Очерки о Вселенной - Воронцов-Вельяминов Борис Александрович - Страница 90

Первая звезда, диаметр которой в 1920 г. удалось измерить «непосредственно» - интерферометром, была яркая красная звезда в созвездии Ориона - Бетельгейзе. Вообще первые измерения удались для гигантских красных звезд, не особенно к нам близких, но у которых угловые размеры, видимые с Земли, ожидались наибольшими. После измерения десятка таких звезд наступил длительный перерыв - дальше мощи инструмента оказалось недостаточно. В 1956 г. в Англии удалось наконец измерить диаметр Сириуса, а в 1963 г. в Австралии измерили диаметр Беги. Это - белые звезды, гораздо меньшие, чем красные гиганты, но одни из ближайших к нам.

Результаты всех этих измерений и расчетов мы приведем немного позже. Они показывают крайнее разнообразие звездных размеров. Отметим лишь, что одной из наибольших среди известных звезд является звезда VV в созвездии Цефея. Она больше Солнца по диаметру по крайней мере в 1600 раз. Есть звезды, которые гораздо меньше Солнца.

Дьявольские звезды

Первую дьявольскую звезду открыли арабы. Это была β Персея, которую они, собственно говоря, назвали просто «дьяволом» (Эль-Гуль). Она поразила их тем, что будучи обычно около 2-й звездной величины, она вдруг ослабевала почти до 4-й - она менялась на небесах, считаемых неизменными, где живет Аллах. Чем может быть такая звезда, как не звездой дьявола, если не им самим!

После долгой смены исторических событий и возникновения новых очагов культуры, несколькими веками позже изменение блеска β Персея, Эль-Гуля, переделанного европейцами в Алголя, в 1670 г. подметили в Европе.

Еще через сто с лишним лет глухонемой от рождения любитель астрономии Гудрайк обнаружил периодичность изменения блеска Алголя. Его период оказался 2 дня 20 часов 49 минут. Но из них 2 дня 11 часов звезда остается постоянного блеска, а затем в течение 5 часов теряет 2/3 своего блеска с тем, чтобы через 5 часов снова к нему вернуться. Кривая изменения блеска Алголя в. зависимости от времени изображена на графике, построенном на основании современных нам измерений с помощью фотоэлектрического фотометра (рис. 144).

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.

Правильность объяснения была окончательно подтверждена в конце прошлого века, когда оказалось, что Алголь - спектрально-двойная звезда, у которой спектр слабо светящегося спутника невидим, как и следовало ожидать. При этом в момент затмения линии спектра занимают нормальное место, т. е. звезда движется в это время по орбите под прямым углом к нашему лучу зрения (не к нам и не от нас), как и должно быть. Кроме того, между главными минимумами блеска было обнаружено вторичное небольшое ослабление блеска, соответствующее затмению слабой звезды более яркой.

Было открыто много других двойных звезд этого же типа, названных затменно-двойными, или алголями. Исследование кривых изменения их блеска в совокупности со спектральными данными позволяет изучить эти звезды так подробно и точно, как этого 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.

Рис. 144. Кривая изменения блеска 'дьявольской звезды' - Алголя и ее происхождение. Алголь - двойная звезда, и составляющие его периодически затмевают одна другую. Видно, что более яркая звезда заметно освещает обращенное к ней полушарие более слабой

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 звезд 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. Благодаря близости друг к другу и возникающим отсюда сильным приливам в массах этих звезд форма их не шарообразная, а вытянутая. Они вытянуты по направлению друг к другу и обращаются как бы «нос к носу».

Много звезд типа Алголя открыл и изучил в начале нашего века московский астроном С. Н. Блажко.

Рис. 145. Кривая изменения блеска β Лиры. Вверху изменение блеска звезды наглядно изображено величиной белых кружков

По кривой блеска этих звездных систем астрономы читают их свойства почти так же свободно, как хороший музыкант читает ноты В. П. Цесевич обладает наибольшим в СССР собранием собственных наблюдений звезд, меняющих блеск, а Д. Я. Мартынов известен тем, что «с пристрастием» допрашивает бывшие «дьявольские» звезды об их строении со столь разных точек зрения и разделов науки, что им ничего не остается, как разоблачаться перед ним от остатков своих «тайн».

Портретная галерея цветных звезд

Пройдемся по портретной галерее звезд и посмотрим сначала на типичные лица рядовых обитателей звездной Вселенной, а затем на портреты некоторых звездных знаменитостей.

Вот висят рядом два портрета, и в одном из них мы улавливаем знакомые черты, - это как будто наше Солнце. Тот же желтый цвет, тот же спектральный класс G и температура 6000°. Даже светимость, масса, плотность и размер у этой звезды почти те же, но, увы, подпись под портретом говорит нам, что это не Солнце, а звезда α Центавра А. В складе портретов звезд, накопленных астрономией, лежат целые груды точно таких же портретов, однако все с разными подписями, указывающими имя оригинала, но если подписи перепутаются и одна этикетка пристанет к чужому портрету, то ничего страшного не произойдет. Эти звезды настолько «все на одно лицо», что их собственные «дети» - планеты не могли бы их отличить друг от друга. Личность нашего Солнца оказывается столь обыденной, что к нему можно было бы потерять всякий интерес, если бы мы не имели удовольствия ежедневно пользоваться его теплом и светом.

Поднимем еще раз наш разочарованный взор на портрет, и мы заметим, что это собственно лишь половина портрета звезды и нашей ближайшей соседки в пространстве - α Центавра. Потому-то под этой половинкой и подписано α Центавра А. Рядом, под другой половинкой написано α Центавра В; ведь α Центавра - это двойная звезда.

Со второй половинки портрета на нас смотрит звезда почти такого же веса, немного более легкая (на 15%) и впятеро менее яркая. Если ее компаньонку причислить по цвету ее оболочки, так сказать, к желтой расе звезд, то саму ее надо назвать краснокожей. Густооранжевый цвет ее поверхности вполне соответствует ее спектральному классу К5 и более низкой температуре: 4000°. Диаметр звезды составляет 3/4 солнечного, а средняя плотность немного больше, чем у воды, но меньше, чем у Солнца. Из общей подписи к этим портретам мы узнаем, что период обращения этих двух звезд составляет 78,8 года - немного больше, чем у Урана в солнечной системе, а большая полуось взаимной орбиты в 23,3 раза больше, чем расстояние от Земли до Солнца, т. е. опять-таки того же порядка, что расстояние между Солнцем и Ураном. Однако здесь не огромное Солнце и планета, а пара почти одинаковых солнц. Орбита спутника - а Центавра В - относительно главной звезды, имеющая эксцентриситет 0,51, более вытянута, чем орбиты больших планет в нашей Солнечной системе, и больше похожа на орбиты корот-копериодических комет. Плоскость орбиты наклонена к лучу зрения всего на 11°, так что орбита видна нам в сильном ракурсе (см. рис. 142, стр. 466). Мы знаем, в какой части орбиты спутник движется на нас и в какой он от нас удаляется; помимо того, вся система в целом (ее центр тяжести) приближается к нам со скоростью 22 км/сек. Однако с такой же скоростью (точнее, 23 км/сек) она движется в поперечном направлении, так что в итоге по отношению к нам система α Центавра летит «вкось» под углом 45° со скоростью 31 км/сек.