Вселенная полна загадок - Зигель Феликс Юрьевич - Страница 47

Шаровое звездное скопление.

Чтобы избавить себя и своих коллег от этих досадных недоразумений, французский «ловец комет» астроном Мессье в конце XVIII века составил первый каталог звездных скоплений и туманностей. В него вошел сто один подозрительный объект, ни один из которых теперь уже не мог быть спутан с кометой. Сами туманности и скопления интересовали Мессье очень мало — с помощью своего небольшого телескопа никаких подробностей в этих объектах он рассмотреть не мог. Составленный им каталог был, собственно, списком помех, из которых самыми коварными были шары из звезд. Но обозначения каталога Мессье сохранились и в современной астрономии. Так, например, главное шаровое звездное скопление в созвездии Геркулеса имеет обозначение М13, что читается, как Мессье 13. Второй шар из звезд, видимый в том же созвездии, в каталог Мессье был занесен под номером 92 и потому имеет обозначение М92, и т. д.

Любопытно, что в каталоге Мессье наряду с шаровыми звездными скоплениями встречаются и такие объекты совершенно иной природы, как, например, диффузная газовая туманность Ориона (М42) или ближайшая к нам исполинская звездная система — туманность Андромеды (М31). Мессье не делал между ними различия — для его работы все это были одинаково досадные помехи!

Хотя на небе шаровые звездные скопления концентрируются к средней линии Млечного Пути (так называемому галактическому экватору), некоторые из них ветречаются и недалеко от галактических полюсов — точек неба, удаленных от галактического экватора на 90 градусов. Другой интересной особенностью видимого распределения звездных шаров является то, что большинство из них находится вблизи созвездия Стрельца, в направлении которого, как известно, находится ядро нашей Галактики.

Все эти факты были объяснены после того, как удалось определить расстояния, отделяющие нас от шаровых звездных скоплений. К счастью, сделано это было сравнительно легко.

В шаровых звездных скоплениях много цефеид — пульсирующих звезд, с удивительной ритмичностью меняющих свои объем, температуру и яркость. Как уже говорилось, светимость цефеиды, то есть количество излучаемого ею света, тесно связано с периодом изменения ее блеска. Чем ярче и, следовательно, чем массивнее звезда, тем медленнее совершаются ее пульсации. Но период пульсации хорошо виден с Земли по изменению видимого блеска.

Определив период, находим светимость звезды, а зная светимость и видимый блеск, можно легко определить расстояние до цефеиды.

Шары из звезд оказались очень далекими объектами. Даже от самых близких из них свет до нас доходит за два-три десятка тысяч лет! От самого заметного из шаровых звездных скоплений в созвездии Геркулеса (М13) лучи света доходят до Земли за тридцать четыре тысячи лет! Иначе говоря, этот шар из звезд мы видим таким, каким он был во времена первобытного человека. Не подумайте, что за тридцать четыре тысячи лет что-нибудь существенно изменилось в этом скоплении; ведь в космической мере времени тридцать четыре тысячи лет — это всего полтора космических часа!

Некоторые шаровые звездные скопления так далеки, что они находятся фактически за пределами нашей Галактики, выполняя роль как бы ее спутников. К их числу относится, например, шаровое скопление в созвездии Рыси. Оно так далеко, что даже на фотоснимках с экспозицией в три часа, сделанных с помощью крупных современных телескопов, его невозможно разложить на отдельные звезды. И неудивительно — нас отделяет от него расстояние в сто семьдесять пять тысяч световых лет!

Основная часть шаровых звездных скоплений образует как бы костяк нашей Галактики. Их совокупность также напоминает собой шар невообразимо больших размеров. Внутри этого «шара из шаров», как в некоторой клетке, заключена главная часть звезд нашей Галактики.

Если бы мы могли наблюдать систему шаровых звездных скоплений из центра Галактики и если бы нашим наблюдениям не мешала межзвездная поглощающая свет материя, эта система казалась бы нам почти симметричной. По всем направлениям мы видели бы почти одинаковое число шаров из звезд. Но фактически этого нет. Солнце вместе с планетами расположено в Галактике эксцентрично, благодаря чему и распределение шаровых звездных скоплений на небе кажется неравномерным.

Зная расстояние до скопления и его видимые размеры, легко найти действительный объем, занимаемый в пространстве данным звездным шаром. Выяснилось, что шаровые скопления почти однотипны — поперечники их отличаются друг от друга сравнительно мало. Самые меньшие из звездных шаров имеют поперечник, равный ста тридцати световым годам, наибольшие из них достигают в поперечнике трехсот световых лет. Иначе говоря, самые большие шаровые звездные скопления имеют диаметр в семьдесят пять раз больший, чем расстояние от Солнца до ближайшей из звезд — Альфы Центавра.

В таком относительно небольшом объеме пространства заключено непомерно большое количество звезд. Определить их общее число непосредственно нельзя — в центральных областях скопления отдельных звезд не видно. Но, измеряя количество света, которое излучает данный звездный шар, можно выразить силу его света в солнечных свечах, то есть приняв светимость Солнца за единицу. Тогда в среднем получается, что каждое шаровое скопление светит, как сто шестьдесят тысяч новых солнц. Значит, примерно столько же звезд образует каждый из звездных шаров.

Звездное население шаровых звездных скоплений своеобразно. Это преимущественно звезды-гиганты, среди которых, впрочем, нет очень горячих и сверхгигантских экземпляров. Наиболее яркие, бросающиеся в глаза звезды шаровых звездных скоплений — это холодные красноватые гиганты с температурой поверхности от 2 до 4 тысяч градусов. Многие из шаровых звездных скоплений богаты переменными звездами, в частности цефеидами.

Найти, как распределены звезды внутри скопления, не такое простое дело, как может показаться с первого взгляда. Ведь то, что мы видим на фотографии шарового звездного скопления, есть проекция звездного шара на плоскость, перпендикулярную к лучу зрения. Задача состоит в том, чтобы от видимого распределения звезд на плоской картине перейти к их распределению в пространстве.

Наиболее полно и обстоятельно эту задачу решил в 1949–1953 гг. московский астроном Η. П. Холопов. Его исследования показали, что распределение звезд внутри шаровых скоплений носит весьма сложный характер. Но, в общем, можно утверждать, что каждый звездный шар имеет плотное звездное ядро, по мере удаления от которого число звезд в единице объема быстро уменьшается. Внешние, поверхностные слои скопления обладают другой особенностью: звезды распределены в них почти равномерно. Переход от плотного ядра к разреженной поверхности происходит постепенно.

Трудно подсчитать, насколько густо располагаются звезды в центре шарового звездного скопления. Но можно быть уверенным, что вид неба там совсем иной, чем на Земле.

Вообразите, что мы очутимся на какой-нибудь из неведомых нам планет, обращающихся вокруг одной из центральных звезд шарового скопления в Геркулесе. Дивное зрелище представляет собой там ночное небо! Тысячи звезд, превосходящих по своему блеску Венеру, усеивают небосвод от зенита и до горизонта. Иначе говоря, если бы на нашем земном небе все звезды, видимые невооруженным глазом, мы заменили бы звездами, по блеску не уступающими Венере, тогда, вероятно, наше небо могло бы сравниться с тем воображаемым небом, о котором мы говорим.

Вид неба из центра шарового скопления.

Добавьте к этому многие тысячи звезд более слабых, но, впрочем, иногда не уступающих по блеску Сириусу или Веге, и вы согласитесь, что наше небо не принадлежит к числу самых красивых.

Но у нас, жителей Земли, есть одно бесспорное преимущество перед обитателями центральных областей шарового скопления. Мы видим Вселенную несколько лучше, чем они. Несмотря на отсутствие в шаровых скоплениях пылевых и газовых туманностей, поглощающих свет, звезды скопления своим количеством и блеском оттесняют на второй план остальные звезды Галактики. Здесь сама природа располагает к ложному представлению о центральной роли во Вселенной именно этого звездного шара.