книги из ГПНТБ / Уллерих К. Ночи у телескопа путеводитель по звездному небу

нее с ребра (рис. 34); вид сверху на этот диск представляет собой спираль. Солнце находит­ ся далеко (25 000 световых лет) от галактиче­ ского центра, расположенного в направлении на созвездие Стрельца. Полная масса Галак­ тики оценивается примерно в 100 миллиар­ дов солнечных масс, около 10% этой величи­ ны падает на межзвездное вещество.

Независимо от своего собственного движе­ ния звезды Млечного Пути совершают дви­ жение вокруг центра системы. В районе Солнца эта скорость составляет 250 км/сек; вместе со своими планетами оно совершает оборот вокруг центра Млечного Пути за 200 миллионов лет.

Наблюдение Млечного Пути оправдывает себя при использовании светосильного бинок­ ля. Он позволяет наблюдать многочисленные облака, а также затемненные межзвездной материей области (см. раздел «Млечный Путь» в главе «Созвездия»).

З в е з д ы

Размеры звезд

Измерение диаметров звезд представляет трудную задачу. Лишь диаметр Солнца вы­ числить сравнительно просто, но все другие звезды даже в крупнейший телескоп видны как точки.

Несмотря на это, ученые нашли спо­ соб измерять диаметры звезд. Это можно сделать, например, измерив время прохожде­ ния темного спутника в затменной перемен­

202

ной звезде перед ярким компонентом и зная орбитальную скорость спутника. Такой спо­ соб позволяет вычислить диаметры обоих компонентов.

Размеры большинства звезд заключены между величиной диаметра Земли и разме­ ром планетных орбит. В редких случаях они более чем в 2000 раз больше диаметра Солнца. Современное деление звезд на классы, которые представляют собой одновременно так назы­ ваемые классы, светимости (см. ниже раздел «Светимость»), различает:

I.Сверхгиганты. II. Яркие гиганты.

III.Гиганты.

IV. Субгиганты.

V. Карлики.

Определить массу звезд тоже не просто. Надежные результаты дает применение третьего закона Кеплера (см. главу «Откры­ тие Вселенной»), особенно при исследовании орбит двойных звезд. Различия масс не так велики, как различия диаметров; они лежат в интервале от 0,05 до 50 солнечных масс (ес­ тественно, могут существовать и звезды с еще меньшей массой, которые еще не открыты).

Плотность звезды определяется непосред­ ственно соотношением массы и диаметра. На­ пример, большая плотность характерна для карликов, масса которых сосредоточена в ма­ лом объеме, и малая — для гигантов и сверх­ гигантов, у которых лишь ненамного боль­ шая масса занимает значительно больший объем.

203

Температура и цвет

Когда мы говорим о температурах звезд, то подразумеваем под этим их поверхностную температуру, которую можем измерить. Уве­ личение температуры к центру звезды можно получить только путем вычислений. Величи­ на температуры зависит от выделения энер­ гии в звездах и колеблется между 3000°К и 50 000°К, причем бывают исключения до

100 000°К.

Цвет звезд служит видимым проявлением их поверхностной температуры. Низкая тем­ пература соответствует красноватой окраске, затем следуют все видимые цвета, как это имеет место с раскаленным в кузнице куском железа (оранжевый, желтый, белый) до са­ мых горячих звезд, которые кажутся голубо­ вато-белыми.

Спектры, звезд

Если свет светящегося тела земного или внеземного происхождения разложить с по­ мощью особого аппарата — спектроскопа — на составные части, то получается спектр све­ та. Это цветная полоса, в которой различ­ ные длины волн «рассортированы» по поряд­ ку. Такое спектральное разложение света мы наблюдаем, например, в радуге; здесь мел­ кие водяные капли в воздухЬ действуют как спектральный прибор. Иногда можно наблю­ дать также спектр солнечного света, если под определенным углом зрения смотреть на шлифованные края стеклянных листов.

Свет каждого раскаленного и потому све­ тящегося вещества имеет свой определенный

204

состав, по которому одно вещество можно от­ личить от другого. Светящиеся твердые или жидкие вещества дают сплошной (непрерыв­ ный) спектр, приблизительно такой, как мы видим в радуге. Светящиеся газы, напротив, излучают в отдельных светлых линиях (так называемый эмиссионный спектр). Каждому химическому элементу соответствуют неиз­ менные линии в спектре. Если, как в случае Солнца и звезд, вокруг светящегося тела есть еще газовая оболочка (атмосфера), то она поглощает его излучение тоже в определен­ ных длинах волн, а именно в тех, в которых ее газы излучали бы сами, будучи в нагретом состоянии. Так возникают темные линии,

названные линиями Фраунгофера по имени их первого исследователя. Спектр такого ви­ да называют спектром поглощения. При по­ мощи этих линий, а также ярких линий эмис­ сионного спектра можно определить состав и температуру звезды. Эти исследования надеж­ но доказали, что во Вселенной, за совершенно незначительными исключениями, не сущест­ вует элементов, кроме имеющихся у нас на Земле, т. е. что Вселенная в этом смысле едина. В спектре Солнца содержится около 20 000 линий Фраунгофера.

Спектральный анализ—важнейший метод исследования в астрофизике. Исследование спектров звезд привело к их классификации. В каждый спектральный класс попадают все звезды, спектры, а следовательно, температу­ ры и химический состав которых одинаковы или близки друг к другу. Десять спектраль­ ных классов обозначаются большими буква­

205

ми, причем классификация уточняется добав­ лением к каждой букве одной из десяти цифр

(от 0 до 9). Выбор букв W, О, В, A, F, G, К,

М, R, N унаследован от ранней классифика­ ции и соответствующих ей обозначений. Осо­ бенности спектров отмечаются дополнитель­ ными знаками.

Так как каждому типу спектра соответст­ вует определенная температура, из обозначе­ ния типа можно узнать химический состав, температуру и цвет соответствующей звезды. Например, звезда А5 — белая водородная звезда с температурой около 10 500°К. Табли­ ца на стр. 207 содержит характеристики неко­ торых основных спектральных классов (спек­ тральные классы ярчайших звезд указаны в таблице 1 в приложении).

Светимость

Под светимостью мы понимаем количе­ ство энергии, излучаемое звездой в 1 сек. Она зависит прежде всего от температуры (более горячие звезды имеют большую свети­ мость) и, во-вторых, от диаметра (гиганты изза больших размеров светящейся поверхности имеют более высокую светимость). Сущест­ вуют звезды со светимостью в 100 000 раз больше солнечной и в то же время другие — в 10 000 раз меньшей.

Так как для определения свойств звезды наряду с видом спектра очень важна также светимость, ввели понятие классов светимо­ сти (см. выше раздел «Размеры звезд»). Для этого используют деление звезд по размерам на гиганты и карлики (от I до V) и добавля-

206

ют эти цифры к обозначению спектрального класса. Например, для класса светимости Проциона в Малом Псе таким образом полу­ чается обозначение F5 IV, т. е. он является похожей на Солнце водородно-кальциевой звездой (F), субгигантом (IV) с температурой

около 7000°К (5).

Добавление обозначений I—V для харак­ теристики размера к спектральному классу необходимо, так как звезды одного спект­ рального класса, т. е. с одинаковой темпера­ турой, но являющиеся, скажем, сверхгиган­ том и карликом, уже внутри этой группы [внутри одного спектрального класса. — Перев.] обладают совершенно разными значе­ ниями светимости.

Блеск

введенное в весьма давние времена, сохране­ но и поныне, но уточнено. Так, современное значение блеска Полярной равно 2т ,12.

Наш глаз оценивает блеск по-другому, не­ жели, например, фотографическая пластинка. Если блеск звезд измеряется фотографически, то получается обычно значение, не совпадаю­ щее с глазомерной оценкой. Во всех табли­ цах, предназначенных для любителя астро­ номии, дается звездная величина, измеренная визуально, если не оговаривается другое.

Но величина блеска звезды, полученная фотографически или визуально, не дает пред­ ставления об истинной светимости звезды.

208

Понятие абсолютной звездной величины

устраняет зависимость от расстояния. При этом все звезды представляют помещенными на одном расстоянии 10 парсек1(около 33 све­ товых лет). Соответствующий блеск (в звезд­ ных величинах) называют абсолютной звезд­ ной величиной звезды (иногда вместо m при­ меняют обозначение М). Абсолютная звезд­ ная величина Солнца (видимый блеск —26т ) составляет + 4М,7, а Ригеля в Орионе —6м, несмотря на его видимую звездную величину (блеск) 4-0т ,2 (см. таблицу ярких звезд в при­ ложении). На основе взаимной зависимости между видимой величиной, абсолютной ве­ личиной и расстоянием можно при известном расстоянии вычислить абсолютную величину звезды и наоборот.

Иначе обстоит дело с звездной величиной планет и Луны, которые получают свой свет от Солнца. Их видимая звездная величина за­ висит от их расстояния от Солнца в данный момент (освещенность от Солнца), от их рас­ стояния от Земли (видимых размеров диска планеты) и от их альбедо (отражательной спо­ собности тела).

Расстояния

Световая секунда и производный от нее световой год образуют меру расстояний в астрономии. Но наряду с ними используется парсек (пс), получивший свое название по ме­ тоду измерения расстояний.

1 О единице расстояния «парсек» см. стр. 211.—

Прим. ред.

209

Издавна точке зрения о движении Земли вокруг Солнца противопоставлялось то, что такое перемещение Земли должно отражать­ ся и на видимом движении звезд, так же как вращение Земли вокруг своей оси вызывает видимое суточное движение Солнца. Но это соображение неверно в случае звезд. Таким образом, отсутствовало еще одно важное зве­ но в цепи доказательств правильности теории о центральном положении Солнца в нашей планетной системе. Но этим доказательством астрономы и не могли заручиться, пока точ­ ность измерительных инструментов не соот­ ветствовала огромным расстояниям до звезд. Только около 120 лет назад астроному Бессе­ лю после продолжительных измерений уда­ лось доказать существование такого «отра­ женного» движения звезд.

Из величины этого видимого движения звезд получается также их расстояние от нас, если считать известным расстояние от Земли до Солнца. Чем ближе к нам звезда, тем боль­ ше тот угол я, под которым наблюдатель на звезде увидит диаметр земной орбиты. Этот угол называют параллаксом.

Способ расчета расстояния до звезды из возникшего таким образом треугольника сле­ дует из простых тригонометрических формул, так как в нем известны два измеренных угла и прилежащая к ним сторона (рис. 35).

Естественно, при больших расстояниях до звезд параллакс чрезвычайно мал, что и де­ лало его неизмеримым столь длительное вре­ мя. Ближайшая к нам яркая звезда а Цен­ тавра имеет максимальное значение парал-

210

Звезда

П араллакс

Весна

Зима

Осень

Орбита Земли

Рис. 35. Определение расстояния до близкой звезды путем измерения ее параллакса.

лакса 0", 765, т. е. менее угловой секунды (одна 3600-я доля градуса!).

Этому методу определения расстояний до звезд и их параллаксу обязан своим проис­ хождением. как меры расстояний, «парсек» : парсек — это расстояние, с которого диаметр земной орбиты виден под углом в одну угло­ вую секунду. Парсек соответствует приблизи­ тельно 3,26 светового года. Метод тригономе­ трического параллакса измерения расстояний применим лишь к звездам, удаленным не

2 1 1