Гиганты и карлики звездного мира

 

Как снять мерку со звезды, если даже в самый мощный телескоп ее диска не видно – так мал его угловой диаметр! Даже в 254‑метровый телескоп все звезды видны, как точки. Тут нам опять помогает физика. Физика умеет вычислить полную энергию, испускаемую одним квадратным сантиметром поверхности. Она пропорциональна четвертой степени температуры тела. Если мы разделим определенную таким образом полную энергию, испускаемую звездой, на энергию, испускаемую 1 квадратным сантиметром ее поверхности, то мы получим, очевидно, величину поверхности звезды. Звезда – шар, и, зная ее поверхность, каждый школьник сможет уже вычислить ее диаметр.

Как Земля среди планет, так и Солнце среди звезд ничем особенным не выделяется. Мы бы не узнали его среди миллионов подобных ему солнц, рассеянных в нашей звездной системе, если бы были от него на расстоянии ближайших к нам звезд.

Из известных звезд наибольшей является звезда VV в созвездии Цефея. Она больше Солнца по диаметру в 1100 раз. Есть звезды, которые много меньше Солнца, и их еще больше, чем звезд, подобных нашему Солнцу. Это звезды‑карлики, к которым принадлежит и Солнце. И самые крупные звезды и самые мелкие красного цвета принадлежат к наиболее холодным. Но еще меньше, чем эти красные карлики, как их называют, белые звезды‑карлики.

 

Размеры гигантских звезд в сравнении с Солнцем.

 

По своим размерам белые звезды‑карлики являются наименьшими из звезд. Их размеры сравнимы с размерами планет, а иногда бывают даже меньше, чем Земля. Примером белого карлика является спутник Сириуса. Эта слабая звезда обращается около Сириуса подобно планете, однако ее масса почти равна массе Солнца, и она излучает собственный свет.

Средняя плотность белых звезд‑карликов необычайно высока: она в тысячи раз превосходит плотность воды. Плотность одной белой звезды‑карлика так велика, что если бы ее веществом наполнить наперсток, он смог бы уравновесить паровоз (плотность 50 тонн на кубический сантиметр).

На Земле мы не знаем веществ, которые имели бы такую чудовищно большую плотность. Между тем белые карлики состоят из атомов тех же самых химических элементов, из которых состоит Земля. Решение этой загадки дает знание строения атомов вещества и физических условий внутри звезд.

Атомы химических элементов являются сложными системами, состоящими из ядер с обращающимися вокруг них электронами. Почти вся масса атома сосредоточена в его ядре, а размер атома определяется размерами орбиты электрона, наиболее далекого от ядра. Эти размеры атомов определяют предел, до которого могут быть сближены атомы действием давления. В недрах белых звезд‑карликов господствуют чудовищно высокие температуры и давления. Под действием высокой температуры электроны отрываются от своих атомов, и от последних остаются только их ядра, размеры которых очень малы в сравнении с размерами орбит электронов. Поэтому под действием огромных давлений уменьшенные в размерах атомы могут быть сближены гораздо сильнее, в результате чего получается чрезвычайно плотное вещество. На Земле нет ни столь высоких температур, ни столь высоких давлений, которые могли бы привести вещество в такое состояние.

На примере изучения белых звезд‑карликов мы видим, как астрономия обогащает наши физические знания в области строения вещества.

 

Звездные пары и тройки

 

Уединение звезд, их обособленность друг от друга нельзя назвать правилом. Многие из них образуют пары, называемые двойными звездами. Они обращаются около их общего центра тяжести под действием взаимного тяготения. Бывает, правда, что иногда две звезды в телескоп случайно видны близко друг к другу, тогда как в действительности в пространстве они совершенно не связаны между собой. Это так называемые оптические двойные звезды. В большинстве же случаев мы имеем дело с физически двойными звездами, то есть тяготеющими друг к другу. Множество таких звезд открыли и изучили в прошлом столетии русские ученые В. Я. и О. В. Струве.

Среди них мы встречаем такие пары, которые напоминают двух близнецов, настолько составляющие их звезды похожи во всем друг на друга. Встречаются пары звезд, похожие и на карикатуру, где неразлучны между собой слон и моська. Обычно в таких случаях слон – огромная яркая, но холодная красная звезда, а моська, его спутник, – маленькая, горячая и голубоватая.

Представьте себе, что мы – жители планеты, которая, может быть, обращается вокруг одной из таких звезд. Какие изумительные картины разворачиваются там, на небе! Из‑за горизонта встает, например, красный громадный круг Солнца, в сотни раз больший видимого поперечника нашего Солнца. За ним поднимается маленькое голубоватое Солнце и постепенно исчезает за массивной спиной своего соседа, чтобы потом снова из‑за нее вынырнуть. Или же там настает день, залитый красным светом, как у нас на закате Солнца, а вместо ночи затем наступает голубой день. Может быть, иногда голубое Солнце проходит перед красным и сияет, как голубой бенгальский огонь на красном фоне.

А что можно увидеть в системе существующих тройных и даже четверных звезд, где одна из звезд или две являются сами системами двойных солнц разного размена и цвета! Какие причудливые комбинации солнц и какая игра красок там должны быть, как сложно там меняются ночи и дни с разным числом солнц на небе, дни, длящиеся иногда годами и, может быть, даже никогда не переходящие в ночь!..

 

«дьявольские» звезды

 

Первую «дьявольскую» звезду открыли арабы. Это была Бэта Персея, которую они, собственно говоря, назвали просто Дьяволом (Эль‑Гуль). Искаженное европейцами, это слово превратилось в Алголь. Звезда поразила их тем, что, будучи обычно около второй звездной величины, она вдруг ослабевала почти до четвертой – она менялась на небесах (считавшихся неизменными), на небесах, где живет Аллах! Чем может быть такая звезда, как не звездой дьявола, если не им самим!

 

В системе двух звезд Алголя менее яркая эвезда, обращаясь вокруг более яркой, по временам частично затмевает ее (в положении А). В середине это показано в плане. Внизу – кривая, представляющая соответствующее изменение видимого блеска системы Алголя с течением времени.

 

Два дня 11 часов звезда остается постоянной яркости, а затем в течение пяти часов теряет ⅔ своего блеска, с тем чтобы через пять часов снова к ней вернуться.

Кривая изменения блеска Алголя в зависимости от времени изображена на графике.

Странное и упорное поведение дьявольской звезды было объяснено тем, что тут, собственно, не одна звезда, а две, но одна гораздо ярче другой. Они обращаются друг около друга по орбите так, что по временам менее яркая частично закрывает от нас более яркую, производя периодические затмения.

Было открыто много других двойных звезд этого же типа, названных затменно‑двойными или алголями.

Изучение кривых изменения их блеска в совокупности со спектральными данными позволяет изучить эти звезды так подробно и точно, как это нельзя сделать ни в каком другом случае. Поэтому дьявольские звезды среди всех звезд для нас наименее загадочны, и дьявольского в них не остается для нас ничего, кроме разве «дьявольски» подробной их изученности.

В итоге мы находим их форму и размеры по сравнению с Солнцем, размеры и форму орбиты и ее положение в пространстве, светимость звезд и их температуру, массы и характер затмений, а сверх того, иногда можем изучить строение их атмосфер почти так же подробно, как у Солнца, хотя в телескоп эти звезды по виду ничем не отличаются от любых других звезд и кажутся такими же светлыми точками.

Такие звездные пары подробно изучены в Казани профессором Д. Я. Мартыновым, в Пулкове – В. А. Кратом и в Одессе – В. П. Цесевичем.

 

Маяки вселенной – цефеиды

 

Периодические изменения блеска наблюдаются не только у алголей, но и у других звезд, называемых переменными. Среди них особенно упорно сопротивлялись попыткам разгадать их природу цефеиды, названные так по типичной своей представительнице – Дельте Цефея.

Строго периодически, с периодом в 5 дней 10 часов 48 минут, ее блеск сначала увеличивается на 0,75 звездной величины, а затем более медленно ослабевает. Выяснилось также, что по мере приближения к максимуму яркости температура звезды становится все выше, цвет все белее. У самой Дельты Цефея температура меняется в пределах 800 градусов.

Ясно, что изменения яркости цефеид вызваны не геометрическими причинами, как, например, затмениями одной звезды другою, а физическими причинами. Физические характеристики самой звезды, действительно, периодически меняются, отчего меняется и излучение ею энергии, в том числе световой. Параллельно с изменением блеска происходит и периодическое колебание лучевой скорости цефеид. Изменения блеска их невелики и не превосходят полутора звездных величин.

Все эти изменения удовлетворительно объясняются, если рассматривать цефеиды как пульсирующие звезды. Как надувные мячики из тонкой резины, они то увеличиваются в размере, то уменьшаются. Движение их поверхности при этой пульсации то к нам, то от нас и создает колебания лучевой скорости. Однако температура звезды при сжатии, в соответствии с законами физики, повышается, отчего общая яркость звезды все‑таки повышается, несмотря на ее уменьшившуюся поверхность.

Вероятно, цефеиды – это неустойчивые звезды, у которых однажды случившийся в них толчок за счет внутренних сил вызывает колебания, подобные колебаниям маятника. С течением времени возникшие в звезде пульсации должны ослабеть и затухнуть.

 

Другие переменные звезды

 

Кроме цефеид, накопилось много других звезд, зачисленных в разряд физических переменных. У них всех, кроме блеска, меняется так или иначе спектр, что и указывает на изменение физических свойств этих звезд. Однако у одних, как и у цефеид, блеск меняется периодически, хотя и не так правильно, у других же изменения блеска полуправильны или даже совершенно неправильны.

Советские любители астрономии, в частности школьники, наблюдая переменные звезды, активно помогают науке.

Наиболее интересную группу представляют долгопериодические переменные звезды. Их периоды больше 100 дней, но не более 700 дней. От максимума до максимума блеска у них проходит не всегда одно и то же число дней; несколько меняются и форма кривой блеска и яркость в максимуме. Изменение блеска почти у всех них составляет несколько звездных величин, т. е. громадное. Блеск меняется иногда в несколько тысяч раз. Их называют еще миридами – по имени Мира («удивительная»), которое дали звезде Омикрон Кита. В наибольшем блеске она хорошо видна глазом, будучи третьей, четвертой, а иногда даже второй величины. Через 330 дней она достигает минимума – девятой звездной величины, когда ее видно лишь в телескоп. От максимума до максимума иногда проходит и меньше времени – до 320 дней, а иногда и больше – до 370 дней.

Невидимому, причина изменения блеска мирид вызвана, как и у цефеид, пульсацией, но менее правильной и осложненной как колебаниями прозрачности их атмосфер, так и периодическими извержениями горячих газов из недр звезд на поверхность.

Остальные физические переменные звезды также являются все красными гигантами и даже сверхгигантами с неправильными, непериодическими колебаниями блеска. Несмотря на эту неправильность, их можно разбить на ряд групп, отличающихся характером этой неправильности.

У одних звезд все время происходят мелкие неправильные колебания блеска. У других он долгое время почти не меняется и лишь иногда, неожиданно, но не надолго, ослабевает. У третьих время от времени бывают неправильные вспышки. Есть звезды, у которых по временам, иногда надолго, появляется какое‑то подобие периодичности. Причины всех этих колебаний блеска нам пока еще не вполне ясны.

 

Взрывающиеся звезды

 

Еще во II веке до нашей эры великий ученый древности Гиппарх заметил в Скорпионе яркую звезду, которой здесь никогда не видел ни он, ни его предшественники.

Новая звезда, появившаяся в Скорпионе, проблистала недолго и, угаснув, скрылась из глаз. Гиппарх решил предпринять перепись звезд на всем небе, записать точно их места и яркость, чтобы потомки могли следить за тем, не появятся ли опять на небе новые звезды и не исчезают ли иногда давно известные.

Случаи, подобные наблюденному Гиппархом, замечались и впоследствии. Их отмечали китайские и иные летописи.

И во всех случаях конец был один: внезапно вспыхнувшая звезда – это новое светило – оказывалась недолговечной и через несколько месяцев исчезала, ослабевая с каждым днем.

Современные методы изучения звезд позволили в значительной мере разоблачить тайну вспышек новых звезд, из которых последние, светившие некоторое время как звезды первой величины, наблюдались в 1918 году.

Многие новые звезды были открыты не специалистами, а астрономами‑любителями. Например, Новую Живописца 1925 года открыл почтальон, Новую Персея 1901 года – киевский гимназист, и т. д.

Коллекции фотографий неба, хранящиеся на обсерваториях (так называемые стеклянные библиотеки, потому что они составляются из стеклянных негативов), помогли установить следующий факт: новые звезды вовсе не новые… Они существовали и раньше, но как незаметные слабые звездочки. Когда мы замечаем яркую новую звезду, то в действительности оказывается, что это одна из слабых звездочек внезапно так усилилась в блеске. Вспышка происходит чрезвычайно быстро, обычно дня за два. За два дня звезда становится ярче на 11 звездных величин, а иногда даже на 14 звездных величин. Это соответствует увеличению блеска в 25–400 тысяч раз. Если изображать яркость новой звезды столбиком соответствующей высоты и принять, что до вспышки это был столбик в 1 сантиметр высотой, то яркость в максимальном блеске представится столбикам до 4 километров высотой. Чтобы достать до верхушки этого столбика, придется подняться на самолете; она будет выше большинства облаков и почти вровень с высочайшими вершинами Альп и Кавказа.

Иначе говоря, вспышка новой звезды равносильна тому, как если бы свеча, горящая у вас на столе, засверкала, как прожектор. Конечно, тут надо еще иметь в виду масштаб явления. Звезда, как бы она ни казалась слаба до вспышки, все же звезда, а не свечка. Мало того, установлено, что светимость новых звезд (за которыми это название так и сохранилось) до вспышки того же порядка, что и Солнца. Представьте себе, что наше Солнце вздумало бы так вспыхнуть! Если бы его энергия увеличилась в десятки тысяч раз, мы бы не только ослепли, но и сгорели бы.