книги из ГПНТБ / Цесевич В.П. Маяки Вселенной [пер. с укр

ЗВЕЗДНЫЕ ДАЛИ

Посмотрите в безлунную ночь на небосвод. Их бес­ счетное количество — ярких и слабых, голубых, желтых, оранжевых звезд. Особенно поражает широкая туман­ ная полоса Млечного Пути, если взглянуть на нее в зри­ тельную трубу. Поле зрения телескопа усеяно при этом «звездной пылью» — даже в небольшую зрительную тру­ бу можно увидеть миллионы звезд. Чем более мощный телескоп, тем более слабые звезды можно увидеть, тем большее количество звезд можно обнаружить.

«инвентарный» список нескольких сотен тысяч звезд, которые можно видеть в небольшой телескоп. Впослед­ ствии были созданы каталоги и звездные карты южно­ го, невидимого в Европе, полушария неба. Всего прону­ меровали около двух миллионов звезд.

После этого ученые приступили к осуществлению еще более грандиозного замысла — составлению фото­ графической звездной карты. Самые точные измеритель­ ные машины дали возможность определить положения звезд и составить подробнейшие каталоги еще более сла­ бых звезд. На выполнение этой работы ушли десятки лет!

Но исчерпали ли астрономы все звезды? Конечно, нет!

10

Впоследствии эта система звездных величин была распространена и на более слабые (а также и на более

8-ой, 9-ой и т. д. величины. Теперь при помощи мощней­ ших телескопов можно получать снимки звезд 21-ой и даже 22-ой величины. Не трудно подсчитать, что звезда 1-ой величины светлее звезды 21-ой величины в сто

миллионов раз!

Блеск таких ярких светил, как Юпитер и Венера,

выражается отрицательными числами. Фотометрические измерения позволяют также выра­

жать звездные величины дробными числами, например

7, 563 звездной величины.

Таким образом, звездная величина не имеет ничего общего с размерами самой звезды,— это мера ее види­

мого блеска.

С развитием фотографического способа наблюдений ученые стали применять новый способ определе­ ния блеска звезды по снимкам звездного неба. На фо­

ленькими кружками). Чем ярче, звезда, тем «плотнее» ее изображение ■— чернее и больше по диаметру. Были изобретены специальные приборы, которые позволяют измерять этот «фотографический эффект» и таким обра­ зом определять блеск звезды. Этот способ широко при­ меняется и теперь. Кстати, он дает возможность судить

не только о блеске звезды, но и о ее цвете.

Дело в том, что фотографическая пластинка не оди­ наково чувствительна к излучению^ различных цветов. Светочувствительный слон обычной (несенсйбилизированной) фотографической пластинки, которую называ­

12

ют неочувствленной, не поддается действию красных лучей — он чувствителен главным образом к синим и фиолетовым лучам. На таком снимке оранжевые и крас­ ные звезды дают ослабленные изображения. Белые же звезды дают плотные изображения больших размеров. Теперь пластинки покрывают и другими сортами эмуль­ сий, чувствительными, наоборот, к оранжевым и крас­ ным лучам,— так называемые панхроматические. Если получить снимок неба на такой пластинке, то оранже­ вые и красные звезды дадут плотные черные изображе­ ния.

Звездные величины, определенные по обычным сним­ кам, назвали фотографическими и обычно обозначают гпф. Те звездные величины, которые являются мерой ви­ димого для глаза блеска, получили название визуаль­ ных — тв. (Правда, теперь визуальные величины звезд также определяют фотографическим путем — фотоплас­ тинка стала «заменителем» глаза. Для этого получают снимки звездного неба на панхроматических пластинках, установив перед объективом фотокамеры специально подобранное окрашенное стекло— желтый светофильтр, поглощающий синие и особенно фиолетовые лучи. Звезд­ ное небо на таком снимке изображено таким, каким его видит человек при визуальных наблюдениях). Разность «Ф~тв=С называют показателем цвета.

Чтобы связать между собой две системы звездных величин — фотографическую и визуальную, условились считать, что у белых звезд показатель цвета равен нулю.

У красных звезд показатель цвета положителен и может достигать четырех звездных величин. У голубых же звезд он отрицателен и не превышает 0,5 звездной величины.

Более детально с показателями цвета звезд вы по­ знакомитесь ниже. Здесь только заметим, что показа­

13

тель цвета зависит, в основном, от температуры светя­ щейся поверхности звезды — ее фотосферы.

Возникает интересный вопрос: почему некоторые звезды светят очень ярко, в то время как другие обла­ дают столь слабым блеском?

Видимый блеск звезды обусловливается тремя при­ чинами.

Во-первых, он зависит от ее собственной силы света, то есть от того, какое количество излучения звезда по­ сылает в мировое пространство.

Во-вторых, видимый блеск звезды зависит от рассто­ яния до звезды. В самом деле, даже очень яркая звезда, будучи удаленной от наблюдателя на громадное расстоя­ ние, покажется нам слабо светящейся. Блеск звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее.

В-третьих, блеск звезды зависит также и от того, в какой мере поглощается ее излучение в пространстве на пути к наблюдателю.

СВЕТИМОСТЬ ЗВ ЕЗД

Звезды очень далеки от нас. Самая близкая из них удалена от Солнца на 41 тыс. млрд, километров!

Вполне естественно, что для измерения столь боль­ ших расстояний пришлось ввести особые единицы дли­ ны. Очень часто используют так называемый световой год — то расстояние, которое луч света проходит за год. Световой год равен 9,46 тыс. млрд. км. Другая единица измерения расстояний называется парсек; она составля­ ет 3,26 светового года.

Ближайшая звезда удалена от нас на 1,33 парсек,

что соответствует 4дсветового года.

Астрономы получили возможность учесть влияние расстояния на блеск звезды и ввели понятие о ее абсо­

14

лютном блеске. Абсолютный блеск звезды — это такой блеск, который мы могли бы наблюдать, если бы звезда находилась от нас на расстоянии 10 парсек (32,6 свето­ вого года). Та звездная величина, которая соответство­ вала бы этому блеску, и была названа абсолютной.

Несложные подсчеты показали, что если бы наше Солнце было удалено от нас на расстояние 10 парсек, его можно было бы наблюдать как звезду примерно 4,5 звездной величины!

Стремясь к большей наглядности, астрономы ввели понятие светимости звезды, которую определяют как отношение абсолютного блеска звезды к абсолютному блеску Солнца.

Светимости звезд оказались весьма разнообразными. Существуют звезды, светимость которых достигает де­ сятков тысяч, но они встречаются сравнительно редко. С другой стороны, известно также большое количество звезд, светимость которых выражается величинами по­ рядка одной десятитысячной.

Сначала при вычислении светимости звезд предпо­ лагали, что межзвездное пространство совершенно про­ зрачно. Однако в действительности это не так. Было надежно установлено, что в некоторых частях простран­ ства расположены огромные по протяженности облака газа и пыли — темные туманности. Загораживая от нас расположенные за ними звезды, они полностью или час­ тично поглощают их излучение.

Если же свету звезды удается все-таки «пробиться» сквозь преграду и дойти до земного наблюдателя, его свойства существенно изменяются. В самом деле, по­

или даже красным. Мелкие частицы дыма, сквозь кото­ рые проходят лучи Солнца, по-разному поглощают и

15

рассеивают лучи разных цветов: лучше пропускают красные лучи и ослабляют синие и фиолетовые. Поэто­ му свет Солнца и «краснеет». Нечто подобное происхо­ дит в космосе. Вещество туманности не только поглоща­ ет излучение звезды, но и окрашивает в красный цвет ту его долю, которая все же проходит сквозь эту туман­

ность.

Это «покраснение» звезды можно определить, а за­ тем можно также вычислить полное поглощение света темной туманностью. Поэтому в настоящее время обыч­ но при определении абсолютных звездных величин, как правило, вносят соответствующие поправки на косми­ ческое поглощение света.

ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА СОЛНЦА И ЗВЕЗД

К сожалению, мы не можем увидеть диски звезд и исследовать путем непосредственных наблюдений явле­ ния, происходящие на их поверхности. Единственная звезда, у которой мы видим диск,— Солнце. Поэтому о строении звезд мы должны судить главным образом ис­ ходя из тех данных, которые можно извлечь из наблюдений Солнца и физической теории процессов, проис­ ходящих в его недрах.

Подобно звездам Солнце — огромный шар, нагретый до колоссальной температуры. По объему Солнце пре­ восходит Землю в 1301 тыс. раз, а по количеству веще­ ства — в 332 тыс. раз. Вещество Солнца притягивается к его центру, благодаря чему, несмотря на огромную температуру и быстрые тепловые движения, оно не мо­ жет рассеяться в мировом пространстве. Верхние слои солнечного вещества сдавливают своим весом нижние. Поэтому по мере углубления в недра возрастают дав­ ление и плотность. В центральных областях Солнца давление измеряется миллиардами атмосфер, а плот­

16

Такое своеобразное внутреннее строение Солнца при­ водит к возникновению весьма существенных явлений. Допустим, что где-то в недрах Солнца случайно обра­ зовалась область повышенного давления. Она будет «распирать» окружающее ее вещество, и в нем возник­ нет упругая волна, которая начнет распространяться во все стороны со скоростью звука. В условиях очень высо­ ких температур скорость звука достигает нескольких со­ тен километров в секунду. Таким образом, упругие вол­ ны могут дойти до поверхности Солнца за один-два часа!

Как мы увидим далее, такие упругие волны объяс­ няют ряд явлений, наблюдающихся у переменных звезд.

Над солнечной фотосферой расположена более раз­ реженная и холодная оболочка, сквозь которую и про­ ходит уходящее в мировое пространство излучение. Га­ зы и нагретые пары металлов оболочки поглощают не все лучи, а только те из них, которые способны погло­ щать их атомы. Происходит «избирательное» поглоще­ ние лучистой энергии. Испускаемое фотосферой излу­ чение имеет непрерывный спектр. Во внешней же обо­ лочке Солнца возникают темные спектральные линии поглощения. Поэтому, изучая при помощи спектрально­ го анализа химический состав Солнца, сравнивая на­ блюдающиеся в спектре Солнца линии поглощения с линиями тех или иных лабораторных спектров, мы ис­ следуем состав этой оболочки, а не солнечных недр.

Таковы общие свойства Солнца, а следовательно, и других звезд.

То обстоятельство, что мы видим диск Солнца и мо­ жем подробно исследовать его поверхность, позволило обнаружить и изучить ряд явлений, характерных для нашего дневного светила. Его поверхность при больших увеличениях телескопа кажется нам «рябой». Она по­

18

ство поднимается в верхние слои, а охлажденное — опус­ кается вглубь.

Иногда пора разрастается и возникает солнечное пятно — вихрь в фотосфере. Солнечные пятна обладают мощными магнитными полями. В окрестности пятна вздымаются протуберанцы — выступы, достигающие иногда большой высоты.

В последнее время были тщательно исследованы кратковременные местные «перегревы» солнечной фото­ сферы — вспышки. Иногда, без всякой периодичности, на сравнительно небольших частях солнечного диска воз­ никает «яркая» область, обильно излучающая ультрафио­ летовые лучи. Это и есть вспышка. Создается впечатле­ ние, будто из недр Солнца вырывается перегретое внут­ реннее вещество, которое в короткий промежуток време­ ни рассеивается в фотосфере и окружающем простран­ стве.

Обычно вспышка сопровождается всплеском солнеч­ ного радиоизлучения, а также вызывает бурные движе­ ния в верхней части солнечной оболочки — в его короне.

Все эти явления — грануляция, пятна, протуберанцы и вспышки на поверхности Солнца привлекли внимание астрономов к проблеме конвекции. Некоторые известные астрономы считают, что возникновение вспышек вызвано сочетанием бурных конвективных движений с вращением Солнца вокруг его оси. При этом должны возникать сильные магнитные поля.

Возникают ли конвективные явления в недрах звезд? Оказывается, что конвекция возникает при определен­ ном распределении температуры в разных частях звез­