Текст книги "Сокровища звездного неба"

Автор книги: Феликс Зигель

сообщить о нарушении

Текущая страница: 7 (всего у книги 22 страниц)

Кассиопея

 

Шел ноябрь 1572 г. Возвращаясь из Германии в родную Данию, Тихо Браге, знаменитый астроном той эпохи, остановился в живописном старом монастыре местечка Геррицвальда, принадлежащего его дяде. «Однажды вечером,– пишет Тихо Браге,– когда я, по обыкновению, осматривал небосвод, вид которого был мне так хорошо знаком, я, к неописуемому моему удивлению, увидел близ зенита в Кассиопее яркую звезду необыкновенной величины. Пораженный открытием, я не знал, верить ли собственным глазам.

...Новая звезда не имела хвоста, ее не окружала никакая туманность, она во всех отношениях походила на другие звезды первой величины... По блеску ее можно было сравнить только с Венерой, когда эта последняя находится в ближайшем расстоянии от Земли. Люди, одаренные хорошим зрением, могли различить эту звезду при ясном небе днем, даже в полдень. Ночью при облачном небе, когда другие звезды скрывались, новая звезда оставалась видимой сквозь довольно густые облака.

...Начиная с декабря 1572 г., блеск ее стал уменьшаться... Переход от 5 ^mк 6 ^mпроизошел в промежуток времени от декабря 1573 до февраля 1574 г. В следующем месяце новая звезда исчезла, проблистав семнадцать месяцев и не оставив никакого следа, видимого для простого глаза».

Если пытливый ум ученого был поражен этим необычайным небесным явлением, то какой переполох вызвало оно среди простого населения Европы! Еще свежа была в памяти «Варфоломеевская ночь»– лишь за несколько месяцев до появления звезды произошла эта кровавая резня гугенотов католиками. Говорили, что звезда в Кассиопее предвозвещает кончину мира и страшный суд. Многие готовились к смерти.

Но все кончилось благополучно. Мир уцелел, и вместе с исчезновением загадочной звезды прошли и суеверные страхи. Что же, однако, совершилось в глубинах мирового пространства?

Тихо Браге очень точно измерил экваториальные координаты необыкновенной звезды, и мы теперь с уверенностью можем указать ту точку созвездия Кассиопеи, где когда-то она сияла. Эта точка находится близко от звезды κ, но, увы, ни сама κ, ни одна из многочисленных слабых звездочек в этой области неба не может считаться «звездой Тихо Браге». Слишком уж обычны для этого их физические характеристики.

В 1952 г., то есть спустя ровно 380 лет после описанного события, было обнаружено, что как раз из того места, где когда-то вспыхнула необычайная звезда, исходят довольно слабые потоки космических радиоволн. И эти трудноуловимые радиосигналы – пока все, что осталось от поразительного небесного фейерверка. Точнее, все, что пока удалось обнаружить. По современным представлениям «звезда Тихо Браге»– одна из сверхновых звезд.

Несовершенство земных телескопов мешает пока увидеть как сжавшуюся до пределу звезду Тихо Браге, так и окружающую ее «радиотуманность». Лишь радиоволны, порожденные этой туманностью, свидетельствуют ныне о когда-то бывшей грандиозной космической катастрофе.

В созвездии Кассиопеи находится самый мощный на всем небе источник радиоволн, называемый условно «Кассиопея-А». Поток радиоволн из этой области неба во много раз мощнее радиоизлучения звезды Тихо Браге.

В 1951 г. на фотопластинках, чувствительных к красному свету, были зафиксированы обрывки небольшой радиотуманности, связанной с «Кассиопеей-А». По скорости расширения туманности подсчитали, что породивший ее взрыв произошел около 300 лет назад. Значит, и «Кассиопея-А», мощнейшая на земном небе космическая радиостанция, обязана своим возникновением вспышке сверхновой звезды.

Мы указали сейчас на две достопримечательности созвездия Кассиопеи, которые ни в один оптический телескоп, конечно, не увидишь. И все-таки интересно знать точки неба, где находятся эти совершенно уникальные объекты.

У сверхновых звезд взрывы предельно мощны, и они, по-видимому, приводят к необратимому изменению звезды. Но у некоторых звезд подобные вспышки могут совершаться неоднократно, причем чем меньше энергетические масштабы вспышек, тем чаще такие вспышки повторяются. Речь идет о так называемых «новых» и «новоподобных» звездах.

В созвездии Кассиопеи есть две весьма своеобразные звезды,  γи  ρ, которые можно отнести к классу новоподобных звезд.

Звездой γ  Кассиопеи астрономы заинтересовались еще в прошлом веке. С первого взгляда она как будто ничем не замечательна. Но в спектре звезды выделяются светлые «эмиссионные» линии – явный признак мощных движений раскаленных газов в атмосфере звезды.

Блеск  γКассиопеи подвержен неправильным и иногда резким изменениям. Например, в 1937 г. она стала самой яркой звездой созвездия. Вероятно, звезда испытала нечто вроде взрыва, атмосфера ее расширилась и часть газов была выброшена в пространство. После этого звезда несколько успокоилась, но неожиданные взлеты блеска наблюдались и впоследствии. Бывают периоды, когда  γКассиопеи становится звездой 1,6 ^m, а в периоды минимума блеска она не ярче звезд 3 ^m.

Иначе ведет себя  ρКассиопеи. Большую часть времени ее блеск неизменен и близок к 4 ^m. Но иногда наступают не вспышки, а, наоборот, спады блеска до 6,2 ^m, и тогда  ρКассиопеи становится недоступной для невооруженного глаза. Причины таких странных колебаний блеска пока совершенно не ясны. Можно сказать лишь одно: как γ ,так и  ρКассиопеи – беспокойные, «нестационарные» звезды с неустойчивыми атмосферами. Разгадка причин звездных вспышек, как грандиозных, так и сравнительно небольших, несомненно, обогатит атомную физику и новыми фактами и новыми идеями.

Обратите теперь внимание на двойную звезду  ηКассиопеи. Главная звезда 3,7 ^m– желтоватый гигант, спутник 7,4 ^m– маленькая красная холодная звездочка с температурой поверхности, близкой к 3000 К. Обе звезды, удаленные на небе друг от друга на 10 секунд дуги, обращаются вокруг общего центра тяжести с периодом 526 лет. Они сравнительно близки от Земли – события в этой двойной системе мы видим с запозданием в двадцать лет.

В созвездии Кассиопеи есть желтая карликовая звездочка 5,3 ^m, обозначенная буквой  μ. Она примечательна своим очень быстрым полетом в пространстве. Каждую секунду она удаляется от нас почти на 100 км и при этом смещается и в поперечном направлении. За тысячелетие она проходит расстояние на небе, равное удвоенному видимому поперечнику лунного диска. Впервые в звездные каталоги она была занесена Тихо Браге.

Между звездами  δи  εв темные ночи можно рассмотреть два небольших рассеянных звездных скопления NGC 457 и NGC 581. Первое имеет видимый поперечник 14' и включает в себя 50 звезд. Второе – малочисленное. В нем 30 звезд расположены на участке поперечником в 6'. Из рассеянных скоплений это одни из самых далеких. До первого из них расстояние равно 2100 пк, до второго – 2500 пк. Эти крошечные для земного наблюдателя небесные объекты в действительности имеют поперечник в 8,5 и 4,8 пк. В небольшой телескоп они весьма невзрачны. Тем интереснее сравнить их в дальнейшем с Плеядами – близким к нам и самым эффектным на небе рассеянным звездным скоплением.

Цефей

 

Он был глухонемым, этот высокий юноша с тонкими правильными чертами лица. Каждую звездную ночь он внимательно наблюдал одну из звезд созвездия Цефея, ту самую, которая в звездных каталогах обозначена буквой δ. Иногда Звезда казалась ярче обычного, иногда, наоборот, слабее. Не обман ли чувств эти странные колебания блеска?

Проходят дни, недели, и в конце концов всякие сомнения отпадают. Регулярно, с размеренностью хорошего часового механизма, δ Цефея через каждые пять с четвертью суток достигает максимума блеска, плавно опускаясь затем до минимума.

Вычислен блеск звезды в разные моменты времени, построена кривая изменения блеска, свидетельствующая о периодическом «подмигивании»  δЦефея. Сделано, в сущности, даже больше – открыт новый класс переменных звезд, «цефеид», названных так в честь главной представительницы этого класса.

Автор открытия – Джон Гудрайк, родом из Голландии, получивший образование в Англии. За год до открытия первой цефеиды в 1782 г. Королевское общество Великобритании присудило ему высшую награду – медаль Копли – за открытие переменности Алголя, одной из главных звезд в созвездии Персея. Этот талантливый молодой исследователь умер очень рано, в 1786 г., 21 года от роду. Но астрономы – счастливые люди. Следы их трудов связаны с самыми долговечными объектами, какие только может наблюдать человеческий глаз.

Если вы захотите сами убедиться в переменности  δЦефея, вам в какой-то степени придется повторить работу Гудрайка. Впрочем, не пугайтесь: сделать это сравнительно легко. Поблизости от  δЦефея видны звезды  ξ(3,6 ^m),  ε(4,2 ^m), и  ν(4,5 ^m). Будем сравнивать блеск переменной звезды с блеском этих постоянных «звезд сравнения». Допустим, что в момент наблюдения  δЦефея явно слабее ξ,но ярче ε. Разделим мысленно интервал блеска между звездами сравнения на 10 равных частей и попробуем оценить, каково положение в этом интервале переменной звезды. Если, скажем,  δЦефея во столько же раз слабее ξ, во сколько раз ярче ε, то оценку блеска надо записать так: ξ5 δ5 ε. В другие моменты могут получиться иные оценки, например: ξ3 δ7 εили ξ6 δ4 ε. Зная звездные величины ξ; и ε, легко пропорциональным делением вычислить блеск переменной. Ипогда  δЦефея становится слабее ε, и тогда звездами сравнения могут служить  ξи  νили  εи ν.

Сделав в течение двух-трех недель десяток оценок, постройте график изменения блеска звезды  δЦефея: по его горизонтальной оси отложите моменты времени, по вертикальной – видимый блеск. Чем больше будет сделано наблюдений, тем более явным станет периодический характер изменения блеска  δЦефея.

Повторяем, что блеск  δЦефея меняется удивительно ритмично. Период изменения ее блеска определен с очень большой точностью – 5,366341 суток. От периода к периоду характер колебания блеска практически не меняется, и поэтому для цефеид и других периодических переменных звезд астрономы строят сводную, или «среднюю» кривую, сводя все наблюдения к одному периоду (рис. 31).

рис. 31

Быстрый взлет блеска до 3,6 ^mи сравнительно медленное его падение до 4,3 ^m– такая картина характерна и для   δЦефея и для похожих на нее других звезд, названных цефеидами .Наблюдения показывают, что вместе с блеском колеблются и другие физический характеристики   δЦефея – ее цвет, температура, скорость по лучу зрения. Колеблется даже спектральный класс – в максимуме блеска   δЦефея – звезда класса F5, в минимуме ее спектр характерен для звезд класса G2.

Нелегко было разобраться во всех этих сложных явлениях, но сейчас природа цефеид в общих чертах выяснена. Это – звезды-гиганты беловато-желтого цвета, у которых по каким-то не вполне пока понятным причинам внутреннее равновесие нарушено. Подобно сердцу они непрерывно пульсируют, меняя при этом и блеск и другие физические характеристики. Пульсации цефеид, как и всё в мире звезд, грандиозны. Их радиусы изменяются на миллионы километров, что в среднем, однако, составляет лишь около 5% средней величины радиуса звезды.

Когда цефеида максимально сжата, температура ее поверхности становится наибольшей, и в этот момент звезда достигает максимума блеска. Наоборот, наибольшим размерам звезды соответствуют наименьшая ее температура и минимум блеска.

Странная картина наблюдалась бы на Земле, если бы наше Солнце было цефеидой. Но Солнце – желтый карлик, а цефеиды – желтые сверхгиганты, и в их физической природе мало общего.

В созвездии Цефея есть еще одна яркая цефеида – звезда  βэтого созвездия. У нее очень короткий период изменения блеска – всего 0,19 суток, да и амплитуда весьма мала – 0,05 ^m. Для невооруженного глаза она всегда кажется одинаково яркой, но очень чувствительные астрономические фотометры четко улавливают и такие ничтожные колебания блеска. Повторяются они столь же строго периодично, как и у  δЦефея, но  βЦефея все же не типичная «классическая цефеида». Она входит в особый класс переменных звезд типа  βБольшого Пса. Все они гораздо горячее обычных цефеид и являются горячими белыми гигантами. Колебания их блеска отчасти вызваны пульсациями, но вполне возможно, что к ним добавляются и сложные явления в атмосферах этих звезд. Здесь многое еще предстоит выяснить. А пока звезды типа  βЦефея считаются разновидностью цефеид.

На полпути между  αи  δЦефея, недалеко от прямой, соединяющей эти звезды, есть уникальная звезда, обозначенная буквой μ. Ее необыкновенный темно-красный цвет обратил на себя внимание еще Вильяма Гершеля, который назвал  μЦефея «гранатовой» звездой. Как прозрачная капелька крови, сияет в глубине небес это красное солнце – самая красная из всех ярких, доступных невооруженному глазу звезд. Цвет  μЦефея особенно хорошо заметен, если в бинокль сначала посмотреть на белую звезду  αЦефея, а затем сразу на «гранатовую» звезду. И здесь не обман зрения, не какие-то психофизиологические эффекты – нет, на самом деле это одна из самых холодных звезд, температура поверхности которой вряд ли превышает 2300 К.

«Гранатовая» звезда от Земли весьма далека – мы ее видим с «опозданием» почти в тысячу лет. Тем не менее  μЦефея – одна из тех немногочисленных звезд, у которых удалось непосредственно (с помощью интерферометра) измерить поперечник. По размерам  μЦефея – одна из величайших звезд, ее диаметр почти в 1500 раз больше солнечного.

Подмечено, что блеск  μЦефея не всегда постоянен, но меняется довольно неправильным образом, причем иногда амплитуда колебаний достигает 0,6 ^m. Советскому исследователю переменных звезд В.П.Цесевичу с большим трудом удалось установить, что в этих, с первого взгляда совершенно беспорядочных колебаниях блеска есть некоторые закономерности. Сложную кривую изменения блеска  μЦефея можно рассматривать как результат сложения трех колебании с периодами 90, 750 и 4675 дней. Такие звезды называются полуправильными переменными ,и  μЦефея возглавляет один из подклассов этих звезд.

Трудно пока со всей определенностью сказать, чем вызваны колебания блеска звезд типа  μЦефея. Здесь налицо и беспорядочные (или, лучше сказать, полуправильные) пульсации звезды, и какие-то непериодические извержения раскаленных газов из ее недр в атмосферу.

В созвездии Цефея есть две примечательные двойные звезды. И это не какие-то новые, еще не упомянутые нами звезды, а уже хорошо знакомые  δи  βЦефея.

Главнейшая из цефеид имеет на угловом расстоянии в 41" спутник 7,5 ^m. Золотисто-желтая цефеида и ее голубоватый спутник представляют собой одну из наиболее красивых на всем небе пар близких звезд.

Еще интереснее система  βЦефея. Сама главная звезда – спект-рально-двойная с периодом обращения, равным периоду изменения блеска 0,19 суток. Па расстоянии 8" от главной белой звезды видна голубоватая звезда-спутник 8 ^m. Спутник, несомненно, обращается вокруг главной звезды (или, точнее, обе звезды вокруг общего центра масс) с периодом, по-видимому, близким к 50 годам. Значит, здесь перед нами физическая система из трех звезд, причем главная из них к тому же и переменная звезда весьма сложной природы, задающая астрономам немало загадок.

Дракон

                                

С самой яркой оранжевой звездой  γэтого созвездия связана одна любопытная и поучительная история. В 1725 г. английский астроном Брадлей решил доказать истинность гипотезы Коперника. Хотя со времени опубликования книги великого польского астронома прошло 182 года, его идеи о движении Земли вокруг Солнца оставались лишь гениальной догадкой, фактами еще не подтвержденной.

Если Земля на самом деле обращается вокруг Солнца, ближние звезды должны смещаться на фоне звезд более далеких, описывая в течение года крошечный эллипс – своеобразное «отражение» в небесах земной орбиты.

Чем дальше предмет, тем меньше его кажущееся «параллактическое» смещение,– вспомните, как смещаются предметы при наблюдении из окна мчащегося поезда. Быстро проносятся мимо телеграфные столбы на фоне далекого леса; постепенно, хотя гораздо медленнее, меняется панорама местности; а облака и тем более Солнце, кажется, мчатся вслед за поездом, не отставая от него ни на шаг.

Звезды невообразимо далеки от Земли – это сознавал уже Коперник. Поэтому их параллактические смещения неуловимо малы. Ни Копернику, ни его ближайшим последователям обнаружить их так и не удалось.

Решил испробовать свои силы в этом очень трудном деле и Джемс Брадлей. Телескоп с микрометром на его окулярном конце Брадлей неподвижно укрепил на стене дома, направив прямо в зенит. Сделано это было вполне мотивировано – вблизи зенита искажения в положении небесных светил, вносимые земной атмосферой, всегда минимальны. Из ярких звезд, близких к полюсу эклиптики, через зенит Оксфорда ежесуточно проходит только одна звезда –  γДракона. Вот почему Брадлей и выбрал ее для параллактических измерений.

Не будем описывать подробности этой тонкой и длительной работы, на которую ушло около трех лет. Любопытен конечный итог – Брадлей обнаружил периодическое смещение  γДракона, точнее говоря, периодические изменения ее экваториальных координат. Но это было заведомо не параллактическое смещение: во-первых, оно получилось слишком большим (около 20"), а во-вторых, направленным иначе, чем ожидалось. Потом уже выяснилось, что и другие звезды в течение года испытывают подобные же смещения и, что было особенно странным, с той же амплитудой около 20".

Брадлей искал одно, а открыл другое – оптическое явление, получившее название аберрации, света .Сущность его понять несложно. Представьте себе, что вы стоите под отвесно падающим дождем и держите в руках зонтик. Пока вы неподвижны, ручка зонтика направлена, естественно, вертикально. Но если вы броситесь бежать, ваша рука инстинктивно наклонит зонтик вперед.

А теперь сравните это с другой, аналогичной картиной. От звезды, находящейся в зените, к наблюдателю в вертикальном направлении идут лучи света. Роль зонтика играет телескоп. Будь Земля неподвижной, телескоп следовало бы направить в зенит. На самом деле при движении Земли скорость света складывается со скоростью звезды относительно наблюдателя. В итоге сложения двух скоростей лучи звезды из вертикальных превратятся в наклонные, и звезду наблюдатель увидит не в зените, а чуть смещенной в сторону движения самого наблюдателя.

Брадлей не только открыл новое явление природы, но и доказал опытным путем, что земной шар действительно обращается вокруг Солнца,– ведь не будь этого движения Земли, не было бы и аберрации.

Другая достопримечательность созвездия Дракона интересна не только по историческим воспоминаниям, но и сама по себе, как один из замечательных объектов на земном небе. Речь идет о яркой планетарной туманности, расположенной неподалеку от звезды  ξэтого созвездия. В большой школьный рефрактор она хорошо видна как круглое туманное сравнительно яркое (8 ^m) пятнышко. Условное обозначение этой туманности NGC 6543.

Еще в 1864 г. английский астроном Геггинс избрал туманность в Драконе «пробным камнем» для первых спектроскопических наблюдений этих загадочных объектов. Спектральный анализ еще только зарождался, и Геггинс наблюдал спектр туманности Дракона визуально, присоединив спектроскоп к окулярной части телескопа. Велико было его удивление, когда вместо привычной радужной полоски спектра поглощения, характерного для большинства звезд, он увидел только три яркие разноцветные линии на совершенно темном фоне. Вопреки ожиданиям, туманность Дракона оказалась состоящей не из звезд, а из светящихся газов. Впервые спектроскоп доказал, что в мировом пространстве, кроме звезд и планет, есть исполинские облака разреженных и светящихся газов.

О туманности Дракона мы теперь знаем много интересных подробностей. Измерено расстояние до нее – 1000 пк. Определен поперечник туманности – около 7000 а. е. Выявлены подробности ее физического строения.

Туманность расширяется во все стороны от своего ядра – очень горячей звездочки 11-й зв. величины, которую в мощные телескопы можно различить в центре туманности. Это – одна из очень горячих звезд, и температура ее поверхности, по-видимому, близка к 57 000 К!

Упомянув о расширении туманности, мы должны подчеркнуть, что проявляется оно только в смещении спектральных линий – внешне туманность выглядит такой жe неизменной, как ее фотография. Только через века астрономы получат фотоснимки туманности, существенно отличающиеся от современных. Почти все объекты звездного мира издали выглядят спокойными и неизменными. На фотографиях видна сложная внутренняя структура туманности Дракона, что нетипично для «классических» планетарных туманностей, похожих на ту, которую мы увидим в созвездии Лиры, Поэтому туманность Дракона считается аномальной планетарной туманностью (рис .32)

рис .32

Из двойных звезд созвездия Дракона обратите внимание на три звезды: ν, ε, μ. Первая из них принадлежит «голове» Дракона. Она состоит из двух звездочек 5-й зв. величины, разделенных промежутком в 62". Пара эта – оптическая, легко различимая даже в театральный бинокль. Проверьте по  νДракона остроту вашего зрения: если в темную прозрачную звездную ночь вы отчетливо различаете обе звезды, значит, зрение у вас отличное.

А для большого школьного рефрактора хорошей проверкой его «зоркости» (то есть разрешающей способности) могут служить наблюдения двух других двойных звезд. Обе эти пары звезд – физические двойные системы. Главная звезда в системе  εДракона 4,0 ^mимеет спутник 7,6 ^mна расстоянии 3,3". Звезда μ. Дракона состоит из двух звезд равного блеска (5,8 ^m), разделенных промежутком в 2". Период обращения в этой системе близок к 1500 годам.

Повторяем, что перечисленные двойные звезды – трудный объект для трехдюймового рефрактора, а с меньшими инструментами рассчитывать на успех и вовсе нельзя.