокруг общего центра масс с периодом в 50 лет.

Теоретический прогноз Бесселя блестяще подтвердился. В январе 1862 г. при испытании нового 18-дюймового (46-сантиметрового) рефрактора известный американский оптик Альван Кларк открыл рядом с Сириусом маленькую звездочку, впоследствии обнаружившую орбитальное движение в полном соответствии с расчетами Бесселя. Это был триумф «астрономии тяготения», по значению не уступающий истории открытия Нептуна.

Спутник Сириуса – белая звездочка 8,6 ^m. При Наибольшем удалении от Сириуса (около 11") ее легко рассмотреть даже в небольшие телескопы, по мере приближения к Сириусу она становится все менее и менее доступной для наблюдения.

Спутник Сириуса, иногда называемый Щенком,– первый открытый человеком белый карлик .Мы знаем теперь звезда куда более плотные, чем спутник Сириуса, но в свое время его физические свойства казались совершенно невероятными. Масса Щенка почти равна солнечной, но по диаметру спутник Сириуса всего втрое больше Земли. Поэтому средняя плотность его вещества столь велика, что спичечный коробок, им наполненный, должен иметь массу в целую тонну! Мы склонны рассматривать ныне подобные звезды как «обанкротившиеся» светила, которые, использовав запасы водородного топлива, светятся лишь за счет очень медленного сжатия. Состояние вещества спутника Сириуса и других белых карликов может быть охарактеризовано как «вырожденный газ». Под этим термином астрофизики понимают находящуюся под огромным давлением смесь ионизованных атомов и свободных электронов. Несмотря на то, что эта плазма плотнее стали, ее все же следует считать газом, так как она обладает характерной для газов упругостью. Изучение спутника Сириуса показало, что в звездах вещество может находиться в необычном состоянии, и его изучение (по спектру и другим данным) обогащает атомную физику весьма полезными сведениями. Спутник Сириуса и дал основание называть звезды «небесными лабораториями».

С Сириусом и его спутником связана некая загадочная история. Известный древнеримский философ Сенека (I в.н.э.) и знаменитый основоположник геоцентрической системы мира Клавдий Птолемей (II в.н.э.) считали Сириус не голубой, а ярко-красной звездой. Сенека утверждал, что «краснота Собачьей звезды глубже Марса – мягче, ее нет совсем у Юпитера, величие которого обращается к чистому свету». Упоминания о красном Сириусе встречаются и в легендах некоторых древних народов. Что это – ошибка, иллюзия зрения или факт?

Уже в X веке, судя по наблюдениям арабских астрономов, Сириус имел такой же внешний облик, как и сегодня. Могли ли так быстро за несколько столетии измениться свойства этой звезды? До последнего времени астрономы склонны были рассматривать сообщения о красном Сириусе как неправдоподобные. Ныне же на эту проблему можно взглянуть иначе.

Почему не предположить, что спутник Сириуса, до того как превратиться в белый карлик, был красным гигантом, подавляющим своим излучением голубизну Сириуса? Затем он сбросил свои газовые оболочки и сжался в белый карлик, что по современным представлениям характерно для эволюции большинства звезд. Но почему тогда в исторических хрониках первых веков нашей эры нет сообщений о вспышке новой звезды в созвездии Большого Пса? Возможны два объяснения: эта вспышка была кратковременной и пришлась на период, когда Сириус скрылся в лучах Солнца; астрономия раннего средневековья находилась в глубоком упадке, и такое событие, как вспышка новой, никем зарегистрировано не было. Не исключено, конечно, и какое-то иное объяснение красного Сириуса, неведомое современной пауке.

Ниже Сириуса легко отыскать, в особенности в бинокль, звезду о ². Это – типичный представитель очень редкого класса звезд, так называемых звезд типа Вольфа – Райе. Широкие эмиссионные линии в их спектре говорят о том, что такие звезды буквально истекают газом, покидающим звезду со скоростями в несколько тысяч километров в секунду. Атмосферы их необычайно протяженны, а быстротечность наблюдаемых процессов не оставляет сомнений, что в подобном состоянии звезда находится не более сотни тысяч лет. Значит, звезда о ²Большого Пса – одна из самых молодых звезд, какие только можно наблюдать на земном небе.

На полпути между Сириусом и о ²есть яркое рассеянное звездное скопление М41. Оно сравнительно бедно звездами, но все же в небольшой телескоп выглядит весьма эффектно. Этот звездный рой, имеющий в поперечнике 7,4 пк, удален от Земли на расстояние почти в 50 раз большее, чем Сириус.

В созвездии Большого Пса есть уникальная пара звезд. Это – затменная переменная, обозначенная буквами UW. Блеск ее меняется в пределах от 4,5 ^mдо 4,8 ^mс периодом в 4,4 суток. Обе составляющие системы – редчайшие сверхгиганты спектрального класса О8. Судя по кривой блеска, оба они так близки друг к другу, что под влиянием взаимного тяготения приобрели эллипсоидальную форму. Подобный случай нам уже известен – переменная W Большой Медведицы. Но самое необычное – масса сверхгигантов системы UW Большого Пса. Это – самые тяжелые из известных нам звезд. Каждая из них имеет массу 71 500 • 10 ³⁴тонн, то есть почти в 30 раз больше Солнца и почти в 10 миллионов раз больше Земли!

Стоит упомянуть также и  βБольшого Пса, очень похожую на уже знакомую нам  βЦефея,– загадочную переменную звезду с небольшими, но строго периодическими колебаниями блеска.

Малый Пес

 

Хотя главная звезда созвездия Малого Пса – желтоватый Процион – уступает Сириусу и в размерах, и в температуре, и в светимости, между этими звездами есть нечто общее.

Обе они возглавляют маленькие созвездия, в которых ни одна из звезд не может соперничать с ними в яркости. Обе звезды имеют в качестве спутников белые карлики, истории открытия которых весьма сходны.

Одновременно с изучением движения Сириуса Бессель обнаружил аналогичные волнообразные отклонения и в собственном движении Проциона. И здесь Бессель заподозрил существование невидимого тела, возмущающего движение Проциона.

Любопытно, что как раз в тот 1862 год, когда Кларк увидел спутник Сириуса, немецкий астроном Ауверс вычислил орбиту еще никем не наблюдавшегося спутника Проциона. Но пришлось подождать еще 34 года, прежде чем Шеберле на Ликской обсерватории увидел то небесное тело, существование которого теоретически было предсказано за полвека до этого. Тут снова, и уже в третий раз, повторилась история, подобная открытию Нептуна. А вот что мы теперь знаем о Проционе и его спутнике.

Процион, желтоватая звезда 0,5 ^m, обладает светимостью, лишь в 5,8 раза превосходящей светимость Солнца. Он несколько крупнее Солнца и немного горячее – температура его поверхности близка к 7000 К. Как и Сириус, Процион – одна из соседних к нам звезд: расстояние до него равно 3,5 пк. В общем, эта звезда сама по себе ничем не замечательна, и если бы не близость к Земле (а поэтому и значительная видимая яркость), мы, вероятно, не обратили бы на нее никакого внимания.

Другое дело – спутник Проциона. Рассмотреть эту звездочку 11-й зв. величины, находящуюся от Проциона на среднем расстоянии 4",– задача, совершенно непосильная для рядового любителя астрономии. Эта маленькая звездочка излучает света почти в 10 раз меньше, чем спутник Сириуса, и представляет собой еще более плотный белый карлик, чем Щенок. Но сходство двух странных содружеств совершенно непохожих друг на друга звезд (Сириуса и Проциона с их карликовыми спутниками) бесспорно.

Близнецы

                  

Кастор и Поллукс – две главные, самые яркие звезды созвездия Близнецов, судя по их именам, должны быть как будто очень похожими друг на друга. Природа, однако, не пожелала считаться с мифами и наделила эти звезды весьма различными свойствами. Кастор – кратная звезда, два главных компонента которой представляют собой голубые горячие звезды. Поллукс – холодная оранжевая одиночная звезда. Поллукс ближе к нам, чем Кастор: до первой из этих звезд 10 пк, до второй 14 пк. Поллукс ничем, в сущности, не замечателен, тогда как Кастор представляет собой одну из самых необычных звезд.

В большой школьный рефрактор вы легко обнаружите, что Кастор состоит из двух голубых звезд 2,0 ^mи 2,9 ^m, разделенных промежутком 4,1". Это была первая двойная звезда, у которой еще Вильям Гершель в 1804 г. обнаружил явное орбитальное движение с периодом (по современным данным) в 341 год. Обе звезды разделяет промежуток в 76 а.е.

На расстоянии 73" от этой пары звезд, обозначаемых условно Кастор А и Кастор В, видна звездочка 9 ^m– Кастор С. Не в пример первым двум горячим гигантам Кастор С– маленькая карликовая холодная звездочка красноватого цвета. Расстояние между ней и двумя главными звездами Не меньше 960 а.е. «Не меньше» потому, что измеренное расстояние есть проекция истинного расстояния на небесную сферу. За полтора века наблюдений Кастор Сне обнаружил признаков орбитального движения, что и не удивительно, так как период его обращения вокруг центра масс системы во всяком случае не меньше нескольких десятков тысяч лет!

Когда тщательно изучили спектры всех этих трех звезд, обнаружилось, что каждая из них – спектрально-двойная. Кастор А и Кастор В– две пары звезд-близнецов, разделенных расстоянием всего в 10 миллионов км, что в шесть раз меньше расстояния от Солнца до Меркурия! При таком тесном соседстве все четыре звезды должны приобрести форму эллипсоидов.

Кастор Ссостоит из двух близнецов-карликов, удаленных друг от друга всего на 2,7 миллиона км, что лишь вдвое превышает размеры Солнца. Орбиты этих звезд расположены так, что Кастор Сявляется затменной переменной звездой с периодом обращения всего в 19 часов! Две остальные, более солидные пары кружатся вокруг общего центра масс медленнее: в системе Кастор Аза девять дней, в системе Кастор Вза трое суток.

Итак, Кастор – шестикратная звезда, как и  θОриона. Как знать, быть может, в ее состав входят и планеты, небо которых иногда сразу бывает украшено шестью солнцами!

После этого содружества шести звезд, происхождение которого представляет большую загадку для космогонии, с первого взгляда покажется совсем заурядной двойная звезда δ. Все же попробуйте разделить эту физическую пару звезд, главная из которых – желтоватый гигант 3,5 ^m– имеет на расстоянии 6,8" маленького красного спутника 8,2 ^m.

Желтоватый гигант имеет еще одного невидимого спутника с массой, в четыре раза превосходящей его собственную массу. Несмотря на это, он невидим совершенно ни в каком диапазоне спектра, хотя судя по массе, этот таинственный спутник должен светиться гораздо ярче звезды  δБлизнецов!

Недавно было высказано предположение, что невидимый спутник звезды  δБлизнецов – черная дыра. Мы о ней бы ничего не знали, если бы при гравитационном коллапсе не сохранялась масса, оказывающая в данном случае заметное действие на движение «обычной» звезды  δБлизнецов. Невидимое тело – это поистине черная дыра. Не исключено, что загадочный спутник  δБлизнецов – первая черная дыра, обнаруженная астрономами. Впрочем, пока это только предположение, не больше.

В созвездии Близнецов есть две яркие переменные звезды. Одна из них, звезда  ζ– цефеида, периодически меняющая свой блеск от 3,9 ^mдо 4,3 ^m. Период, близкий к 10 суткам, подвержен некоторым колебаниям. Вторая переменная,  ηБлизнецов, интересна тем, что одновременно является спектрально-двойной и затменной переменной звездой с периодом в 2984 дня, а кроме того, и полуправильной переменной со средним периодом в 233 дня и амплитудой 3,1 ^m– 3,9 ^m. Подобные случаи сочетания разных типов переменности в одной звезде далеко не редки.

Близко от этой переменной находится рассеянное звездное скопление М35. На небе оно занимает такую же площадь, как полная Луна, а на самом деле его средний поперечник около 7 пк. Оно в 20 раз больше Гиад – расстояние до него равно 800 пк (рис. 46)

рис. 46 .M35 и NGC 2158 Рассеянные скопления.

В бинокль видна россыпь маленьких слабо светящихся звездочек, среди которых немало горячих гигантов. Чем мощнее телескоп, тем большее количество звезд появляется в поле зрения. По словам известного астронома прошлого века Ласселя, «это необыкновенно поразительный небесный предмет и никто не в состоянии видеть его первый раз, не вскрикнув от изумления». Отнесем этот преувеличенный отзыв на счет восторженности Ласселя и большой мощности его рефлектора. Но все-таки и в школьные телескопы звездный рой в Близнецах выглядит очень красиво.

Возничий

                   

Заранее предупредим читателя, что звезды, о которых пойдет речь, в школьные телескопы кажутся самыми заурядными и ничем не замечательными. Так они выглядят и в крупнейшие телескопы мира. И все-таки они необыкновенны, но узнать об этом удалось не при непосредственных наблюдениях в телескоп, а по кривой изменения их блеска и характеру спектра.

Начнем с Капеллы – блестящей желтой звезды 0,09 ^m, «возглавляющей» созвездие Возничего. Когда ее физические свойства были еще плохо известны, некоторые астрономы считали Капеллу двойником Солнца. Сходство действительно есть, но только по цвету и температуре. В остальном же Капелла совсем не похожа на Солнце.

Капелла, оказывается, состоит из двух очень близких друг к другу желтых звезд-гигантов. Одна из них по диаметру в 12, а по массе в 4,2 раза больше Солнца, Поперечник другой в 7 раз превосходит солнечный, и она в 3,3 раза массивнее Солнца. Расстояние между центрами этих звезд почти равно радиусу земной орбиты.

Поэтому можно достаточно наглядно представить себе систему Капеллы, если мысленно Солнце заменить Капеллой А(большим компонентом), а Землю – Капеллой В. Добавим, что первая из этих звезд будет сиять в 110, а вторая в 70 раз ярче Солнца.

Угловое расстояние между Капеллой  Аи Капеллой Вничтожно мало – всего 0,05", что находится на пределе разрешающей способности величайших телескопов мира. Но спектральный анализ совершенно недвусмысленно указывает на двойственность Капеллы, и по периодическому смещению спектральных линий легко найти, что период обращения в этой системе двух солнц близок к 104 суткам.

Фотоэлектрические измерения показали, что  βВозничего – вторая по яркости после Капеллы звезда этого созвездия – чуть-чуть (на 0,1 ^m), но строго периодически меняет свой блеск. Анализ спектра и кривой изменения блеска оказался вполне достаточным, чтобы узнать интересные подробности об этой затаенной переменной звезде.

Оба компонента – горячие голубые гиганты, похожи друг на друга буквально как близнецы. Их радиусы равны 1,9 миллиона км, а по массе каждая из звезд в 2,4 раза превосходит Солнце. Совершенно одинаковы и плотности, и светимости этих близнецов. Расстояние между их центрами всего 12,5 миллиона км, а период обращения равен 3,96 суток.

Прямой противоположностью являются две звезды, составляющие систему  ζВозничего (рис. 47). Обе они совсем не схожи. Одна из них – очень горячая голубовато-белая звезда, в 13 раз массивнее Солнца и в четыре раза превосходящая его по диаметру. Второй компонент – красновато-оранжевый холодный сверхгигант, в 32 раза массивнее Солнца и в 293 раза больше его по диаметру. Эта звезда так огромна, что, будучи помещенной в центр Солнечной системы, поглотила бы Меркурий, Венеру, Землю и лишь немного «не дотянула» бы до Марса.

рис. 47

Голубая звезда имеет температуру поверхности 15 000 К, красная 3430 К. Зато вторая излучает света в 1900 раз больше, чем Солнце, а первая – лишь в 400 раз. Голубая звезда обращается вокруг красной по орбите, почти равной в размерах орбите Юпитера. По случайному стечению обстоятельств луч зрения земного наблюдателя почти лежит в плоскости этой орбиты, и благодаря этому одна из звезд периодически заслоняет от нас другую. При этом, когда красная звезда заслоняет голубую, блеск последней сначала меняется очень мало, как если бы звезда заволакивалась какой-то почти прозрачной дымкой. Эта дымка – огромная исполинская атмосфера красного сверхгиганта. В ней (судя по спектру) кальциевые протуберанцы иногда взлетают па высоту 233 миллиона км, что в 1,5 раза больше расстояния от Земли до Солнца! Период обращения в системе ζВозничего равен 972 дням, причем полное затмение голубой звезды длится 40 дней!

Как ни грандиозен масштаб этих явлений, они все же бледнеют по сравнению с тем, что удалось открыть в системе затменной переменной  εВозничего. Вот уж где природа не скупится на чудеса, поражающие воображение!

Интересно уже то, что  εВозничего – затменная переменная с самым большим известным периодом изменения блеска: он равен 27 годам. Амплитуда при этом составляет 0,75 ^m, то есть в максимуме блеска  εВозничего в два раза ярче, чем в минимуме.

Тщательный анализ спектра и кривой блеска εВозничего, проведенный в 1937 г. известными американскими астрофизиками Д.Койпером, О.Струве и Б.Стремгреном, привел их к поразительным выводам.

Система  εВозничего состоит из двух звезд – видимой и невидимой. Та, которую мы видим в созвездии Возничего как желтоватую звезду в среднем почти 4 ^m,—огромный сверхгигант с температурой поверхности 6600К. Эта звезда в 30 раз массивнее Солнца и в 190 раз больше его по диаметру. Но ее размеры совершенно меркнут по сравнению с размерами второй звезды, самой большой из всех, какие мы только знаем. Ее диаметр в 2700 раз больше солнечного. Внутри ее свободно уместились бы орбиты всех планет, от Меркурия до Сатурна включительно. На рис. 48 с сохранением относительных масштабов показана система  εВозничего.

рис. 48

Несмотря на чудовищные размеры второго компонента, его светимость мала и почти равна солнечной. Видимый блеск величайшей из звезд близок к 16 ^m, а угловое расстояние tе от соседа 0,03". Учитывая огромную разность в видимом блеске компонентов, «разделить» эту пару оптически пока не представляется возможным (рис. 49).

рис. 49. Затмение сверхгиганта Эпсилон Возничего

Почему же при неимоверно больших размерах звезда Эпсилон  Аимеет такую ничтожную светимость? Секрет, оказывается, в том, что эта звезда очень холодная (1600К на поверхности) и ее излучение в основном лежит в невидимом инфракрасном диапазоне. К тому же ее средняя плотность настолько мала, что Эпсилон  Апрозрачна; потому-то во время затмений этой звездой ее спутника никаких изменении в спектре не происходит. Но почему же тогда все же колеблется блеск Эпсилон В?

По мнению американских ученых, Эпсилон В, излучающая света в 10000 раз больше, чем Солнце, ионизует ближайшие к ней самые внешние слои инфракрасной звезды Эпсилон А. Образующееся «ионизационное пятно» при движении Эпсилон Вперемещается по поверхностным слоям атмосферы Эпсилон А. Когда первая из звезд окажется сзади втором и «ионизационное пятно» загородит ее от земного наблюдателя, блеск звезды Эпсилон Вослабевает, так как ионизованные газы менее прозрачны, чем неионизованные. Это остроумное объяснение полностью соответствует всем данным наблюдений. Вот как много сведении можно получить из анализа лучей света.

Созвездие Возничего богато не только необыкновенными затменными переменными звездами, но и рассеянными звездными скоплениями. Отыщите в бинокль или телескоп три скопления М36, М37 и М38, в сущности, образующие тройное скопление. Они состоят в основном из горячих белых звезд спектрального класса В с некоторой «примесью» более холодных звезд, напоминающих Солнце. В общей сложности все три скопления насчитывают в своем составе около 350 звезд, причем самое яркое и богатое из них – М37 (рис. 50).

рис. 50

 Расстояние до него, как и до М36, равно 1100 пк, тогда как М38 к нам несколько ближе – 850 пк. Истинные их поперечники заключены в пределах от 6 до 11 пк.

По исследованиям советских астрономов вся совокупность рассеянных звездных скоплений образует в нашей Галактике плоскую подсистему.