Текст книги "Сокровища звездного неба"

Автор книги: Феликс Зигель

сообщить о нарушении

Текущая страница: 14 (всего у книги 22 страниц)

Лебедь

 

В созвездии Лебедя прежде всего обратим внимание на главную звезду Денеб. Среди самых ярких звезд земного неба Денеб уступает по размерам только Ригелю. Лишь 6000 солнц могли бы создать такой же поток излучения, какой посылает в пространство один Денеб! Этот горячий и очень далекий голубой гигант (до него 170 пк) по диаметру в 35 раз больше Солнца, но на нашем небе– это только яркая звезда 1,3 ^m.

Поблизости от Денеба, рядом с  εЛебедя, находится известная диффузная туманность «Северная Америка», названная так за свое внешнее сходство с североамериканским континентом. Туманность находится от нас почти на таком же расстоянии, как Денеб, который и возбуждает ее свечение. Попутно заметим, что в созвездии Лебедя есть еще две замечательные газовые туманности, напоминающие перистые облака (рис. 62). Но увы, все эти объекты находятся за пределами возможностей школьных телескопов.

рис. 62

 Зато имеет смысл полюбоваться красивым и ярким рассеянным звездным скоплением М39. Расположенное недалеко от звезды  ρЛебедя скопление М39 весьма малочисленно и объединяет всего 25 горячих белых гигантских звезд. На небе оно занимает площадь, равную видимому диску Луны, а на самом деле поперечник этого звездного скопления, удаленного на 260 пк, равен 2,4 пк. Кроме Денеба, в созвездии Лебедя есть несколько интересных двойных звезд. Прежде всего это  βЛебедя – звезда, лежащая в основании «креста» созвездия. У нее есть и собственное имя – Альбирео. Направив на нее телескоп, читатель, вероятно, согласится с тем, что Альбирео, бесспорно,– самая красивая двойная звезда. Главная оранжевая звезда 3,2 ^mна расстоянии 34,6" имеет белый горячий спутник 5,4 ^m. Благодаря физиологическим эффектам зрения Альбирео в телескоп имеет золотисто-желтую окраску, а ее спутник – голубую. Несмотря на значительное расстояние между компонентами, пара эта – физическая, хотя период обращения для нее весьма велик. Альбирео лишь немногим ближе Денеба – до нее 125 пк (рис. 63).

рис. 63

Звезда  δЛебедя (правая оконечность «креста») также двойная, но гораздо более трудная для разделения. Расстояние между главной голубой гигантской звездой З,4 ^mи ее спутником 6,4 ^mвсего 2,1". Период обращения в этой системе определен вполне надежно и равен 537 годам.

Особенно интересна двойная звезда 61Лебедя. Это одна из первых звезд, для которой удалось определить расстояние. Это сделал Бессель в 1837 г. По выражению одного из его современников, «впервые лот, заброшенный в глубины мироздания, достиг дна». Только после научного подвига В.Струве, Ф.Бесселя и других стало бесспорным, что звезды на самом деле представляют собой далекие солнца, и тем самым умозрительные идеи Джордано Бруно нашли себе опытное подтверждение.

Пара звезд, составляющая 61Лебедя, близка к Земле – до нее всего 3,4 пк.

Нам известен пока лишь десяток звезд, более близких, и среди них Сириус – самая близкая из ярчайших звезд.

Оба оранжевых компонента 61Лебедя имеют одинаковый спектральный класс К5, но один почти на звездную величину ярче другого (5,6 ^mи 6,4 ^m). Пара легко разделяется в школьные телескопы, так как угловое расстояние между компонентами равно 27". Это соответствует истинному расстоянию в 82 а.е., что несколько меньшe поперечника планетной системы. Период обращения двух солнц вокруг общего центра масс равен 720 годам.

В последнее время 61Лебедя привлекла всеобщее внимание еще и потому, что около более яркого компонента был открыт невидимый спутник очень малой массы. По неправильностям (возмущениям) в движении звезды существование спутника было заподозрено американским астрономом Страндом, а детальное исследование этого вопроса провел пулковский астроном А.Н.Дейч. По опубликованным им данным, темный невидимый спутник компонента А. имеет большую полуось орбиты, равную всего 2,3 а.е., а его масса составляет 0,012 солнечной массы. Тело такой массы уже не может быть звездой в обычном смысле слова, и по своим физическим свойствам оно должно скорее напоминать Юпитер, масса которого, кстати сказать, составляет почти тысячную долю солнечной.

Кроме 61Лебедя, темные невидимые спутники открыты еще у ряда звезд. Возможно, что в некоторых случаях суммарное возмущающее действие нескольких таких спутников мы оцениваем как действие одного спутника и получаем для него нереально большое значение массы. Если это так, то действительные массы темных невидимых спутников многих звезд сходны с массами крупных планет Солнечной системы. Но тогда мы вправе утверждать, что планетные системы других звезд стали уже предметом непосредственных (правда, так сказать, «гравитационных») наблюдений.

В отношении темного спутника в системе 61Лебедя можно думать, что это все-таки какая-то «погасшая» или очень мало излучающая свет звезда, так как орбита его весьма вытянута, что совсем не характерно для планет, но довольно типично для двойных звезд.

Созвездие Лебедя содержит и две необычные переменные звезды. На одну из них, долгопериодическую переменную  χЛебедя, обратил внимание еще в 1687 г. немецкий астроном Кирх. В период максимума блеска она становится звездой 2.3 ^m, уступая по блеску только Денебу и  γЛебедя. Тогда крест Лебедя становится более полным, так как  χЛебедя расположена как раз на главной части его древка. Зато в минимуме она пропадает для невооруженного глаза. Не увидишь ее тогда и в школьный телескоп, так как в эти дни  χЛебедя превращается в звезду 14,3 ^m. Исполинская темно-красная звезда  χЛебедя – одна из самых холодных звезд. Температура ее поверхности всего 1900К. Полный период колебаний блеска  χЛебедя занимает почти 407 дней. Посмотрите, видна ли сейчас эта любопытнейшая звезда? На том же главном «древке креста» близко от звезды  γЛебедя есть очень своеобразная звездочка почти 6 ^m, обозначаемая буквой Р. В 1600 г. в этом месте неба астроном Янсон заметил незнакомую яркую звезду З ^m. Несколько лет блеск ее был постоянен, потом стал уменьшаться, и в период с 1619 по 1923 г. странную звезду можно было наблюдать только в телескоп. После этого блеск ее менялся неправильным образом между 5 ^mи 6 ^m, и сейчас звезда почти «застыла» в этом состоянии.

Спектр РЛебедя характерен для горячих сверхгигантов, но имеет многие особенности, напоминающие спектр новых звезд. По гипотезе Б.А. Воронцова-Вельяминова звезды типа РЛебедя (а их насчитывается около двух десятков) – это «неудавшиеся» новые. После вспышки в 1600 г. РЛебедя не вернулась к первоначальному состоянию, как типичные новые, а «застряла» на промежуточной стадии. Что с ней будет дальше, сказать трудно, но, по-видимому, эти аномальные новыезвезды (так официально именуют звезды типа РЛебедя) находятся в состоянии неустойчивого равновесия. Нарушится ли оно новой вспышкой или, наоборот, резким ослаблением блеска – покажет только будущее.

В созвездии Лебедя находится один из самых вероятных кандидатов в «черные дыры» – невидимый спутник одной из двойных звезд этого созвездия. Главная звезда в этой системе – белый сверхгигант класса В, масса которого в 20 раз превосходит массу Солнца. Его спутник, вдвое меньший по массе, невидим, но в рентгеновском диапазоне он служит источником весьма мощного излучения (10 ³⁷эрг/с). Интенсивность этого излучения иногда заметно меняется за тысячные доли секунды! Вся эта необычная система удалена от нас на 6600 св. лет. Предполагается, что невидимый источник рентгеновского излучения есть черная дыра, засасывающая в себя межзвездный газ. Этот процесс аккреции и может породить, как показывают вычисления, рентгеновское излучение. Впрочем, некоторые исследователи считают, что аккреция совершается не на черную дыру, а на нейтронную звезду, недоступную прямому наблюдению.

Орел

 

Альтаир, или  αОрла,– белая, горячая и весьма близкая к нам звезда (5 пк). По светимости он всего в 8, а по диаметру в 2,2 раза превосходит Солнце. Рядом с таким гигантом, как Денеб, Альтаир покажется самой заурядной звездой. Судя по спектру, расстояние между Альтаиром и нами сокращается ежесекундно на 26 км. Вот, пожалуй, и все самое главное, что можно сообщить об этой ничем не замечательной звезде.

Прямо под Альтаиром, ближе к горизонту, вы найдете яркую цефеиду  ηОрла. Ее переменность была открыта другом Джона Гудрайка и его соседом Эдвардом Пиготтом (1750—1807), замечательным исследователем переменных звезд. Открытие это было совершено в конце 1783 г., то есть за год до открытия переменности  δЦефея. Справедливости ради переменные звезды такого типа следовало бы, пожалуй, называть «орлидами», а не «цефеидами», однако исторически утвердилось существующее наименование. Переменная  ηОрла – заурядная типичная цефеида с периодом 7,18 суток и колебаниями блеска от 3,5 ^mдо 4,4 ^m.

В созвездии Орла есть несколько слабых по блеску двойных звезд (например, звезда h), нo после достопримечательностей созвездия Лебедя они особого интереса не представляют.

Геркулес

 

Созвездие Геркулеса замечательно прежде всего тем, что именно в этом созвездии находится апекс– та воображаемая точка, по направлению к которой непрерывно летит вся наша Солнечная система во главе с Солнцем.

Когда идешь густой рощей, деревья впереди по мере приближения к ним как бы расступаются. За спиной, наоборот, происходит обратное явление – деревья с удалением от них стремятся как будто сомкнуться друг с другом.

Нечто подобное наблюдается и на небе. Разумеется, неподвижных звезд, как и вообще неподвижных тел, в природе нет: каждая из звезд подобно Солнцу движется в пространстве. Но в движениях звезд, наблюдаемых с Земли, есть некоторая составляющая, вызванная движением Солнца (а значит, и Земли). В той стороне неба, куда летит Солнце, звезды, в общем, как бы расступаются в разные стороны, а в противоположной области неба можно заметить противоположный эффект. Подробный анализ этих явлений позволил определить экваториальные координаты апекса. Вот они:

α = 18 ^ч, δ = +30°.

На звездной карте видно, что апекс находится близко от звезды  νГеркулеса. Вот куда или, точнее, в каком направлении летит Солнечная система со скоростью около 20 км/с. В этом непрерывном путешествии за сутки мы пролетаем около двух миллионов километров.

Движение, о котором идет речь, есть движение Солнца относительно ближайших звезд. Его не следует путать с обращением Солнечной системы вокруг центра Галактики, которое совершается со скоростью, близкой к 250 км/с, и в настоящую эпоху направлено к созвездию Цефея.

Обширное созвездие Геркулеса, объединяющее 140 видимых не-вооруженным глазом звезд, содержит ряд очень интересных объектов. Прежде всего необыкновенная звезда  αГеркулеса. Из ярких звезд она самая крупная, значительно превосходящая даже Бетельгейзе. Наше воображение оказывается бессильным представить себе эту очень холодную исполинскую красную звезду, по диаметру в 800 раз большую Солнца.

Как и Бетельгейзе, а Геркулеса – полуправильная переменная звезда типа  μЦефея. В сложной и с первого взгляда совершенно хаотичной кривой изменения ее блеска выявлены два колебания. Одно из них – долгопериодическое с периодом, близким к шести годам, и амплитудой 0,5 ^m. На него накладываются другие колебания с переменными амплитудами (от 0,3 ^mдо 1,0 ^m) и периодами (от 50 до 130 дней). Нелегко было разобраться в этой запутанной картине!

На расстоянии 4,6" от а Геркулеса виден желтый спутник 5,4 ^m, который совершает полный оборот вокруг главной звезды за 111 лет. Этот спутник в свою очередь – спектрально-двойная звезда с периодом, близким к 52 суткам, причем обе звезды окружены расширяющейся газовой оболочкой.

Мы не раз уже встречались с шаровыми звездными скоплениями, но здесь, в созвездии Геркулеса, есть два особенно замечательных образования такого рода.

Более яркое из них шаровое скопление М13 легко отыскать уже в бинокль между звездами  ηи  ζГеркулеса. В трехдюймовый (7.6 см) телескоп оно распадается по краям на отдельные звезды; изумительно красивы эти бесчисленные крошечные искорки, окаймляющие исполинский «шар из звезд» (рис. 64).

рис. 64

В шаровом скоплении М13 около полумиллиона звезд, главным образом «поздних», спектральных классов. В отличие от рассеянных звездных скоплений, сформированных в основном из горячих гигантов, самые яркие звезды шаровых звездных скоплений (в том числе и М13) —холодные красные гиганты. Горячие голубые звезды здесь редкое исключение. В шаровых звездных скоплениях есть, по-видимому, немало звезд, напоминающих Солнце.

В шаровых звездных скоплениях встречается много переменных звезд (в М13 их обнаружено около полутора десятков), главным образом короткопериодических цефеид. Все шаровые скопления – объекты очень далекие. От М13, например, до нас излучение доходит только за 24 000 лет.

В настоящее время известно более 130 шаровых звездных скоплений. В нашей Галактике, как, по-видимому, и в других, они образуют сферическую подсистему.

Диаметры шаровых звездных скоплений весьма внушительны – от 60 до 300 световых лет. Характерно, что в «шарах из звезд» нет пылевых или газовых туманностей. Но хотя межзвездное пространство там очень прозрачно, вид неба, в особенности из центра шарового скопления, необычайно фееричен. Представьте себе тысячи звезд, не уступающих в блеске Венере, и многие тысячи других звезд, сравнимых с Сириусом, сплошь усеивающих небосвод!

Шаровые скопления очень устойчивые образования. Мы не знаем. как они возникли, но можно смело утверждать, что эти образования могут существовать без каких-либо коренных изменений многие биллионы лет!

Почти посередине между звездами  ιи  ηГеркулеса есть второе шаровое скопление, М92. Оно дальше М13 (до него 7,3 кпк) и беднее звездами, но на небе занимает большую площадь (у М13 видимый поперечник 21', у М92 – 30'). Скопление М92 несколько необычно по составу – среди его звезд много горячих гигантов, и в этом отношении оно считается уникальным.

16 ноября 1974 г. мощный радиопередатчик одного из самых крупных (диаметр зеркала 300 м) радиотелескопов мира в Аресибо (Пуэрто-Рико) послал радиограмму в направлении звездного скопления М13. Расчет экспериментаторов был прост: среди десятков тысяч звезд, образующих скопление, весьма вероятно есть и такие, которые окружены планетными системами. Не исключено, что некоторые из этих планет населены разумными существами, которые примут радиосигналы с Земли. Предполагалось также, что они сумеют расшифровать содержание земной радиограммы, но ответа от них нам пришлось бы ждать 48 000 лет, так что этот опыт имеет лишь символическое значение.

Северная Корона

 

В 5 часов утра 9 февраля 1946 г. путевой обходчик Амурской железной дороги Алексей Степанович Каменчук заметил в созвездии Северной Короны незнакомую звезду. Она была даже несколько ярче Геммы, главной звезды созвездия, и совершенно искажала его привычные очертания. Скромный любитель астрономии сообщил о своем открытии в Пулковскую обсерваторию, и вскоре известие о вспышке яркой новой звезды в Северной Короне облетело весь мир.

Собственно, звезда эта была, так сказать, не совсем новая. Ровно за 80 лет до этого, в 1866 г., она уже испытала вспышку и с той норы в звездных каталогах странная повторно вспыхивающая звезда была обозначена буквой Т. Звезда ТСев. Короны принадлежит, как мы теперь твердо знаем, к типу так называемых новоподобныхзвезд. Это, если хотите, новые звезды в миниатюре. Их вспышки по физическим характеристикам весьма напоминают вспышки обычных новых звезд с той только разницей, что у новоподобных звезд амплитуда изменения блеска значительно меньше (у новых 12 ^m, у новоподобпых примерно 8 ^m).

Известные советские исследователи переменных звезд Б.Б.Кукаркин и П.П.Паренаго еще в 1934 г. открыли важную зависимость между амплитудами изменения блеска новоподобных звезд и промежутком времени между очередными их вспышками. Чем меньше амплитуда, тем чаще происходят вспышки звезд. Для типичных новых звезд с амплитудой изменения блеска в 12 ^mвспышки должны повторяться в среднем только через 5000 лет. Отсюда понятно, почему до сих пор еще не удалось хотя бы дважды наблюдать вспышку типичной новой звезды – слишком еще мал возраст астрономической науки.

Зная изменения блеска ТСев. Короны до 1866 г., советские ученые предсказали, что, судя по амплитуде (8,6 ^m) ее следующая вспышка должна произойти примерно через 80 лет. Открытие Л.С.Каменчука подтвердило, что найденная зависимость имеет силу статистического закона природы.

Между вспышками ТСев. Короны имеет блеск звезды 11 ^mи необычный сложный спектр – сочетание типичного спектра класса М3 и «горячего» спектра ВО. По-видимому, ТСев. Короны, удаленная от Земли на 800 пк, представляет собой систему из двух звезд: холодного красного гиганта и горячего белого карлика. Вторая из них, судя по всему, и является новоподобной звездой.

Есть в Сев. Короне еще одна новоподобная звезда, обозначенная буквой R. Поведение ее весьма своеобразно. Большую часть времени RСев. Коровы можно наблюдать как звездочку шестой величины с очень небольшими и неправильными колебаниями блеска. Но иногда звезда неожиданно резко ослабевает в блеске на несколько звездных величин. Бывали случаи, когда RСев. Короны становилась звездой 10 ^mи даже 15 ^m. Длительность пребывания в минимуме блеска у звезды различна – от нескольких месяцев до нескольких лет, после чего RСев. Короны снова возвращается к прежнему блеску. Судя по кривой блеска, RСев. Короны– это, так сказать, новая звезда «наизнанку». У типичных новых и похожих на них новоподобных звезд время от времени наблюдаются вспышки, у звезд же типа RСев. Короны, наоборот, многократное уменьшение блеска. Но в минимуме эти звезды имеют спектр с яркими эмиссионными линиями, и это дает основание отнести их к типу новоподобных звезд.

Атмосферы звезд типа RСев. Короны необычны, они состоят главным образом из атомов углерода. Некоторые из этих звезд по характеру их спектра принадлежат к очень редкому спектральному классу R. Возможно, что ослабления блеска звезд типа RСев. Короны вызваны эпизодическими помутнениями их атмосфер за счет еще не вполне выясненных причин. Как бы там ни было, звезды эти настолько своеобразны, что читатель, вероятно, найдет время, чтобы посмотреть, какой блеск имеет сейчас RСев. Короны.

Обратим его внимание еще на две звезды. Гемма, горячая белая звезда, при тщательном изучении оказалась затменной переменной и спектрально-двойной звездой с периодом около 17 суток и амплитудой 0,1 ^m.

Интересна также еле различимая глазом двойная звезда σ. Она состоит из двух звезд, разделенных промежутком в 6,6". Обращение в этой системе происходит по очень вытянутой орбите (эксцентриситет 0,78) с периодом в 1000 дней. Более яркий компонент класса F8 – в свою очередь спектрально-двойная звезда с периодом всего 1,14 суток. Таким образом, маленькая звезда  σСев. Короны, строго говоря, представляет собой любопытную тройную звезду.

Малый Конь

 

На всем небе это созвездие вместе с южным созвездием Резца – самые маленькие. Они объединяют лишь по десятку доступных невооруженному глазу звезд. Но и в созвездии Малого Коня есть очень любопытная тройная звезда ε .На расстоянии около 11" от главной звезды 5 ^mнаходится спутник 7 ^m. Более яркий компонент – в свою очередь двойная, очень тесная звезда, разделяемая только в крупные телескопы. Орбита этой звезды весьма вытянутая (эксцентриситет 0,70), и движение вокруг общего центра масс совершается с периодом в 101 день.

Как видите, кратные системы – довольно частые объекты звездного мира. Их многочисленность служит серьезным аргументом в пользу группового, совместного происхождения звезд, так как объяснить возникновение кратных систем «захватом» одной звезды другою при случайной встрече невозможно.

Дельфин

 

Направьте телескоп на  γДельфина. Звезда эта двойная, и ее главный компонент представляет собой точную копию нашего Солнца. На расстоянии около 10" от главной желтой звезды 4,5 ^mвиден спутник 5,5 ^m– несколько более горячая звезда, кажущаяся зеленоватой. Система эта, бесспорно, физическая, но период обращения в ней очень велик и, вероятно, составляет несколько тысяч лет. Повторяем, обратите внимание на главную желтую звезду. Оттуда с нее или, быть может, с окружающих ее планет наше Солнце выглядит совершенно так же.

Стрела

 

В этом маленьком созвездии интересных для наблюдения объектов нет, если не считать цефеиду SСтрелы, блеск которой за 8,38 суток меняется в пределах от 5,8 ^mдо 7,0 ^m.