СОЗВЕЗДИЯ ЗИМНЕГО НЕБА [1964 Зигель Ф.Ю. - Сокровища звездного неба]

Никогда, пожалуй, не бывает таким красивым звездное небо, как зимой. И секрет этой привлекательности не только в прозрачности морозных ясных ночей, их длительности и черноте, контрастирующей с белизной окружающего земного ландшафта. Зимнее звездное небо богато яркими звездами, выразительными созвездиями. ...Середина зимы, 15 февраля, 10 часов вечера. В южной части неба, немного левее небесного меридиана, выделяется исполинская фигура легендарного охотника Ориона, изображенная на обложке. Его пояс отмечен тремя горячими белыми звездами ζ, ε и δ, а на правом плече сияет красноватая звезда Бетельгейзе. Хотя эта звезда обозначена буквой α, но не она, а яркая белая звезда Ригель, или β Ориона, является ярчайшей звездой созвездия (рис. 38).

Рис. 38. Южная часть зимнего неба

На старинных звездных картах небесный охотник Орион окружен несколькими животными. Справа и сверху на него мчится разъяренный бык, или Телец, один глаз которого отмечен звездой Альдебаран (α Тельца). Ориону не страшен Телец, он встречает разъяренного быка высоко занесенной дубинкой, палицей. К тому же его охраняют две верные собаки - Большой Пес и Малый Пес. Каждое из этих созвездий отмечено звездой первой величины: Большой Пес - Сириусом, ярчайшей звездой на всем звездном небе, Малый Пес - несколько уступающей ей в блеске звездой Процион.

Впрочем, Большого Пса отвлек Заяц, пустившийся наутек из-под ног Ориона. Главная звезда этого созвездия а 2^m,6 вместе с Ригелем и χ Ориона образуют вершины почти равностороннего треугольника.

Вся эта сцена небесной охоты была запечатлена на небосводе еще несколько тысячелетий назад, и перечисленная нами группа созвездий имеет такой же почтенный возраст, как, например, и Большая Медведица.

Столь же древни и два других ярких зимних созвездия - Близнецы и Возничий. Звезды α и β созвездия Близнецов (их легко отыскать левее созвездия Ориона) были названы Кастором и Поллуксом по имени тех мифических близнецов, отцом которых был всемогущий Зевс, а матерью - легкомысленная земная красавица Леда.

Близко от зенита видна очень яркая желтоватая звезда Капелла - главная из созвездия Возничего. Слово «капелла» означает в переводе на русский язык «козочка». В этом месте на старинных картах действительно изображена маленькая козочка, которую несет на своих плечах могучий гигант Возничий. Если верить древнегреческим легендам, в созвездии Возничего увековечен афинский царь Эрихтон, считавшийся изобретателем колесниц. А козочка на плечах - это якобы «та самая» мифическая козочка Амалфея, которая когда-то вскормила самого Зевса.

Среди зимних созвездий только два не отмечены яркими звездами. Справа от Ориона - созвездие Эридана, изображающее мифическую реку, в которой утонул Фаэтон - несчастный сын бога Солнца, наказанный за неповиновение своему отцу. «Река» эта продолжается далеко под горизонт и оканчивается в южном полушарии звездного неба яркой звездой Ахернар.

Слева от Ориона - единственное «молодое» зимнее созвездие Единорог. Появилось оно на звездных картах уже после изобретения телескопа в 1624 г. и изображает собой мифическое животное, своеобразный гибрид лошади и носорога, о котором в эпоху средневековья рассказывали всякие небылицы.

Кроме Эридана и Единорога, все остальные зимние созвездия можно отыскать без всякого труда по их главным самым ярким звездам.

На всем небе нет иного созвездия, которое бы содержало столько интересных и легко доступных для наблюдения объектов, как Орион. Прежде всего представим читателю его главные звезды.

Ригель, р Ориона, - самая яркая звезда созвездия. Цвет этой звезды голубовато-белый, температура поверхности около 13000°. Видимый блеск Ригеля весьма значителен (0^m,3), и все-таки трудно поверить, что эта звезда излучает свет в 23000 раз интенсивнее, чем наше Солнце. Причина такой исключительно высокой светимости Ригеля не только в том, что Ригель очень горяч, но и в его размерах. Превосходя Солнце по диаметру в 33 раза, Ригель с полным основанием считается звездой-сверхгигантом.

Ригель - тройная звезда. В большой школьный рефрактор без особого труда можно рядом с ним на расстоянии 9" увидеть белую горячую звездочку 7^m. Судя по спектру, этот спутник Ригеля в свою очередь является тесной парой звезд, совершающих вокруг общего центра тяжести полный оборот почти за 10 дней. Ригель и его спутники очень далеки от Земли - нас разделяет 200 nс.

Как ни велик Ригель, но красная звезда Бетельгейзе, а Ориона, несравненно больше. Это действительно исполин, в отличие от подавляющего большинства других звезд имеющий ощутимый видимый диск. Во всяком случае с помощью интерферометра его поперечник неоднократно измеряли и в результате получили, что по диаметру Бетельгейзе больше Солнца в 450 раз! Заменив Солнце, Бетельгейзе поглотила бы в себя все ближайшие планеты до Марса включительно! Еще трагичнее была бы замена Солнца Ригелем. Этот пышащий жаром голубовато-белый сверхгигант испепелил бы весь органический мир Земли.

Бетельгейзе - полуправильная переменная звезда. В причудливой кривой изменения ее блеска можно выделить два колебания - с периодами 180 и 2070 дней. Интересно, что между колебаниями блеска и изменениями диаметра Бетельгейзе, определяемого с помощью интерферометра, наблюдается хорошее согласие. В максимуме блеска диаметр звезды минимален (а температура наибольшая), в минимуме - наоборот. Значит, колебания блеска Бетельгейзе и похожих на нее звезд вызваны «полуправильными» пульсациями.

Звезда Беллатрикс - γ Ориона - уступает в блеске и Ригелю и Бетельгейзе. Но это также звезда-гигант, еще более горячая, чем Ригель, - температура поверхности Беллатрикса превосходит 20000°. Между прочим, в средневековье она называлась Беллатриксой, то есть по-латыни, «воительницей». В астрологических книгах той эпохи можно найти забавную справку, что «женщины, рожденные под влиянием этой звезды, бывают счастливы и любят поговорить».

Четвертая звезда - χ в основной фигуре Ориона не имеет собственного имени, но мы хотим обратить внимание читателя на то, что и эта звезда - горячий гиганте температурой поверхности около 25000°.

Три звезды, составляющие пояс небесного охотника, также весьма интересны. Звезды ζ и δ принадлежат к редкому спектральному классу О и температура их поверхности даже несколько превосходит 25000°. Третья звезда е по физическим свойствам очень напоминает звезду χ.

Отыщите в созвездии Ориона еще две яркие звезды класса О - σ и λ. Последняя из них - самая горячая из всех ярких звезд Ориона (температура ее поверхности близка к 30 000°).

Под поясом Ориона, там, где на современных звездных картах изображены звезды θ и ι, а на старинных нарисован меч небесного охотника, невооруженный глаз различает маленькое туманное пятнышко. Это - знаменитая туманность Ориона, фотографии которой не менее популярны, чем снимки туманности Андромеды.

Странно, что об этой туманности, по-видимому, ничего не знали ни древние, ни средневековые астрономы. Особенно поразительно, что туманность Ориона не заметил и Галилей, внимательно изучавший в свой телескоп это замечательное созвездие. Впервые ее увидел в 1618 г. астроном Цизатус, да и то случайно, при наблюдениях яркой кометы. Как бы там ни было, но с той поры туманность Ориона - один из тех объектов, на которые астрономы обращают особенно пристальное внимание.

В бинокль туманность видна отлично как разма-зарюе светлое пятнышко неопределенных очертаний. На фотоснимках хорошо заметна сложная структура туманности и ее весьма протяженные размеры (рис. 39). Есть основания думать, что туманность Ориона «обволакивает» почти все это созвездие, а невооруженному глазу (как и в туманности Андромеды) доступна лишь самая плотная и яркая центральная часть.

Рис. 39. Туманность Ориона

Природа двух ярчайших на земном небе туманностей- в Андромеде и в Орионе - совершенно различна. Туманность Андромеды - колоссальная и очень далекая звездная система из десятков миллиардов солнц. Туманность Ориона - несравненно меньшее по размерам (ее средний поперечник близок к 5 nс) облако чрезвычайно разреженных газов (главным образом водорода). Туманность Андромеды - соседняя галактика. Туманность Ориона находится внутри нашей Галактики, в 350 nс от Солнца.

Средняя плотность этой газовой или, как часто говорят, диффузной (В отличие от планетарных туманностей)) туманности в 10 17 раз меньше плотности комнатного воздуха. Иначе говоря, один миллиграмм будет весить часть туманности, объемом в 100 кубических километров! Наилучший из вакуумов, достигнутых в лабораториях, в миллионы раз плотнее туманности Ориона!

И все же общая масса этого исполинского образования, в гораздо большей степени, чем кометы, заслуживающего наименования «видимого ничто», огромна. Из вещества туманности Ориона можно было бы изготовить примерно тысячу таких солнце как наше, или свыше трехсот миллионов похожих на Землю планет!

Вот что значит «астрономические» масштабы туманности Ориона, делающие ее чрезвычайно «весомой» даже при ничтожной средней плотности! Наглядности ради отметим, что если Землю уменьшить до размеров булавочной головки, то в таком масштабе туманность Ориона займет объем, величиной с земной шар!

Туманность Ориона ярко светится. Но свет этот - «холодный», вызванный в основном процессами люминесценции, которая возбуждается близкими к туманности или даже погруженными в нее горячими звездами.

При рассматривании туманности Ориона вы, вероятно, обратили внимание на звезду θ. Это, собственно, не одна звезда, а целая система из шести звезд! Четыре наиболее яркие из них, как бы отмечающие вершины некоторой воображаемой трапеции, хорошо видны уже в небольшие телескопы (рис. 40). Пятая и шестая звезды этой удивительной системы были открыты только в 1826 и 1830 гг., так как они весьма слабы (около 11m) и расстояние их от остальных звезд близко к 4". Замечательно, что и эти шесть звезд - горячие гиганты, подобные тем, о которых уже говорилось.

Рис. 40. Движения звезд трапеции Ориона (на рисунке указаны абсолютные величины звезд)

Можно ли считать случайным изобилие горячих гигантов в одном определенном районе неба - созвездии Ориона? Конечно, нет. Перед нами типичная звездная О-ассоциация, и ее ядром служит «шестикратная» звезда θ.

У горячих гигантов есть одна характерная особенность- они необыкновенно расточительны. Например, Ригель ежесекундно превращает в излучение, в ослепительные потоки света около 80 миллиардов тонн своего вещества! При такой трате вещества Ригель полностью «обанкротился» бы через 10 миллионов лет. Но блеск Ригеля говорит о том, что эта звезда далека от «банкротства», а значит, ее возраст не превышает 10 миллионов лет!

По меркам человеческой жизни 10 миллионов лет - срок невообразимо большой. Но уже в масштабе эволюции Земли эта же величина выглядит совсем незначительной. Ящеры вымерли десятки миллионов лет назад, и их глаза не могли видеть Ригель. Эта звезда с астрономической точки зрения - совершеннейший младенец!

Примерно столь же молоды и другие горячие гиганты орионовской О-ассоциации, кстати сказать, одной из самых близких к нам (расстояние 380 nс).

Молодость этой ассоциации вытекает также из совершенно иных рассуждений. Как полагает акад. В. А. Амбарцумян, в трапеции Ориона (и других подобных ей кратных системах) движения компонентов не могут быть периодическими, то есть происходить по замкнутым, неизменным орбитам. Системы «типа трапеции» должны распадаться, причем за сроки, в астрономических масштабах очень короткие. Проведенные В. А. Амбарцумяном расчеты показывают, что шестикратная «трапеция Ориона» существует не более нескольких миллионов лет. Значит, и с этой точки зрения О-ассоциация. созвездия Ориона возникла совсем недавно из какой-то дозвездной материи.

В туманности Ориона есть много своеобразных переменных звезд, называемых звездами типа. Т Тельцу (по обозначению главного их представителя). Этю, как правило, не горячие гиганты, а, наоборот, холодные желтые, оранжевые и красные карлики с яркими эмиссионными линиями в спектре. Блеск их меняется совершенно беспорядочно, и эти колебания, судя по всему, вызваны частыми, хотя и непериодическими выбросами в атмосферу звезды горячих ярко светящихся газов из их недр. Вообще звезды типа Т Тельца по своим физическим характеристикам производят впечатление каких-то беспокойных, «неустановившихся» или, как говорят, нестационарных звезд. Уже этот факт можно считать намекбм на сравнительную молодость таких объектов.

На самом деле так и есть. Звезды Т Тельца, как теперь неопровержимо доказано, образуют свои Т-ассоциации, возраст которых не превосходит нескольких миллионов лет.

Созвездие Ориона содержит три Т-ассоциации, из которых самая богатая (220 звезд) сконцентрирована в районе звезды Т Ориона, недалеко от самой яркой части орионовой туманности.

Созвездие Ориона - это какой-то кипящий «небесный котел», где и в настоящую эпоху рождаются миры, созидаются звезды. Исполинская Ориоиова туманность, погруженные в нее О и Т-ассоциации - все это производит впечатление чего-то молодого, недавно родившегося, далекого от спокойного равновесия. Впечатление это усилится, если обратить внимание еще на два факта.

Первое - вращение туманности Ориона и окутанных ею молодых звезд вокруг некоторой оси, обнаруженное известным советским исследователем звездной вселенной П. П. Паренаго. Второе - стремительное «бегство» из туманности Ориона трех горячих звезд - АЕ Возничего, 53 Овна и μ Голубя. Эти звезды покинули центральную часть созвездия Ориона около двух с половиной миллионов лет назад и сейчас разлетаются от нее во все стороны со скоростью, большей 100 км/сек! По-видимому, какой-то взрыв выкинул их из О-ассоциации Ориона или в момент ее рождения, или в эпоху, к нему близкую.

Нет, созвездие Ориона действительно самое «беспокойное» место на небе, и здесь, несомненно, на наших глазах, хотя и в чрезвычайно замедленном по человеческим меркам темпе, совершаются великие космические события!

У мифического царя Атласа было семь-дочерей - Альциона, Тайгета, Меропа, Делена, Электра, Астеропа и Майя. При обстоятельствах довольно неясных (до нас дошло несколько противоречивых версий) эти сестры были обращены в группу маленьких слабо светящихся звездочек, с незапамятных времен украшающих созвездие Тельца. Во всяком случае Плеяды (так называют это звездное скопление) упоминаются в Библии, о них пишут Гомер и Гезиод. Рассказывают, что когда-то все семь плеяд были одинаково яркими. Но потом, когда Меропа имела неосторожность выйти замуж за смертного, «ее звезда» поблекла.

Проверьте зоркость вашего зрения: сколько звезд вы отчетливо различаете в Плеядах? Если 6 или 7 - у вас нормальное зрение, если более - то отличное. Люди с исключительным зрением могут разглядеть в Плеядах десяток звезд. Но уже Галилей в его крайне несовершенный телескоп насчитал в Плеядах 36 звезд.

Вооружитесь биноклем и полюбуйтесь этим великолепным рассеянным звездным скоплением. Сверяясь с картой Плеяд (Название «Плеяды» происходит от греческого слова «плейас», что означает «множество»; в отдельных районах СССР Плеяды называют «Стожарами»)), найдите главные звезды скопления. Среди них есть и родители небесных сестер - отец Атлас и мать Плейона (рис. 41).

Рис. 41. Вид Плеяд в телескоп. Кружком обозначены размеры лунного диска. 1 - Альциона, 2 - Атлас, 3 - Электра, 4 - Майя, 5 - Меропа, 6 - Тайгета, 7 -Плейона, 9 - Делена, 11 - Астеропа

Самая яркая из плеяд - Альциона (η Тельца). Рядом с ней виден треугольник из маленьких звездочек, оптических «спутников» Альционы. Главные звезды Плеяд - те, которым присвоены собственные мифические имена, - горячие белые гиганты с температурой поверхности, не меньшей 15000°. Помещенное среди них, наше Солнце выглядело бы слабенькой звездочкой десятой величины. Но среди десятков звезд, входящих в состав этого звездного скопления, есть звезды и менее горячие, чем, скажем, Альциона, и такие, которые по своим физическим характеристикам весьма напоминают Солнце. Перед нами содружество разнообразных звезд, правда, далеко не всех типов (например, отсутствуют красные гиганты).

Плеяды - одно из самых близких к нам рассеянных звездных скоплений (расстояние 130 nс). Поэтому оно так эффектно даже для невооруженного глаза. Занимая на небе площадь, в несколько раз большую полной Луны (неправда ли, в это трудно поверить?), Плеяды в пространстве раскинулись во все стороны примерно на 22 световых года. Как и в других рассеянных звездных скоплениях, звезды Плеяд летят в пространстве по почти параллельным путям и с почти одинаковой скоростью.

Плеяды гораздо более компактны, чем любая из О-ассоциаций. Но и они весьма молоды. Попытки определения их возраста предпринимались неоднократно. По оценкам, опубликованным в 1953 г., 280 звезд, входящих в состав Плеяд, возникли вряд ли раньше, чем 2,5 миллиона лет назад. Если это так, то возраст Плеяд одного порядка с возрастом человечества!

Еще в 1859 г. была открыта легкая прозрачная туманность, своеобразная вуаль, в которую погружены Плеяды (рис. 42). Эта туманность, в отличие от туманности Ориона, несамосветящаяся. Она отражает свет погруженных в нее Плеяд и в основном состоит из мельчайшей твердой космической пыли.

Рис. 42. Туманность, связанная с Плеядами

Главная звезда созвездия Тельца, желтовато-оранжевый Альдебаран расположен на небе (но не в пространстве!) в самой гуще другого рассеянного звездного скопления - Гиад (рис. 43). Под этим наименованием подразумевают группу примерно из двухсот звезд, окружающих Альдебаран. Скорости их собственных движений направлены к одной точке неба (так называемому вертексу), близкой к Бетельгейзе (рис. 44). В Гиадах собственные движения звезд весьма значительны и по ним легко найти вертекс, который, например, для Плеяд определяется весьма неуверенно. Поэтому такие, можно сказать, «на глазах» перемещающиеся скопления принято называть движущимися скоплениями.

Рис. 43. Гиады и Плеяды

Конечно, все звезды Гиад движутся в пространстве параллельно, а кажущееся схождение их путей в вертексе-проявление перспективы, такое же как и схождение к горизонту, например, параллельных железнодорожных рельсов.

Состав Гиад, пожалуй, не менее разнообразен, чем Плеяд. Но в целом Гиады холоднее и «мельче», чем Плеяды. Есть здесь и много звезд, похожих на Солнце, и даже несколько красных гигантов. Гиады не окутаны туманностью, как Плеяды, и это обстоятельство также может рассматриваться как признак старости скопления. Судя по многим данным, возраст Гиад близок к миллиарду лет.

Рис. 44. Гиады и их собственное движение

Гиады - самое близкое к нам звездное скопление. До него «рукой подать» - всего 40 nс. Форма этого скопления почти сферическая, средний поперечник близок к 33 световым годам. Подсчитано, что около 80000 лет назад Гиады пролетали мимо Солнца на кратчайшем от него расстоянии и были вдвое ближе, чем теперь. Через 65 миллионов лет Гиады, удалившись от нас, займут на небе площадь гораздо меньше полной Луны, а самые яркие их звезды, ныне отлично видимые невооруженным глазом, станут слабыми звездочками 12m. Как видите, и небесные картины изменчивы, впрочем, как и все в мире.

Альдебаран, как уже отмечалось, к Гиадам не принадлежит. Этот холодный оранжевый гигант, почти в 30 раз по диаметру больше Солнца, находится от нас на расстоянии 21 nс.

Созвездие Тельца содержит еще одну исключительную в своем роде достопримечательность -знаменитую Крабовидную туманность (рис. 45). Она находится рядом с яркой звездой ζ, но для наблюдения это объект трудный. Только в темные прозрачные ночи можно рассмотреть здесь в телескоп или сильный бинокль маленькое овальное светящееся пятнышко, размером всего 6'Х4'.

Рис. 45. Крабовидная туманность

Когда Мессье в 1758 г. в этом районе неба отыскивал одну из комет, он чуть не спутал с ней неизвестную до той поры Крабовидную туманность. Именно это досадное недоразумение и побудило его составить свой знаменитый каталог туманностей, в котором Крабовид-ная туманность числится под номером первым.

«Помеха № 1» в последнее время привлекла всеобщее внимание. Это - один из самых мощных источников космического радиоизлучения, в каталогах радиоастрономов обозначаемый как «Телец А». На хороших фотографиях туманность действительно напоминает Краба - волокна туманности имеют отдаленное сходство с щупальцами или клешнями.

Как раз на этом месте неба в 1054 г. вспыхнула яркая сверхновая звезда. Сейчас здесь видна маленькая, очень необычная по своему спектру и чрезвычайно горячая звездочка 9^m. Самое замечательное, что газы, образующие Крабовидную туманность, разлетаются во все стороны от этой звезды со скоростью около

1000 км!сек! Даже на фотографиях, снятых с интервалом в 20-30 лет, можно заметить расширение Крабовидной туманности.

Вряд ли можно сомневаться, что мы видим здесь бывшую сверхновую звезду и газы, которые были выброшены при ее чудовищном взрыве. Кстати сказать, упомянутая странная звездочка в центре туманности имеет температуру (судя по спектру), не меньшую 150000°, что для обычных звезд невозможно.

Для туманностей, очень интенсивно излучающих радиоволны, введен термин «радиотуманности». Созвездие Тельца обладает бесспорно самой замечательной радиотуманностью, природа которой до конца еще не выяснена.

По сравнению с этой небесной диковинкой другие интересные объекты созвездия Тельца, как, например, оптические двойные звезды θ, σ, χ или затменно переменная λ, (амплитуда 3^m,5-4^m,0, период 3,95 суток), заслуживают лишь беглого упоминания.

Знаете ли вы, откуда произошло приятное для нашего уха слово «каникулы»?

Слово это не русское, а несколько измененное на русский манер латинское слово, означающее в буквальном переводе... «собачьи дни»! Столь неожиданное наименование приятного периода отдыха, оказывается, непосредственно связано с главной звездой созвездия Большого Пса, ярчайшей звездой неба блестящим Сириусом (Слово «сириос» по-гречески означает «блестящий»)).

Некогда в древнем Египте, в дни, близкие к летнему солнцестоянию, Сириус впервые появлялся в лучах утренней зари. Этот момент года тщательно определялся египетскими жрецами, так как вслед за ним вскоре наступал разлив Нила, а затем и испепеляющий летний зной.

Сириус, возглавляющий созвездие Большого Пса, издавна называли также Песьей звездой. Но по-латыни слово «собака» звучит как «канис». Отсюда период летнего зноя и связанный с этим отдых от повседневной работы у древних римлян получил название «каникул» - «собачьих дней». Забавно, что в те времена каникулы считались тревожным временем. Существовало поверье, что Песья звезда вызывает, бешенство у собак и лихорадку у людей.

В наши дни никто не смотрит на Сириус со страхом, но всегда с восхищением. Нельзя не любоваться этим небесным брильянтом, несмотря на радужные переливы, имеющим ясно выраженный голубой цвет.

Сириус - самая яркая звезда неба. Ее блеск равен - l^m,4. Кроме Сириуса, только еще у одной звезды (Капопус) блеск выражается в отрицательных звездных величинах.

Сириус - одна из самых близких к нам звезд, седьмая в порядке удаленности от Солнца. Космическая ракета, совершающая полет со средней скоростью 10 км/сек, достигла бы Сириуса за 300000 лет. Свет преодолевает то же расстояние за 9 лет.

Сириус примерно вдвое больше (по диаметру), вдвое тяжелее и вдвое горячее Солнца. При этом светимость Сириуса в 24 раза превосходит солнечную и замена Солнца Сириусом создала бы нестерпимую жару на Земле. Жару, при которой, вероятно, выкипели бы все земные океаны.

Собственное движение Сириуса сравнительно велико - 1",3 в год. Смещение линий его спектра показывает, что расстояние между Солнцем и ярчайшей из звезд каждую секунду возрастает на 8 км.

Изучая полет Сириуса в пространстве, знаменитый немецкий астроном и математик Бессель еще в 1844 г. заметил, что траектория Сириуса в проекции на небесную сферу изображается странной волнообразной кривой. Это «вихляние» Сириуса Бессель объяснил возмущающим действием его невидимого спутника, обращающегося вместе с Сириусом вокруг общего центра тяжести с периодом в 50 лет.

Теоретический прогноз Бесселя впоследствии блестяще подтвердился. В январе 1862 г. при испытании нового 18-дюймового рефрактора известный американский оптик Альван Кларк открыл рядом с Сириусом маленькую звездочку, впоследствии обнаружившую орбитальное движение в полном соответствии с расчетами Бесселя. Это был триумф «астрономии тяготения», по значению не уступающий истории открытия Нептуна.

Спутник Сириуса - белая звездочка 8^m,6. При наибольшем удалении от Сириуса (около 11") ее легко рассмотреть даже в небольшие телескопы, по мере приближения к Сириусу она становится все менее и менее доступной для наблюдения.

Спутник Сириуса, иногда называемый Щенком, - первый открытый человеком белый карлик. Мы знаем теперь звезды куда более плотные, чем спутник Сириуса, но в свое время его физические свойства казались совершенно невероятными. Масса Щенка почти равна солнечной, но по диаметру спутник Сириуса всего втрое больше Земли. Поэтому средняя плотность его вещества столь велика, что спичечный коробок, им наполненный, должен весить целую тонну! Мы склонны рассматривать ныне подобные звезды как «обанкротившиеся» светила, которые, использовав запасы водородного топлива, светятся лишь за счет очень медленного сжатия. Состояние вещества спутника Сириуса и других белых карликов может быть охарактеризовано как «вырожденный газ». Под этим термином астрофизики понимают находящуюся под огромным давлением смесь ионизованных атомов и свободных электронов. Несмотря на то, что эта плазма плотнее стали, ее все же следует считать газом, так как она обладает характерной для газов упругостью. Изучение спутника Сириуса показало, что в звездах вещество может находиться в необычном состоянии, и его изучение (по спектру и другим данным) обогащает атомную физику весьма полезными сведениями. Спутник Сириуса и дал основание называть звезды «небесными лабораториями».

Ниже Сириуса легко отыскать, в особенности в бинокль, звезду o². Это - типичный представитель очень редкого класса звезд, так называемых звезд типа Вольфа-Райе. Широкие эмиссионные линии в их спектре говорят о том, что такие звезды буквально истекают газом, покидающим звезду со скоростями в несколько тысяч километров в секунду. Атмосферы их необычайно протяженны, а быстротечность наблюдаемых процессов не оставляет сомнений, что в подобном состоянии звезда находится не более сотни тысяч лет. Значит, звезда ╸ Большого Пса - одна из самых молодых звезд, какие только можно наблюдать на земном небе.

На полпути между Сириусом и o² есть яркое рассеянное звездное скопление М41. Оно сравнительно бедно звездами, но все же в небольшой телескоп выглядит весьма эффектно. Этот звездный рой, имеющий в поперечнике 7,4 nс, удален от Земли на расстояние, почти в 50 раз большее, чем Сириус.

В созвездии Большого Пса есть уникальная пара звезд. Это - затменно-переменная, обозначенная буквами UW. Блеск ее меняется в пределах от 4^m,5 до 4^m,8 с периодом в 4,4 суток. Обе составляющие системы - редчайшие сверхгиганты спектрального класса О 8. Судя по кривой блеска, оба они так близки друг к другу, что под влиянием взаимного тяготения приобрели эллипсоидальную форму. Подобный случай нам уже известен - переменная W Большой Медведицы. Но самое необычное - масса сверхгигантов системы UW Большого Пса. Это - самые тяжелые из известных нам звезд. Каждая из них весит 71500 • 10²⁴ тонн, то есть почти в 30 раз больше Солнца и почти в 10 миллионов раз больше Земли!

Стоит упомянуть также и β Большого Пса, - очень похожую на уже знакомую нам β Цефея (см. стр. 95), - загадочную переменную звезду с небольшими, но строго периодическими колебаниями блеска.

Хотя главная звезда созвездия Малого Пса - желтоватый Процион - уступает Сириусу и в размерах, и в температуре, и в светимости, между этими звездами есть нечто общее.

Обе они возглавляют маленькие созвездия, в которых ни одна из звезд не может соперничать с ними в яркости. Обе звезды имеют в качестве спутников белые карлики, истории открытия Которых весьма сходны.

Одновременно с изучением движения Сириуса Бессель обнаружил аналогичные волнообразные отклонения и в собственном движении Проциона. И здесь Бессель заподозрил существование невидимого тела, возмущающего движение Проциона.

Любопытно, что как раз в тот 1862 г., когда Кларк увидел спутника Сириуса, немецкий астроном Ауверс вычислил орбиту еще никем не наблюдавшегося спутника Проциона. Но пришлось подождать еще 34 года, прежде чем Шеберле на Ликской обсерватории увидел то небесное тело, существование которого теоретически было предсказано за полвека до этого. Тут снова, и уже в третий раз, повторилась история, подобная открытию Нептуна. А вот что мы теперь знаем о Проционе и его спутнике.

Процион, желтоватая звезда 0^m,5, обладает светимостью, лишь в 5,8 раза превосходящей светимость Солнца. Он несколько крупнее Солнца и немного горячее- температура его поверхности близка к 7000°. Как и Сириус, Процион - одна из соседних к нам звезд - расстояние до него равно 3,5nc. В общем, эта звезда сама по себе ничем не замечательна, и если бы не близость к Земле (а поэтому и значительная видимая яркость), мы, вероятно, не обратили бы на нее никакого внимания.

Другое дело - спутник Проциона. Рассмотреть эту звездочку 11-й зв. величины, находящуюся от Проциона на среднем расстоянии 4", - задача, совершенно непосильная для рядового любителя астрономии. Эта маленькая звездочка излучает света почти в 10 раз меньше, чем спутник Сириуса, и представляет собой еще более плотный белый карлик, чем Щенок. Но сходство двух странных содружеств совершенно непохожих друг на друга звезд (Сириуса и Проциона с их карликовыми спутниками) бесспорно.

Кастор и Поллукс - две главные, самые яркие звезды созвездия Близнецов, судя по их именам, должны быть как будто очень похожими друг на друга. Природа, однако, не пожелала считаться с мифами и наделила эти звезды весьма различными свойствами. Кастор - кратная звезда, два главных компонента которой представляют собой голубые горячие звезды. Поллукс - холодная оранжевая одиночная звезда. Поллукс ближе к нам, чем Кастор: до первой из этих звезд - 10 nс, до второй 14 nс. Поллукс ничем, в сущности, не замечателен, тогда как Кастор представляет собой одну из самых необычных звезд.

В большой школьный рефрактор вы легко обнаружите, что Кастор состоит из двух голубых звезд 2^m,0 и 2^m,9, разделенных промежутком 4",1. Это была первая двойная звезда, у которой еще Вильям Гершель в 1804г. обнаружил явное орбитальное движение с периодом (по современным данным) в 341 год. Обе звезды разделяет промежуток в 76 а. е.

На расстоянии 73" от этой пары звезд, обозначаемых условно Кастор А и Кастор В, видна звездочка 9^m - Кастор С. Не в пример первым двум горячим гигантам, Кастор С - маленькая карликовая холодная звездочка красноватого цвета. Расстояние между ней и двумя главными звездами не меньше 960 а. е. «Не меньше» потому, что измеренное расстояние есть проекция истинного расстояния на небесную сферу. За полтора века наблюдения Кастор С не обнаружил признаков орбитального движения, что и не удивительно, так как период его обращения вокруг центра тяжести системы во всяком случае не меньше нескольких десятков тысяч лет!

Когда тщательно изучили спектры всех этих трех звезд, обнаружилось, что каждая из них - спектрально-двойная. Кастор А и Кастор В - две пары звезд-близнецов, разделенных расстоянием всего в 10 млн. км, что в 6 раз меньше расстояния от Солнца до Меркурия! При таком тесном соседстве все четыре звезды должны приобрести форму эллипсоидов.

Кастор С состоит из двух близнецов-карликов, удаленных друг от друга всего на 2,7 млн. км, что лишь вдвое превышает размеры Солнца. Орбиты этих звезд расположены так, что Кастор С является затменно-переменной звездой с периодом всего в 19 часов! Две остальные, более солидные пары кружатся вокруг общего центра тяжести медленнее: в системе Кастор А за 9 дней, в системе Кастор В за трое суток.

Итак, Кастор - «шестерная» звезда, как и в Ориона. Как знать, быть может, в ее состав входят и планеты, небо которых иногда сразу бывает украшено шестью солнцами!

После этого содружества шести звезд, происхождение которого представляет большую загадку для космогонии, нам уже покажется совсем заурядной двойная звезда δ. Все же попробуйте разделить эту физическую пару звезд, главная из которых - желтоватый гигант 3^m,5 имеет на расстоянии 6",8 маленький красный спутник 8^m,2.

В созвездии Близнецов есть две яркие переменные звезды. Одна из них, звезда ζ - цефеида, периодически меняющая свой блеск от 3^m,9 до 4^m,3. Период, близкий к 10 суткам, подвержен некоторым колебаниям. Вторая переменная, η Близнецов, интересна тем, что одновременно является спектрально-двойной и затменно-переменной звездой с периодом в 2984 дня, а кроме того, и полуправильной переменной со средним периодом в 233 дня и амплитудой 3^m,1-3^m,9. Подобные случаи сочетания разных типов переменности в одной звезде далеко не редки.

Близко от этой переменной находится рассеянное звездное скопление М35. На небе оно занимает такую же площадь, как полная Луна, а на самом деле его средний поперечник около 7 nс. Оно в 20 раз больше Гиад - расстояние до него равно 800 nс.

В бинокль видна россыпь маленьких слабо светящихся звездочек, среди которых немало горячих гигантов. Чем мощнее телескоп, тем большее количество звезд появляется в поле зрения. По словам известного астронома прошлого века Ласселя, «это необыкновенно поразительный небесный предмет и никто не в состоянии видеть его первый раз, не вскрикнув от изумления». Отнесем этот преувеличенный отзыв на счет восторженности Ласселя и большой мощности его рефлектора. Но все-таки и в школьные телескопы звездный рой в Близнецах выглядит очень красиво.

Заранее предупредим читателя, что звезды, о которых пойдет речь, в школьные телескопы кажутся самыми заурядными и ничем не замечательными. Так они выглядят и в крупнейшие телескопы мира. И все-таки они необыкновенны, но узнать об этом удалось не при непосредственных наблюдениях в телескоп, а по кривой изменения их блеска и характеру спектра.

Начнем с Капеллы - блестящей желтой звезды 0m,09, «возглавляющей» созвездие Возничего. Когда ее физические свойства были еще плохо известны, некоторые астрономы считали Капеллу двойником Солнца. Сходство действительно есть, но только по цвету и температуре. В остальном же Капелла совсем не похожа на Солнце.

Капелла, оказывается, состоит из двух очень близких друг к другу желтых звезд-гигантов. Одна из них по диаметру в 12, а по массе в 4,2 раза больше Солнца. Другая несколько меньше и легче. Поперечник ее в 7 раз превосходит солнечный, и она в 3,3 раза тяжелее Солнца. Расстояние между центрами этих звезд почти равно радиусу земной орбиты. Поэтому можно достаточно наглядно представить себе систему Капеллы, если мысленно Солнце заменить Капеллой А (большим компонентом), а Землю - Капеллой В. Добавим, что первая из этих звезд будет сиять в 110, а вторая в 70 раз ярче Солнца.

Угловое расстояние между Капеллой А и Капеллой В ничтожно мало - всего 0",05, что находится на пределе разрешающей способности величайших телескопов мира. Но спектральный анализ совершенно недвусмысленно указывает на двойственность Капеллы, и по периодическому смещению спектральных линий легко найти, что период обращения в этой системе двух солнц близок к 104 суткам.

Фотоэлектрические измерения показали, что р Возничего- вторая по яркости после Капеллы звезда этого созвездия - чуть-чуть (на 0m,l), но строго периодически меняет свой блеск. Анализ спектра и кривой изменения блеска оказался вполне достаточным, чтобы узнать интересные подробности об этой затменно-пере-менной звезде.

Оба компонента - горячие голубые гиганты, похожи друг на друга буквально, как близнецы. Их радиусы равны 1,9 млн. км, а по массе каждая из звезд в 2,4 раза превосходит Солнце. Совершенно одинаковы и плотности, и светимости этих близнецов. Расстояние между их( центрами всего 12,5 млн. км, а период обращения равен 3,96 суток.

Прямой противоположностью являются две звезды, составляющие систему ζ Возничего (рис. 46). Обе они совсем не схожи. Одна из них - очень горячая голубовато-белая звезда, в 13 раз более тяжелая, чем Солнце, и в 4 раза превосходящая его по диаметру. Второй компонент-красновато-оранжевый холодный сверхгигант, в 32 раза тяжелее Солнца и в 293 раза больше его по диаметру. Эта звезда так огромна, что, будучи помещенной в центр солнечной системы, поглотила бы Меркурий, Венеру, Землю и лишь немного «не дотянула» до Марса.

Рис. 46. Звезда ζ Возничего

Голубая звезда имеет температуру поверхности 15000°, красная 3160°. Зато v вторая излучает света в 1900 раз больше, чем Солнце, а первая - лишь в 400 раз. Голубая звезда обращается вокруг красной по орбите почти равной в размерах орбите Юпитера. По случайному стечению обстоятельств луч зрения земного наблюдателя почти лежит в плоскости этой орбиты, и мы можем благодаря этому видеть, как одна из звезд периодически заслоняет другую. При этом, когда красная звезда заслоняет голубую, блеск последней сначала меняется очень мало, как если бы звезда заволакивалась какой-то почти прозрачной дымкой. Эта дымка - огромная исполинская атмосфера красного сверхгиганта. В ней (судя по спектру) кальциевые протуберанцы иногда взлетают на высоту 233 млн. км, что в 1,5 раза больше расстояния от Земли до Солнца!

Период обращения в системе ζ Возничего равен 972 дням, причем полное затмение голубой звезды красной длится почти 40 дней!

Как ни грандиозен масштаб этих явлений, они все же бледнеют по сравнению с тем, что удалось открыть в системе затменно-переменной е Возничего. Вот уж где природа не скупится на чудеса, поражающие человеческое воображение!

Интересно уже то, что ε Возничего - затменно-пере-менная с самым большим известным периодом изменения блеска: он равен 27 годам. Амплитуда при этом составляет 0^m,75, то есть в максимуме блеска ε Возничего в 2 раза ярче, чем в минимуме.

Тщательный анализ спектра и кривой блеска е Возничего, проведенный в 1937 г. известными американскими астрофизиками Д. Койпером, О. Струве и Б. Стремгреном, привел их к поразительным выводам.

Система ε Возничего состоит из двух звезд - видимой и невидимой. Та, которую мы видим в созвездии Возничего как желтоватую звезду в среднем почти 4^m, - огромный сверхгигант с температурой поверхности 6300°. Эта звезда в 36 раз тяжелее Солнца и в 190 раз больше его по диаметру. Но ее размеры совершенно меркнут по сравнению с размерами второй звезды, самой большой из всех, какие мы толькб знаем. Ее диаметр в 2700 раз больше солнечного. Внутри ее свободно уместились бы орбиты всех планет, от Меркурия до Сатурна включительно. На рис. 47 с сохранением относительных масштабов показана система ε Возничего.

Рис. 47 Система ε Возничего

Несмотря на чудовищные размеры второго компонента, его светимость мала и почти равна солнечной. Видимый блеск величайшей из звезд близок к 16^m, a угловое расстояние ее от соседа 0",03. Учитывая огромную разность в видимом блеске компонентов, можно с уверенностью сказать, что «разделить» эту пару оптически пока не представляется возможным.

Почему же при неимоверно больших размерах звезда Эпсилон А имеет такую ничтожную светимость? Секрет, оказывается, в том, что эта звезда очень холодная (1350° на поверхности) и она излучает в основном невидимые инфракрасные лучи. К тому же ее средняя плотность настолько мала, что Эпсилон А прозрачна; потому-то во время затмений этой звездой ее спутника никаких изменений в спектре не происходит. Но почему же тогда все же колеблется блеск Эпсилон В?

По мнению американских ученых, Эпсилон В, излучающая света в 10000 раз больше, чем Солнце, ионизует ближайшие к ней самые внешние слои инфракрасной звезды Эпсилон А. Образующееся «ионизационное пятно» при движении Эпсилон В перемещается по поверхностным слоям атмосферы Эпсилон А. Когда первая из звезд окажется сзади второй и «ионизационное пятно» загородит ее от земного наблюдателя, блеск звезды Эпсилон В ослабевает, так как ионизованные газы менее прозрачны, чем неионизованные. Это остроумное объяснение полностью соответствует всем данным наблюдений.

Вот как много сведений можно получить из анализа лучей света - той основной нити, которая связывает нас со звездами.

Созвездие Возничего богато не только необыкновенными затменно-переменными звездами, но и рассеянными звездными скоплениями. Отыщите в бинокль или телескоп три скопления М36, М37 и М38 (Их нужно искать между в Возничего и β Тельца)), в сущности, образующие тройное скопление. Они состоят в основном из горячих белых звезд спектрального класса В с некоторой «примесью» более холодных звезд, напоминающих Солнце. В общей сложности все три скопления насчитывают в своем составе около 350 звезд, причем самое яркое и богатое из них - М37. Расстояние до него, как и до М36, равно 1100 nс, тогда как М38 к нам несколько ближе - 850 nс. Истинные их поперечники заключены в пределах от 6 до 11 nc.

По исследованиям советских астрономов вся совокупность рассеянных звездных скоплений образует в нашей Галактике плоскую подсистему.

В этом обширном, но бедном яркими звездами созвездии (там есть только одна звезда ярче 4^m) обратите внимание только на один объект - замечательную диффузную туманность, известную астрономам под названием «Розетка» (рис. 48). На хороших фотографиях она действительно отдаленно напоминает розетку для варенья, и по этому внешнему признаку (дискообразная форма) ее можно было бы причислить к планетарным туманностям.

Рис. 48. Туманность 'Розетка'

Однако на самом деле, повторяем, это - диффузная туманность, «подсвечиваемая» изнутри очень горячими звездами класса О. Ее видимый поперечник вдвое больше лунного. Нас разделяет 1100 nс.

Мы уже предупреждали читателя, что в СССР видна только часть (и притом не самая яркая) этого обширного и, хочется сказать, длинного созвездия.

В созвездии Эридана найдите тройную звезду ο². Главная звезда 4^m,6 имеет на расстоянии, превышающем минуту дуги, спутника 9^m,7, который в свою очередь является двойной звездой (третий компонент 11^m,2).

Главная звезда напоминает наше Солнце, но только она несколько меньше его и холоднее. Вторая звезда - очень холодный красный карлик, примерно в 5 раз по объему и массе меньший Солнца. А третья звезда - белый карлик, в 50 раз уступающий Солнцу по объему, но зато превосходящий его по плотности в 64000 раз. Белый и красный карлики «водят хоровод» с периодом в 250 лет и совместно обращаются вокруг главной звезды по огромной орбите с периодом, который еще надежно не определен. Эта тройка звезд - наши соседи, до них почти 5 nс.

Звезда ε Эридана (4^m,2) замечательна тем, что она - одна из двух звезд северного полушария неба, вокруг которой, быть может, кружатся обитаемые планеты. Во всяком случае, как и т Кита, эта звезда находится под непрестанным наблюдением. Лучше сказать, под «радионаблюдением», так как на нее направлены очень чувствительные «уши» земных радиотелескопов. Пока и отсюда нет никаких «позывных» искусственного происхождения, но будем терпеливы, ведь эксперимент только начинается.

Некоторая надежда на успех есть: ведь ε Эридана напоминает Солнце. Она одиночна, достаточно холодна, даже несколько холоднее Солнца, сравнима с ним по размерам, массе и медленно вращается вокруг оси. Последнее обстоятельство может рассматриваться если не как прямое указание, то как намек на существование у ε Эридана планетной системы. Эта звезда несколько ближе к нам, чем τ Кита, - до нее всего около 3 nс. Когда в будущем человечество начнет осваивать галактические окрестности Солнца, ε Эридана, вероятно, обязательно включат в план первых межзвездных перелетов.