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

далее чем приблизительно 25 пс (около 80 све­ товых лет). В случае более далеких звезд па­ раллакс становится слишком мал, чтобы его можно было измерить нашими современными инструментами. Такие расстояния определя­ ются другими методами, входить в подробно­ сти которых мы здесь не имеем возможности.

Кратные звезды

Если не говорить об упомянутых вс вве­ дении оптических двойных звездах, которые лишь кажутся близкими друг к другу, а на самом деле разделены в пространстве боль­ шим расстоянием по лучу зрения, то число

физических двойных звезд оценивается 20%

от общего числа звезд, видимых невооружен­ ным глазом.

Эти звезды образуют системы из двух или более компонентов (отдельных звезд), движу­ щихся вокруг общего центра масс. Более яр­ кий компонент обозначают А, следующие по яркости — В, С и т. д. В противоположность неинтересным в научном отношении оптичес­ ким двойным звездам они являются объек­ тами постоянных наблюдений, так как они и их движения, 'а также спектры доставляют ценные сведения о массах, диаметрах и плотностях звезд. По возможностям наблю­ дения физические двойные звезды разделя­ ют на несколько классов:

1. Визуальные двойные звезды при на­ блюдениях с достаточно мощным оптиче­ ским инструментом разрешаются на компо­ ненты. Разрешение их происходит тем уве­

212

реннее, чем больше расстояние между ними и чем меньше различаются их видимые вели­ чины (при слишком большом различии блеска слабую звезду трудно заметить рядом с яркой). Из известных до сих пор прибли­ зительно 30 000 визуальных двойных для 300 можно вычислить точные орбиты и тем самым их период обращения вокруг центра масс системы и массы компонентов.

2. Спектральные двойные звезды не раз­ решается со средними телескопами, так как их компоненты слишком близки друг к дру­ гу. Только исследование их спектра позволя­

прямых наблюдениях с целью их разреше­ ния. Плоскость орбиты этих звезд проходит точно через луч зрения Земля — звезда. Ор­ биту этих двойных можно определить лишь из наблюдений их света (по-гречески «фотос» — свет, «метрейн» — измерять), измене­ ние которого происходит при закрытии одно­ го компонента другим (см. раздел «Перемен­ ные звезды»).

4. Кроме того, существуют двойные звез­ ды, в которых наличие спутника видимой звезды можно только предполагать, посколь­ ку в движении главной звезды обнаружива­ ются возмущения, которые можно объяснить, только допустив существование притяжения со стороны другого тела. Иногда такие тем­ ные тела, согласно вычислениям, имеют ти­ пичные планетные массы, так что предполо­ жение о системах, аналогичных нашей Сол­

213

нечной системе, отнюдь не является совер­ шенно необоснованным.

Успешность любительских наблюдений визуальных двойных зависит прежде всего от увеличения и диаметра объектива исполь­ зуемого инструмента. В приводимой таблице

перечислены некоторые двойные звезды, ко­ торые разрешаются на компоненты уже при помощи бинокля или небольшого телеско­ па. Особенно привлекательными оказывают­ ся при этом такие двойные, компоненты ко­ торых как представители разных спектраль­ ных классов отличаются по цвету. (Звезды легко найти с помощью наших карт звездно­ го неба.)

Звездные скопления

С еще более богатыми системами мы имеем дело в звездных скоплениях. Некото­

214

рые из рассеянных скоплений можно наблю­ дать даже невооруженным глазом; в би­ нокль они являют собой прекрасное зрелище (например, Плеяды, Ясли и др.). Число изве­ стных рассеянных звездных скоплений в на­ шем Млечном Пути приближается к 340. Ко­ личество звезд в скоплении меняется в пре­ делах от нескольких десятков до нескольких тысяч. При этом звезды скопления распреде­ лены большей частью по площади, диаметр которой составляет от 5 до 20 световых лет.

Для наблюдения с биноклем пригодны следующие скопления (таблица на стр. 216).

Шаровые звездные скопления, из кото­ рых около 120 принадлежат к системе Млеч­ ного Пути, распределены пространственно симметрично в шарообразной полости диа­ метром около 130 000 световых лет. В других галактиках тоже обнаружены шаровые звездные скопления. Кроме их сильной кон­ центрации к центру, имеются другие отличия от рассеянных звездных скоплений: количе­ ство звезд в них даже с помощью современ­ ных телескопов нельзя точно подсчитать, но оценки показывают (в случае самых бога­ тых), что их «население» достигает миллио­ нов звезд.

По диаметру шаровые скопления пре­ восходят рассеянные в десятки раз. По возрасту шаровые скопления (около 5— 6 миллиардов лет) тоже резко отличаются от рассеянных (от нескольких миллионов до нескольких сотен миллионов лет).

Таблица на стр. 217 содержит особенно красивые шаровые скопления.

215

Открытые советским астрономом акад.

В. А. Амбарцумяном звездные ассоциации

являются группами физически очень похо­ жих друг на друга звезд. Они имеют еще более разреженную структуру, чем рассеян­ ные звездные скопления, и поэтому занимают

еще большую площадь на небе. Прежде всего на основе спектральных данных Амбарцу­ мян пришел к выводу, что звездные ассоци­ ации должны быть еще очень молодыми и состоять из звезд, связанных общностью происхождения как по месту, так и по вре­ мени.

Переменные звезды

Известно около 15 000 звезд, которые правильным или неправильным образом, бы­ стро или медленно, на единицы или доли звездных величин изменяют свой блеск. При­ чины этих изменений в разных случаях

217

совершенно различны. В зависимости от этого переменные звезды делят на два класса.

Оптические переменные звезды, собствен­ но говоря, не меняют своей светимости, они только время от времени закрываются более темным спутником (процесс, аналогичный солнечному затмению) и потому в такие мо­ менты кажутся нам менее яркими. К этим оптическим или затменным переменным от­ носятся звезды, названные по их типичным представителям — звездами типа Алголя и типа Р Лиры. Итак, это те звезды, у которых плоскости орбит спутников проходят через луч зрения наблюдателя.

Физические переменные звезды образуют второй класс. У них действительно меняется светимость. Причина изменения светимости ряда из них заключается в расширении и по­ следующем сжатии тела звезды. При этой

218

пульсации происходит изменение ее темпе­ ратуры, площади излучающей поверхности, а отсюда и светимости звезды. К этой группе принадлежат звезды типа 6 Цефея (цефеи­ ды) и звезды типа Мира Кита, причем по­ следние имеют большие периоды пуль­ саций.

У ряда. других звезд переменность вызы­ вается периодическими выбросами (эрупциями) вещества. Между прочим, именно в этой группе мы находим так называемые новые звезды. Их вводящее в заблуждение назва­ ние — они отнюдь не возникают заново — появилось в те времена, когда из-за внезап­ ного увеличения блеска таких звезд укорени­ лось именно такое объяснение. С еще боль­ шими увеличениями блеска наука сталкива­ ется в случае сверхновых.

Ниже еще раз приводится в общих чер­ тах (не полностью) схема подразделения пе­ ременных звезд. В скобках указаны обозначе­ ния, которые используются в списке некото­ рых пригодных для наблюдения переменных звезд (таблица на стр. 218).

Оптические переменные

Звезды типа Алголя (А) Звезды типа р Лиры (Р)

Физические переменные

1.Пульсационные переменные цефеиды, звезды типа Миры Кита (М)

2.Эруптивно-переменные новые, сверхновые

219

Газ, космическая пыль, туманности

В пространстве между звездами находят­ ся неравномерно распределенные большие ко­ личества космической пыли и газа, которые мы вместе называем межзвездной материей.

Ее плотность, правда, чрезвычайно низка (в среднем в куб с ребром 100 м попала бы приблизительно одна пылинка), однако она служит заметным препятствием для прохо­ дящего света звезд: он частично или пол­ ностью поглощается этим веществом и не­ сколько краснеет. Межзвездное поглощение тем самым ослабляет свет звезд, вследствие чего они кажутся нам удаленными больше, чем это есть на самом деле.

Межзвездная материя на 99% состоит из газа и на 1% — из пыли; газ и здесь на 60% состоит из водорода, на 38% — из гелия, а 2% составляют другие элементы. Пыль состо­ ит, по-видимому, из частиц тяжелых элемен­ тов, размеры которых заключены в пределах от 0,001 до 0,0001 мм. Газ и пыль всегда обнаруживаются вместе.

Пылевые облака, не освещенные сосед­ ними звездами, уже знакомы нам по различ­ ным участкам Млечного Пути как темные облака или темные туманности. Они погло­ щают свет многих находящихся за ними звезд; существование их подтверждается ра­ диоастрономическими наблюдениями. Более мелкие темные облака, имеющие вид «пя­ тачков», называют глобулами. Если пылевые облака отражают свет соседних с ними звезд, то они предстают перед нами в виде светлых

отражательных туманностей.

2 2 0

Если газовые облака облучаются сосед­ ними звездами и светятся (в этом случае они излучают свой собственный свет определен­ ных длин волн), то мы наблюдаем эмиссион­ ные туманности (эмиссия — излучение).

По форме светящиеся (газовые или пы­ левые) туманности делят на диффузные и планетарные. Диффузные туманности имеют неправильную форму, обладают рваной, час­ то вуалеобразной структурой. Планетарные туманности, получившие свое название из-за своих, наоборот, круглых очертаний, дела­ ющих их похожими на диски планет, весьма вероятно, являются остатками взрывов звезд1(сверхновых) и состоят из центральной звезды очень высокой температуры, окру­ женной большой протяженной газовой обо­ лочкой. Их диаметр может составлять не­ сколько парсеков. Свечение туманности воз­ буждается очень интенсивным ультрафиоле­ товым излучением центральной звезды.

Итак, по составу туманности делятся на 21

1)темные туманности (пыль и газ),

2)отражательные туманности (пыль),

3)эмиссионные туманности (газ).

1 Здесь в сущности опять та же ошибка, что была допущена автором при объяснении природы Крабо­ видной туманности (стр. 66). Планетарные туманности возникают на определенной стадии эволюции звезд-ги­ гантов.— Прим, перев.

2 Излагаемая автором схема деления берет за ос­ нову второстепенные характеристики туманностей. Интересующиеся этим вопросом могут найти ответ в

221