Глава 7. Звезды — далекие Солнца

Объяснить необъяснимое

Открылась бездна, звезд полна,

Звездам числа нет, бездне — дна.

Так писал великий ученый и ггоэт, чуткий ценитель красоты природы Михайло Ломоносов. Не в ущерб ему, приведем еще одно высказывание о звездах, принадлежащее, однако, менее авторитетному лицу. «Коллективный автор» Козьма Прутков изложил один анекдот о Декарте так:

«Однажды, когда ночь покрыла небеса невидимою своею епанчею, знаменитый философ Декарт, сидя на ступеньках домашней своей лестницы, некий прохожий подстуцил к оному, с превеликим вниманием на мрачный горизонт смотревшему, с вопросом: «Скажи, мудрец, сколько звезд на небе сем?» — «Мерзавец!

— ответствовал сей: — никто необъятного объять не может…»

Смысл всех этих слов тот, что звездам, видимым на небе, «несть числа», а между тем, если говорить о звездах, видимых невооруженным глазом, то они все сочтены давным-давно. Эта задача не необъятна. Мы вполне можем «объять» множественность звезд, она лишь кажется необъятной.

Присмотритесь к звездному небу, разыщите на нем с помощью звездной карты созвездия, и вы скоро убедитесь, как легко ориентироваться на небе, держать на учете все звезды, видимые невооруженным глазом. Их всего около 6000, а сразу над горизонтом их видно только около 3000. Если мы говорим «около», то лишь потому, что острота зрения и прозрачность воздуха бывают различны. В списки занесены и помечены на картах не только все эти звезды, но и множество более слабых.

С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится все более затруднительным.

Так сказать, «поштучно» сосчитаны и занесены в каталоги, а также на карты все звезды ярче 11-й звездной величины. Число звезд, более слабых, мы тоже знаем, но уже не так точно, но это и не так важно. Мы поступаем с ними, как лесничие с деревьями в лесах, не подсчитывающие каждое дерево при учете запасов леса. На небольших типовых площадках определенного размера они подсчитывают число деревьев и умножают их затем на число таких площадок, содержащихся в площади, занятой лесом. Мы поступаем со звездами подобно этому.

В результате подсчет числа звезд, ярче данной предельной звездной величины, можно представить следующей табличкой:

Итак, мы держим на строгом учете около миллиона звезд, а всего доступно нашему наблюдению около двух миллиардов звезд. Числа — внушительные, но «объять» их можно.

Светимости звезд

Где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек, и если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка. В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью, и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так, например, светимость звезды, в действительности в десять раз менее яркой, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Истинную силу света звезды можно выразить еще и иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, т. е. на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км в секунду, прошел бы его за это время. Десятая часть этого расстояния (т. е. расстояние в 3,26 светового года) принимается специалистами-астрономами за единицу для выражения межзвездных расстояний и называется парсеком. Ее назвали так потому, что с этого расстояния угол, под которым виден радиус земной орбиты, перпендикулярный к лучу зрения (этот угол называется параллаксом), составляет в точности одну секунду дуги. Парсек в 206 265 раз больше расстояния от Земли до Солнца, т. е. астрономической единицы, так что

1 парсек=3,26 светового года=206265 астрономических единиц=3,083Х1013 км.

На стандартном расстоянии в 10 парсек, или 32,6 светового года, Солнце показалось бы нам звездой 5-й звездной величины, т. е. не особенно хорошо видимой невооруженным глазом даже в безлунную ночь. Звездная величина светила на этом стандартном расстоянии называется абсолютной звездной величиной.

Блеск звезд, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояния до них.

Пусть для примера звезда 5-й видимой величины находится от нас на расстоянии в 40 парсек. Тогда на стандартном расстоянии в 10 парсек она была бы к нам вчетверо ближе и ее видимый блеск возрос бы в 42, т. е. в 16 раз. Но 16 — это почти точно (2 1/2)3, т. е. звездная величина звезды стала бы на три звездные величины меньше. Вместо 5-й она стала бы 2-й звездной величины, была бы на три звездные величины ярче Солнца (М0=+5). Следовательно, ее светимость равна 2 1/2 Х 2 1/2 Х 2 1/2=(2 1/2)3=16. Таким образом, эта звезда 5-й звездной величины в действительности в 16 раз ярче Солнца. Абсолютную величину звезды М можно легко вычислить по ее видимой звездной величине т и расстоянию D в световых годах при помощи формулы

М=(m+7 1/2)-5lgD.

Когда расстояния до многих звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, т. е. смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше считали все звезды «похожими на наше Солнце». Светимости звезд оказались удивительно разнообразными. Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Одной из самых слабых является звезда № 359 по каталогу Вольфа. Она в 50 000 раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина+16,6.

На другом краю шеренги звезд стоит S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й величины. Она в миллион раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина — 10,6. Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней S Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а звезда 359 Вольфа слабее самого жалкого светляка!

Итак, звезды — это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего центрального светила. Менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в густых сумерках.

Спектры — паспорта звезд

Спектры звезд — это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разбираться. Многое еще мы сумеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.

По спектру звезды мы можем узнать ее светимость (а следовательно, и расстояние до нее), ее температуру, ее размер, химический состав ее атмосферы как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Если спектры — паспорта звезд, то естественно, что мы стремимся к паспортизации звезд, к получению спектра каждой из них. Уже засняты спектры сотен тысяч звезд, но, не в пример светимостям, они оказываются гораздо менее разнообразны, и это позволяет разбить их на небольшое число спектральных классов.

Каждому спектральному классу соответствует определенная совокупность физических свойств звезды, так что, говоря, например, что звезда принадлежит к спектральному классу А, мы сразу в сжатой форме даем понятие о ее физической природе. Так, обычная звезда спектральногоч класса А будет в несколько десятков раз ярче Солнца, белого цвета, с температурой поверхности около 10 000°, по диаметру в несколько раз больше Солнца, причем в ее спектре самыми заметными будут темные линии водорода. Все это заставляет нас подробнее остановиться на спектральной классификации звезд.

Прежде всего заметим, что звезды бывают разного цвета, всех оттенков от красного через желтый к белому и голубоватому. Определенным цветам звезд соответствуют и определенного вида спектры. Все они похожи на спектр Солнца в том отношении, что у них тоже на фоне непрерывного спектра видны темные линии. Но наряду со спектрами, содержащими в точности такие же линии, как и спектр Солнца, бывают спектры и с совершенно другими линиями.

Рис. 134. Основные типы звездных спектров

По предложению Гарвардской обсерватории спектры классифицируют по интенсивности линий в них, и тогда они располагаются в порядке нисходящей температуры звезд, или, что то же, в порядке приближения их цвета от голубоватого и белого к красному. Температуры звезд меняются вместе с их цветом.

В приводимой табличке сопоставлены основные характеристики звезд, связанные с их спектром.

Звезды верхней части таблицы называются чисто условно ранними, остальные — поздними. Спектры промежуточные между типичными, обозначаются так: спектр чуть более поздний, чем АО, обозначают А1, еще чуть более поздний А2, как раз промежуточный между АО и FO обозначают А5, едва более ранний, чем FO, как А9 и т. д. Спектров более ранних, чем О5, нет.

Для запоминания порядка спектральной последовательности, очень нужного, можно запомнить фразу, в которой первые буквы слов идут в этой последовательности, например:

«Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».

Любопытно, что чем подобная фраза нелепее, тем она лучше запоминается.

Если вы предпочитаете другую фразу, придумайте ее сами, но, вероятно, еще прежде, чем это вам удастся, необходимость в ней отпадет, так как к этому времени вы уже запомните порядок букв. Он не соответствует алфавитному по случайным причинам.

Заметим, что среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S).

В спектре каждой звезды есть множество линий разных химических элементов, но в таблице отмечены лишь наиболее характерные.

Из чего состоят звезды и почему у них паспорта разные?

Различие спектров — звездных паспортов — известно давно и получило правильное объяснение в 30-х годах нашего века на основе теории ионизации газов. Было доказано, что это различие зависит в основном не от различия химического состава их атмосфер, который у всех звезд почти одинаков, а от различия их температур. Так, при сравнительно низкой температуре звезд классов К и М или солнечных пятен могут существовать стойкие химические соединения, например, окись титана. В более горячей звезде окись титана распадется на составные части — титан и кислород. В ее атмосфере атомы металлов, легко возбуждаемые и охотно поглощающие свет фотосферы, будут играть главную роль в поглощении и больше всего проявят себя в спектре. Если звезда еще горячее, то атомы металлов ионизуются в ней и дают уже другие линии в спектре.

У еще более горячей звезды атомы металлов теряют уже не один электрон, а больше, и линии их спектра переходят в невидимую нам ультрафиолетовую часть спектра, предоставляя место для назойливого выпячивания водородных линий. Водородные атомы возбуждаются в большем числе и поглощают свет фотосферы (и производят этим темные линии в спектре) при этой более высокой температуре более интенсивно.

Химический состав атмосфер звезд и Солнца по исследованиям Рессела (США), Унзольда (Германия) и других в основном почти одинаков и близок к химическому составу земной коры не только качественно, но и количественно, за исключением того, что в земной атмосфере нет заметных количеств водорода и гелия. Число атомов разного сорта в звездных атмосферах удалось теперь определить по интенсивности производимых ими темных линий в спектре, на основе теории спектров атомов и из лабораторных опытов по определению поглощательной способности различных газов и паров. Различия в химическом составе звездных атмосфер все же есть, они проявляются, например, в различии спектров звезд классов М и N и у горячих звезд типа Вольфа — Райе.

В следующей табличке даны логарифмы среднего числа атомов в столбе атмосфер сечением 1 см2 для звезд и Солнца по сравнению с такими же, но относительными данными для Земли и метеоритов. (Надо помнить, что различие в логарифмах на 2 соответствует различию в числах в 100 раз и т. д.)

Все эти данные не вполне точны, но мы видим, что атомосферы звезд-солнц не только состоят из тех же химических элементов, что и земная кора, но и относительное содержание каждого из них в Земле и в звездах очень сходно, за исключением того, что в звездах и Солнце водорода и гелия гораздо больше.

Любопытно в связи с этим вспомнить, что философ Огюст Конт, позитивист и приверженец идеализма, накануне открытия спектрального анализа утверждал, что человек никогда не зрнает химического состава звезд.

Развитие науки опровергло ошибочное и вредное утверждение Конта. Так же были опровергнуты предсказания невозможности наблюдать когда-либо солнечную корону вне полных затмений. Ставить пределы человеческому познанию нельзя!

В атмосферах звезд обнаружены не все химические элементы, известные нам, и причина этого та же, что в случае Солнца, о котором мы уже говорили.

Атмосферы звезд и Солнца отличаются от Земли по химическому составу, главным образом за счет их богатства водородом и гелием.

Согласно теоретическим расчетам недра звезд, по крайней мере большинства их, тоже состоят в основном из водорода.

В химическом составе отдельных звезд встречаются, как мы уже говорили, некоторые отклонения от средней нормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием. Академик Г. А. Шайн (в Симеизе), удостоенный Государственной премии, обнаружил, что в некоторых холодных звездах встречается аномально много особого вида углерода, так называемого тяжелого изотопа углерода. Обладая теми же химическими свойствами, что обычные атомы углерода, атомы этого изотопа тяжелее на 1/12 долю. Это показывает, что на разных мирах нет абсолютной тождественности условий, как и должно быть в бесконечной и бесконечно многообразной Вселенной.

Большой интерес представило открытие в 1965 г. нескольких «инфракрасных звезд». Эти звезды хотя и видны в телескоп визуально, но большая часть их излучения сосредоточена в далекой инфракрасной области спектра, начиная с 9500 ангстрем (А). Они несколько похожи по спектру на очень красные звезды, но представляют собой какой-то новый класс объектов с очень низкой температурой: 1000° и, может быть, даже 700°. Это приближает нас к допущению существования совсем темных звезд, но число их должно быть очень невелико. Ифракрасные звезды содержат в спектре полосы поглощения окиси титана и окиси ванадия, а, кроме того, и полосы поглощения… водяных паров! Да, да, — вода на звездах, на которых воды-то уж никак нельзя было ожидать. Но во внешних частях атмосферы столь холодных звезд горячие водяные пары могут существовать. Не забудьте, конечно, что и столь «холодные» звезды состоят из разреженного горячего газа — это тоже не огненно-жидкие, тем более не твердые тела.

Сравнительное однообразие химического состава известных небесных тел, быть может, разочарует кого-нибудь. Однако несомненно большое значение этого факта, подтверждающего материальное единство Космоса. Это единство дает нам право распространять на звездную Вселенную законы природы, познанные нами на опыте в скромных пределах нашей Земли. Все это — одно из ярких подтверждений правильности диалектико-материалистического мировоззрения.

Градусники для звезд

Мы уже говорили о том, что температуру небесных индивидуумов можно узнать и не ставя им градусник. Способы определения температур звезд весьма разнообразны, и они взаимно проверяют друг друга. Результаты применения разных способов сходятся довольно хорошо друг с другом и приводят к выводам, уже указанным в таблице звездных спектров. Температуры звезд мы можем измерять, находясь от них на чудовищно больших расстояниях, улавливая получаемое от них тепло, либо вычислять их, когда мы знаем размеры и светимости звезд, вычислять их по относительной интенсивности разных линий в их спектре, на основе теории, дающей зависимость степени ионизации газа от его температуры и проверенной на опытах. Кроме того, температуры звезд можно определить по распределению энергии в их непрерывном спектре и даже по цвету звезды, зависящему от этого распределения.

Надо помнить, что поскольку наблюдаемый нами спектр и свет звезд производятся их атмосферами, постольку и определяемая нами температура, так же как и химический состав, относится только к атмосферам звезд. Температура внутри звезд определяется сложными теоретическими расчетами; она достигает многих миллионов градусов.

Лот в безднах мироздания

За пределами Солнечной системы к звездам приходится сделать такой большой скачок в расстояниях, что он удался всего лишь 140 лет назад, гораздо позднее, чем исчезли сомнения в подобии между Солнцем и звездами. Измеритель морских глубин, — лот, в области астрономии неоднократно «забрасывался» в направлении разных звезд и долго не мог достигнуть ни одной из них, не мог достать «дна». Это, конечно, лишь фигуральное сравнение, потому что, как и в случае определения температур светил, возможность непосредственных измерений расстояний здесь исключена. Как мы сейчас увидим, их можно найти лишь косвенным путем, вычисляя на основании измерения других величин. Этот путь, указанный еще Коперником, состоит в измерении углов, но приборы и методы, позволяющие достигнуть необходимой точности, были созданы лишь в XIX веке. Как и при определении расстояния до любого недоступного предмета, идея способа заключается в измерении разности направлений, по которым видна звезда с двух концов базиса известной длины. Расстояние, соответствующее этой разности направлений, можно вычислить с помощью тригонометрии. В данном случае диаметр Земли в качестве базиса оказался слишком мал, и для огромного большинства звезд при современной точности измерения углов даже диаметр земной орбиты недостаточен. Все же именно его Коперник рекомендовал взять за базис, что и выполнили ученые позднейших поколений.

Только 140 лет назад замечательному астроному В. Я. Струве в России, Бесселю в Германии и Гендерсону в Южной Африке удалось произвести достаточно точные измерения и впервые установить расстояния до некоторых звезд. Чувство, испытанное при этом современниками, напоминало радость моряков, которые при долгом плавании безуспешно бросали лот и, наконец, достали им до дна.

Классический способ определения расстояний до звезд состоит в точном определении направления на них (т. е. в определении их координат на небесной сфере) с двух концов диаметра земной орбиты. Для этого надо их определить в моменты, отделенные друг от друга полугодом, так как Земля за это время сама переносит с собой наблюдателя с одной стороны своей орбиты на другую.

Кажущееся смещение звезды, вызванное изменением положения наблюдателя в пространстве, чрезвычайно мало, едва уловимо. Его предпочитают измерять по фотографии, делая для этого, например, на одной и той же пластинке два снимка избранной звезды и ее соседок, один снимок через полгода после другого. Большинство звезд так далеки, что их смещение на небе при этом совершенно незаметно, но по отношению к ним достаточно близкая звезда заметно смещается. Это ее смещение и измеряют с точностью до 0″,01- большей точности пока достигнуть еще не удается, но она уже намного выше точности, достигнутой полвека назад.

Описанное кажущееся смещение звезды вдвое больше того угла, под которым с нее был бы виден радиус земной орбиты и который называется годичным параллаксом. (Мы здесь говорим о радиусе потому, что в данном случае отличием орбиты Земли от окружности можно пренебречь.)

Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины Центавра, невидимую в СССР, хотя одна близкая к ней, невидимая невооруженным глазом звездочка оказывается еще на 1% ближе. Параллакс этих звезд наибольший и составляет 3/4″; он измерен с точностью около 1 %, поскольку точность угловых измерений достигает 0″,01.

Рис. 137. Параллакс и собственное движение звезд. На рисунке параллакс р двух близких друг другу звезд и их собственные движения одинаковы, но их путь в пространностве различен

Под углом около 0″,01 нам представляется поперечник копейки, если ее поставить на ребро на Красной площади в Москве и рассматривать из Тулы или из Рязани! Вот какова точность астрономических измерений! Под углом в 0″,01, говоря точно, видна линейка, на которую смотрят под прямым углом с расстояния, в 20 626 500 раз большего, чем длина линейки.

По параллаксу легко узнать соответствующее расстояние. Мы получим расстояние до звезды в радиусах земной орбиты, если разделим число 206 265 на величину параллакса, выраженного в секундах дуги. Чтобы выразить его в километрах, надо полученное число умножить еще на 150 000 000.

Мы уже знаем, что большие расстояния удобнее выражать в световых годах или в парсеках. Звезда а Центавра и ее соседка, прозванная «Ближайшая», так как она еще чуть-чуть ближе к нам, отстоят от нас в 270 000 раз дальше, чем Солнце, т. е. на 4 световых года. Курьерский поезд, идя без остановок со скоростью 100 км в час, добрался бы до нее через 40 миллионов лет! Попробуйте утешиться воспоминанием об этом, если вам когда-либо надоест продолжительная езда в поезде…

Точность измерения параллаксов в 0″,01 не позволяет измерить параллаксы, которые сами меньше этой величины, так что описанный способ неприменим к звездам, отстоящим далее 300-350 световых лет. Кроме того, легко видеть, что если при параллаксе в 0″,10 ошибка в 0″,01 составит 10%, то при измеренном параллаксе в 0″,01 мы должны допустить, что истинный параллакс может составить и 0″,02 и 0″,00. В первом случае действительное расстояние (соответствующее 0 «,02) будет около 150 световых лет, во втором случае оно равно бесконечности. При таких малых параллаксах ошибка в 20% при определении расстояния по спектру делает их более надежными, чем классический способ определения расстояний, на котором, впрочем, они сами основаны. Классическим способом, описанным здесь, за 140 лет определены расстояния до 6000 звезд (около 10 000 определений), спектральных же параллаксов за 30 лет определено около 28 000. Комментарии, как говорится, излишни.

С помощью описанного способа и других, использующих спектры, а также с помощью совершенно иных косвенных методов можно определять расстояния до звезд, отстоящих гораздо дальше, чем на 300 световых лет. Свет звезд некоторых далеких звездных систем доходит до нас за сотни миллионов световых лет. Это вовсе не значит, как часто думают, что мы наблюдаем звезды, может быть, уже не существующие сейчас в действительности. Не стоит говорить, что «мы видим на небе то, чего в действительности уже нет», ибо подавляющее большинство звезд изменяется так медленно, что миллионы лет назад они были такими же, как сейчас, и даже видимые места их на небе меняются крайне медленно, хотя в пространстве звезды движутся быстро.

Движение неподвижных звезд

Этот парадокс вытекает из того, что в отличие от блуждающих светил — планет-звезды созвездий некогда назвали неподвижными. Между тем неподвижного в мире ничего быть не может. Еще два с половиной века назад Галлей обнаружил перемещение Сириуса по небу. Чтобы заметить систематическое изменение небесных координат звезд, их перемещение на небе относительно друг друга, надо сравнивать точные определения их положения на небе, сделанные с промежутком времени в десятки лет. Невооруженным глазом они незаметны, и за историю человечества ни одно созвездие не изменило заметно своих очертаний.

Для большинства звезд никакого перемещения подметить не удается, потому что они слишком далеки от нас. Всадник, скачущий карьером на горизонте, как нам кажется, почти стоит на месте, а черепаха, ползущая у наших ног, перемещается довольно быстро. Так и в случае звезд — мы легче замечаем движения ближайших к нам звезд. Фотографии неба, которые удобно сравнивать друг с другом, очень нам в этом помогают. Наблюдения положения звезд на небе делались задолго до изобретения фотографии, сотни и даже тысячи лет назад. К сожалению, они были слишком неточны, чтобы из сравнения их с современными можно было заметить движение звезд. «Летящая звезда Барнарда» — так назвали одну слабенькую звездочку за ее наиболее заметное среди звезд движение по небу, но движется она, если хотите, даже не черепашьим шагом, а еще медленнее. За год она «пролетает» по небу дугу в 10″, т. е. чтобы переместиться на видимую величину лунного поперечника (112°), ей потребуется две сотни лет. Если ее сфотографировать большим московским астрографом, дающим крупный масштаб, то изменение за год ее положения среди звезд на фотографии составит меньше одного миллиметра! Однако по сравнению с другими звездами это действительно «летящая» звезда. Для большинства звезд с уже измеренным движением по небу сдвиг их на фотографиях, снятых такими же большими телескопами с промежутками времени в десятки лет, выражается сотыми и даже тысячными долями миллиметра.

Определив величину и направление видимого углового перемещения звезд на небе, можно рассчитать, как изменится с течением времени расположение ярких звезд в созвездиях. Движение множества звезд было определено, в частности, в Пулковской обсерватории в прошлом веке, а позднее С. К. Костинским и в особенности А. Н. Дейчем.

Как ни ничтожны угловые перемещения звезд собственными движениями, они соответствуют громадной скорости в пространстве, если вспомнить величину расстояния, с которого мы их видим. Надо иметь в виду, что видимое угловое перемещение звезды зависит не только от расстояния и от скорости движения ее в пространстве, но и от направления, по какому она движется относительно нас. На фоне далекого леса или дома несущийся к вам по дороге велосипедист смещается меньше, чем пешеход, идущий невдалеке вам наперерез.

Рис. 138. Лучевая и тангенциальная скорости движения звезды

Если звезда движется под прямым углом к линии, цо которой мы на нее смотрим, то ее смещение на небе целиком соответствует ее скорости в пространстве, которую легко тогда подсчитать, зная расстояние до звезды.

Пусть, например, такая звезда передвигается в год на 1″ и находится от нас на расстоянии, в 2 082 650 раз большем, чем Земля от Солнца. Тогда, как мы знаем, длина дуги в 1″ (в 206 265 раз меньшая радиуса окружности) составит здесь отрезок, в 10 раз больший расстояния от Земли до Солнца. Это путь, пройденный ею за год, и отсюда легко рассчитать ее скорость в километрах в секунду. Она составит:

(1500000000/365X24X60X60)=47,4 км/сек.

У нас есть еще другая возможность изучать движение звезд — измеряя смещение линий в их спектрах. Эта лучевая скорость в сочетании с измеренным собственным движением при известном расстоянии до звезды (только в этом случае!) полностью определяет нам движение ее в пространстве и по величине и по направлению. Например, если обе скорости равны, то направление движения звезды составляет угол в 45° с линией нашего зрения.

Рис. 139. Изменения очертаний теперешнего ‘ковша’ Большой Медведицы. Верхний рисунок — нынешние очертания, средний — через 50 тыс. лет, нижний — через 100 тыс. лет

Усилиями многих обсерваторий, среди которых видное место занимают Пулковская и Симеизская, к настоящему времени измерены собственные движения более 100 тысяч звезд и лучевые скорости 7 тысяч звезд. К сожалению, не все звезды из этих 7 тысяч входят в число 100 000 названных выше. Собственные движения звезд определяют специалисты по измерению фотографий (гоняясь за звездами с более заметным движением), между тем лучевые скорости определяют спектроскописты, выбирающие достаточно яркие звезды, для которых можно сфотографировать спектр с большой дисперсией. Скорости звезд составляют обычно десятки километров в секунду. Наибольшую из измеренных астрономами до настоящего времени скоростей (583 км/сек) имеет одна слабая звезда в созвездии Голубя.

Регулирование звездного движения

Первый вопрос, который сразу же встает при изучении движений звезд,- это вопрос, есть ли какая-нибудь закономерность в звездных движениях? Есть ли дороги в нашем звездном городе, по которым движется звездное население, регулируется ли как-либо это движение? Если такое регулирование есть, то роль милиционера в нем играет, конечно, закон всемирного тяготения.

Мы хотим знать не только то, что звезды движутся, не только то, какова их скорость, но и то, каковы законы их движения. Для этого нужно было накопить большой наблюдательный материал и суметь его проанализировать.

В результате такого анализа было найдено, что некоторые группы звезд движутся в пространстве параллельно и с одинаковой скоростью, будучи связаны взаимным тяготением и общностью происхождения. Такова, например, группа слабых звезд вокруг Альдебарана в созвездии Тельца, называемая Гиадами. Такова группа из пяти ярких звезд Большой Медведицы, а также некоторых других звезд, видимых в разных частях неба.

Кроме таких групповых движений, все звезды принимают участие в сложном вращении вокруг центра тяжести всей нашей звездной системы, но об этом мы поговорим в главе 11. Кроме участия в систематических движениях, почти каждая звезда имеет еще свою собственную скорость, подобно комару в комарином рое, относимом ветром.

Куда мы несемся?

Прежде чем изучать систематические движения звезд, надо выяснить, не влияет ли на их видимое движение наше собственное перемещение в пространстве. Ведь прежде чем выяснить истинное устройство Солнечной системы, пришлось же учесть кажущиеся движения светил, вызванные суточным и годичным движением Земли. Можно себе представить, что звезды в пространстве неподвижны, а наша Солнечная система несется среди них. Тогда нам казалось бы, что звезды движутся, расступаясь там, куда мы несемся, и смыкаясь в той стороне неба, откуда мы удаляемся, как деревья при нашей прогулке по лесу. Но в действительности звезды — не неподвижные деревья. Каждая из них движется, и их лучше сравнить с огоньками на носу лодок в большом порту, в который тихо входит ночью наш пароход. Ялики и шлюпки тихо скользят по всем направлениям, неся с собой в темноте свои огоньки. Несмотря на этот хаос движений, мы заметим, что в общем, в среднем огоньки лодок перед нами как бы расступаются, когда мы к ним подплываем, и смыкаются позади нас. Для обнаружения движения Солнечной системы можно допустить, что движения звезд беспорядочны, хаотичны. Взяв на небе участки с достаточным числом звезд, мы рассмотрим среднее движение звезд в них. Их хаотические движения в разные стороны взаимно исключатся, и останется только то движение, которое для них всех является общим. Звезды в такой площадке в среднем движутся в одну сторону, как стадо коров, в котором каждая бродит туда или сюда, пощипывая траву и подаваясь все же вперед вместе со всем стадом на свежую траву.

В нашем распоряжении есть еще спектральный анализ, позволяющий определить, в каком участке неба звезды в среднем приближаются к нам с наибольшей скоростью к в каком удаляются. Эти участки на небе, очевидно, должны располагаться прямо друг против друга. Из такого анализа лучевых скоростей звезд можно получить скорость и направление движения Солнечной системы, а из анализа собственных движений — только ее направление.

Изучая эти средние систематические движения звезд, являющиеся отражением движения всей Солнечной системы, мы приходим к заключению, что она со скоростью 20 км/сек несется в направлении созвездий Лиры и Геркулеса (Точнее говоря, это направление близко к границе между этими созвездиями)). Это — ее движение по отношению к сравнительно близким звездам, взятым в совокупности. Оно сказывается в изменении видимого положения звезд, подобно тому, как меняется для вас видимое положение коров в том же пасущемся стаде, если вы пойдете через него насквозь. Ввиду относительности движения в данном случае безразлично — вы ли пробираетесь сквозь стадо, оно ли минует вас на своем пути. Подобно этому мы движемся по отношению к звездам.

Скорость Солнечной системы в этом движении того же порядка, что и собственные скорости звезд. Нечего опасаться, что, летя к созвездию Лиры, мы на него налетим и разобьем его в куски. Скорее можно было бы опасаться, что пуля, пущенная вверх, в «воздушный флот», разобьет его. Созвездие Лиры — лишь направление, по которому видно множество звезд. Пространство между ними так же просторно, как и пространство между звездами, окружающими Солнце сейчас. Звезду от звезды отделяют световые годы. Если у вас есть охота, попробуйте подсчитать, через сколько лет мы приблизимся вдвое к яркой звезде Веге (пренебрегая ее движением), если до нее 25 световых лет, а наша скорость 20 км/сек.

Изучение звездных движений развивается, как говорят, методом последовательных приближений. Поясним это применительно к изучению движений звезд. Сначала мы считаем движения звезд хаотичными и выявляем движение Солнечной системы. Затем учитываем его влияние на видимые движения звезд и после этого выявляем систематические движения групп звезд. Узнав их, мы вводим поправку в наше первоначальное предположение о хаотичности звездных движений и снова, уже правильнее, определяем движение Солнца и опять повторяем свои дальнейшие исследования. Так, постепенно удается разобраться в кажущемся хаосе многочисленных движений звезд в нашей Вселенной и уточнить картину, нарисованную поэтом:

Небесный свод, горящий славой звездной,

Таинственно глядит из глубины,

И мы плывем, пылающею бездной

Со всех сторон окружены.

( Тютчев)

Интересно отметить, что своевольные, как нам кажется, скорости звезд (как отдельных коров в стаде) тем больше, чем сами звезды легче. Большинство тяжелых гигантов, как тучные люди, двигается медлительно, а легкие карлики подвижны как детвора, впрочем… есть подозрение, что в звездной семье в смысле возраста детворой-то являются как раз гиганты, а не карлики. Но это вопрос уже совсем другого рода.

Поучительно, что в газе, состоящем из разных молекул, более тяжелые молекулы тоже двигаются более медленно

Снятие мерки со звезд

Размеры планет легко рассчитать, зная расстояния до них и измерив угловой диаметр видимого их диска. Но как снять мерку со звезды, если даже в самый мощный телескоп ее диска не видно, так мал его угловой диаметр? Даже в 5-метровый телескоп все звезды видны как точки. Тут нам опять помогает физика.

Поскольку звезды излучают почти как абсолютно черное тело, закон излучения ими энергии в разных частях спектра известен. Если знать температуру звезды и ее светимость, то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. Но для нее, как для черного тела, теоретическая физика умеет вычислить полную энергию, испускаемую одним квадратным сантиметром ее поверхности. По закону Стефана — Больцмана она пропорциональна четвертой степени температуры. Если мы разделим определенную таким образом полную энергию, испускаемую звездой, на энергию, испускаемую одним квадратным сантиметром ее поверхности, то мы получим, очевидно, величину поверхности звезды. Звезда — шар, и, зная ее поверхность, уже школьник сможет вычислить ее диаметр.

Этот способ снятия мерки со звезд вполне надежен, но, как и всегда в науке, естественно хотелось бы найти возможность его проверить. Проверочный способ, применимый пока лишь к наиболее ярким звездам и с наибольшим угловым диаметром диска, был придуман в 1920 г. Он основан на явлении, называемом интерференцией. Для его осуществления Пизу в США пришлось преодолеть ряд технических затруднений, связанных с тем, что далее наибольший в мире телескоп оказался для данной цели недостаточно большим.

Выход из положения нашли, приделав на конце 2 1/2-метрового телескопа (наибольшего в то время) стальную ферму длиной 6 м, по которой на тележке передвигались два больших плоских зеркала, принимавших свет звезды и отражавших его на зеркало телескопа. Тогда в телескоп изображение звезды представлялось крохотным полосатым кружком. При определенной величине расстояний между зеркалами полоски на этом кружке исчезали, и тогда теория интерференции позволяла вычислить угловой диаметр невидимого диска звезды. Зная расстояние до звезды, можно было вычислить и ее линейный диаметр.

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 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 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 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 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 — Центавра. Потому-то под этой половинкой и подписано Центавра А. Рядом, под другой половинкой написано Центавра В; ведь 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 Центавра летит «вкось» под углом 45° со скоростью 31 км/сек.

Под портретом се Центавра у стены прислонен, как вы замечаете, еще какой-то маленький портретик. «Видите ли, — объясняет вам заведующий этой «портретной галереей», — тут у нас висят семейные портреты, и я не знаю, нужно ли рядом с портретом четы а Центавра повесить этот портрет «Ближайшей Центавра».

Дело в том, что она к нам ближе, чем Центавра, всего лишь на две световые недели и движется сейчас в пространстве в том же направлении и с той же скоростью, как Центавра, но на небе она отстоит от нее больше чем на 2 градуса. Значит, в пространстве расстояние между ними составляет около одной тридцатой того расстояния, на каком мы сами находимся от Центавра.

Вы помните, что последнее составляет 4,3 светового года.

Несомненно, что они чувствуют некоторое взаимное тяготение, и их дружное движение едва ли случайно. Быть может, между ними была когда-то более тесная связь, может быть, они соединены узами родства, т. е. когда-то и где-то вместе родились, но трудно быть уверенным в том, что Ближайшая есть далекий спутник а Центавра и обращается вокруг нее по огромной орбите с периодом в тысячи лет. Может быть, наблюдаемая общность их движения аналогична параллельному прямолинейному движению многих звезд в группе Гиад и не представляет собой движения компонентов двойной звезды по криволинейной орбите с такой малой кривизной, что последнюю невозможно обнаружить за короткий срок наших наблюдений».

Рассмотрите портретик Ближайшей Центавра, если хотите. Он мал, потому что в нашей галерее портреты звезд писаны, если и не в «натуральную величину», то во всяком случае с сохранением относительных пропорций. Этот портрет тоже один из огромнейшего множества ему подобных и типичен для звезд, называемых красными карликами. Правда, среди известных этот карлик превышает «ростом» только звезду Вольф 359 и еще мало изучен, но раз уж он попался и достаточно типичен, то не стоит обращаться к другим портретам из-за того, что художник может быть не совсем точно воспроизвел черты оригинала.

Ближайшая Центавра имеет светимость в 15 000 раз меньше солнечной, и масса ее в семь раз меньше, чем у Солнца. Она густокрасного цвета, спектрального класса М, с температурой всего лишь в 3000°. Если бы мы заменили ею Солнце, то она освещала бы нас красным светом, только в 30 раз более сильным, чем свет полной Луны. Диаметр Ближайшей Центавра в шесть раз меньше солнечного или всего в полтора-два раза больше, чем диаметр Юпитера, крупнейшей из наших планет. Средняя плотность этого красного карлика почти в пятьдесят раз больше плотности воды. Если бы это вещество было жидкостью, то в ней, как пробки, могли бы плавать куски железа и чугуна, утюги и паровозы. Однако это не жидкость, а очень сжатый газ, который в недрах звезды имеет гораздо большую плотность, а в атмосфере ее он почти так же разрежен, как и в атмосфере нашего Солнца.

«Пойдемте во двор, — говорит заведующий, — я покажу вам писаный в том же масштабе портрет звезды, столь же холодной и «краснокожей» и того же спектрального класса М. Ее зовут Бетельгейзе или Ориона и ее портрет не умещается в галерее» правда, после портрета Ближайшей Центавра который вы смотрели, держа в руках, вам приходится еперь задрать голову высоко вверх, чтобы увидеть верхний край круга, изображающего Бетельгейзе. Црртрет нашего Солнца был размером с человеческое лицо, а портрет Бетельгейзе возвышается на 60 м, достигая верхним краем двадцатого этажа!

Рис. 146. Сравнительные размеры Солнца, компонент Капеллы (а Возничего) и Бетельгейзе

Огромное тело Бетельгейзе больше, чем у Солнца, в 300 раз по диаметру и в 27 000 000 по объему. Но оно массивнее Солнца всего лишь в 15 раз. Поэтому вещество Бетельгейзе, не в пример веществу Солнца, с его плотностью, в 1 1/2 раза большей плотности воды, очень легкое. Нельзя сказать, что оно легкое как пух, потому что оно в полтора миллиона раз легче воды, несравненно легче пуха и в полторы тысячи раз легче комнатного воздуха! Наполнив таким веществом объем Большого театра и сжав затем это вещество в объеме спичечной коробки, вы бы могли свободно положить такую коробку в карман, не рискуя порвать его подобной тяжестью.

По светимости, в 2600 раз большей, чем у Солнца, по гигантскому размеру, по ничтожной плотности и лишь в малой степени по массе отличается краснокожая Бетельгейзе от Ближайшей Центавра, на которую она похожа по цвету, спектру и температуре.

Бетельгейзе действительно гигант звездного мира, вернее, даже сверхгигант, и экземпляров, подобных ему, в звездной Вселенной сравнительно немного.

Обращая внимание на цвет, спектр и температуру в поисках портрета Солнца, вы можете задержаться взглядом на портрете «желтолицей» Капеллы. Она тоже желтая и остальные признаки у нее те же, но она опять-таки отличается от Солнца тем, что она — желтый гигант, тогда как Солнце — желтый карлик.

Как и а Центавра, Капелла, собственно говоря, не звезда, а система двух звезд. Легко наблюдаемая спектрально, она находится на пределе «разрешения» для сильнейших в мире телескопов. Период обращения системы составляет 104 дня 2 часа 34 минуты; орбита, почти круговая, имеет радиус лишь немногим меньше радиуса земной орбиты.

Мы получим модель Капеллы, если вместо Солнца поместим такую же желтую звезду с массой в 4,2 раза большей солцечной, и диаметром в 12 раз большим солнечного, а Землю заменим другим солнцем, с диаметром в 7 раз большим солнечного, с массой в 3,3 раза большей нашего Солнца, и на 1000° более горячим. Новое солнце — желтый гигант, в 110 раз ярче нашего, а его спутник в 69 раз ярче. Средняя плотность обеих звезд — желтых гигантов вдвое больше плотности комнатного воздуха. Поперечная скорость системы — 33 км/сек, лучевая скорость — 30 км/сек (удаление), так что ее полная пространственная скорость относительно солнечной системы составляет 45 км/сек.

Желтые гиганты тоже гораздо малочисленнее, чем желтые карлики

Портреты белых звезд и история их написания

Из типичных портретов остается посмотреть еще семейный портрет четы Сириуса. Каждый из членов этой звездной пары — характерный представитель белых звезд, встречающихся очень часто, но пара Сириуса поражает нас диспропорцией ее членов. Сириусу А природа навязала смехотворно мелкого компаньона, тем не менее подражающего своему большому соседу по манере испускать спектр и горячиться, доходя до «белого каления».

В самом деле, спектры их почти одинаковы: АО и А7, и спутник, будучи лишь на две тысячи градусов холоднее Сириуса А, нагретого до 10 000°, тоже белого цвета. Масса принципала в 2 1/2 раза больше солнечной, а у Сириуса В она почти равна солнечной массе (точнее, 0,96), т. е. массы двух этих звезд отличаются не так уж сильно. Но на этом сходство между компаньонами кончается…

Рис. 147. Три спичечные коробки с веществом спутника Сириуса уравновешивают целый класс школьников

Сириус А — давно знакомый нам типаж с диаметром почти вдвое большим солнечного, и с плотностью в 2 1/2 раза меньшей, чем у воды. Сириус А — звезда как звезда, а вот черты его спутника светящегося в 10000 раз слабее, кажутся просто невероятными, если бы подлинность портрета не была многократно и авторитетно заверена.

«Как ни верти», а приходится принять, исходя из совокупности всех данных, что он лишь втрое больше Земли (это бы еще куда ни шло) и что его средняя плотность в 30 000 раз больше плотности воды! Но если так, то для перевозки спичечной коробки, наполненной таким веществом, нужен грузовик! Ее вес уравновесил бы восемь взрослых человек, а наперсток с этим веществом весил бы 30 кг.

Кто этому поверит?! Не верили этому и астрономы, хотя не верить было нельзя, потому что все вычисления подтверждали друг друга. Физики на основе своих успехов в изучении атома заявили, что такая огромная плотность в условиях звездных недр осуществима. Для этого температура в недрах должна быть ниже чем у обычных звезд, а давление вышележащих слоев к центру очень велико. При этом атомы разрушаются и превращаются в смесь ядер и электронов, не связанных друг с другом. Размеры атомных ядер составляют всего лишь 10-13 см, а размеры полных атомов можно определить, как размеры орбиты их внешнего электрона, — не меньше 10-8 см, т. е. ядра в сто тысяч раз меньше атомов. Следовательно, пространство, занятое ядрами, гораздо меньше пространства, занятого атомами, и при достаточном давлении, которое существует в недрах звезд — белых карликов, они могут быть сближены друг с другом гораздо теснее. Искрошенные атомы теоретически можно упаковать еще теснее, чем это имеет место в спутнике Сириуса.

Обычные атомы с электронной оболочкой можно себе представить как электрические лампы с огромными бумажными абажурами, а искрошенные атомы — как такие же лампы, искрошенные в мелкие осколки и кусочки. Возьмите эти осколки и в ящике, где едва-едва умещалась одна лампа с абажуром, уместится великое множество ламповых остатков, так что ящик станет в тысячи раз тяжелее.

Спутник Сириуса, считавшийся вначалв уродом звездного мира, объектом кунсткамеры, оказался типичным представителем довольно обширного племени звезд — белых карликов, которые трудно обнаружить лишь ввиду их общего слабого излучения. Мы их можем заметить лишь вблизи нас, как жука в поле, тогда как яркие звезды, как коровы, видны нам издалека и в большем числе, хотя жуков в поле больше, чем коров.

Говоря о Сириусе, нельзя не сказать об исключительной роли, сыгранной им в развитии человеческих знаний.

Сириус — песья звезда, бог с песьей головой древних египтян (Анубис) — управлял, по их мнению, разливами Нила, оплодотворявшего почву своим илом и своей влагой. Разлив Нила бывал летом (после выпадения дождей в горах Абиссинии); приближение его знаменовалось определенным положением Сириуса на небе. Сириус, или звезду Изиды, богини плодородия, называли еще Сопд, что греки произносили как Сотис. С появления Сириуса перед восходом Солнца в лучах утренней зари и сопутствующего ему разлива Нила египтяне начинали новый год.

Они взывали к Сириусу:

«Божественная Сотис вызывает Нил к началу года.

Сотис, великая, блистает в небе, и Нил выходит из его источников.

Божественная Сотис производит разлив Нила в его верховьях».

Такие надписи нашли высеченными на стене храма богини Хатор в Дендерах.

Учащиеся и поныне, быть может, сами того не зная, славят Сириуса и «песье время», т. е. каникулы, ибо так в Древнем Риме называется летний период, связанный с определенной видимостью на небе Сириуса, главной звезды в созвездии Большого Пса. По-латыни пес — «канис», откуда и произошло слово каникулы.

Сириус был первой звездой, собственное движение которой по небу заметил Галлей, сравнивая современные ему наблюдения положения звезды на небе с древними.

Почти 1/2 века назад на примере Сириуса была продемонстрирована сила человеческого гения, способного создать не только «астрономию видимого», но и «астрономию невидимого». Это — знаменитая история открытия спутника Сириуса.

В 1834 г., изучая собственное движение Сириуса, Бессель в Германии обнаружил, что он движется не по прямой (точнее, не по дуге большого круга), а описывает какую-то волнистую линию. Лишь через десять лет он заключил: волнистый путь Сириуса вызван наличием у него невидимого спутника с периодом обращения в полустолетие. Центр тяжести системы движется в пространстве прямолинейно, как любая одиночная звезда, но оба тела описывают около него свои орбиты, так что сочетание орбитального движения с поступательным и делает видимый путь Сириуса подобным волнистой линии. Сириус и его невидимый спутник находятся всегда по разные стороны от их центра тяжести.

Рис. 148. Извилистый путь Сириуса по небу и орбита его спутника. Центр тяжести системы движется прямолинейно

Предсказание блестяще подтвердилось только 31 января 1862 г. В этот вечер американский оптик Альван Кларк испытывал новый, построенный им 45-сантиметровый рефрактор. Это был наибольший тогда телескоп, обладавший прекрасными оптическими качествами. Наведя его на Сириус, он увидел возле него слабо светящегося спутника, как раз в том месте, которое для него указывала теория. Последующие наблюдения показали, что и период обращения спутника также совпал с периодом, предсказанным теорией. Таким образом, невидимое небесное тело, в существовании которого были убеждены и местоположение которого на каждый день знали, стало, наконец, видимым…

Спутник Сириуса не такой уже слабый, — он 7-й видимой звездной величины, но соседство ослепительной «песьей звезды» мешало его заметить раньше и затрудняло его изучение в дальнейшем. Поэтому только в 1916 г. удалось сфотографировать спектр спутника и убедиться, что он похож на спектр своего яркого соседа. Предположение, что спутник светит отраженным светом, приводило к выводу о нелепо больших его размерах, а позднее выявилось и различие в спектрах этих двух звезд, что окончательно заставило признать спутник самосветящимся. И вот тогда-то с неизбежностью последовал вывод о чудовищно высокой его плотности, перед чем астрономы останавливались в недоумении. В 1920-1924 гг. английский физик Резерфорд постиг строение атомов, как сложных систем, состоящих из ядер и электронов, а индийский физик Саха создал теорию ионизации под действием высокой температуры, и то, что казалось совершенно необычайным, стало естественным.

К этому времени А. Эйнштейн разработал теорию относительности. Благодаря своей необычности новая теория была встречена сначала с недоверием. Эйнштейн же из своей теории сделал некоторые выводы, которые нельзя было проверить опытами в лабораториях и которые требовали проверки опытом буквально «в мировом масштабе» и требовали услуг астрономов.

В качестве подопытного кролика, или, если хотите, белой мыши, была взята белая крошка — спутник Сириуса. При малом объеме он имеет массу почти как у Солнца и представляет собой как раз то, что нужно для упомянутого опыта. Вследствие малости размеров Сириуса В сила тяжести на поверхности этой звезды в тысячу раз больше, чем на Солнце, и почти в 30 000 раз больше, чем на Земле. Маятник, делающий на Земле за секунду одно колебание, сделал бы их там около 140. «Сутки», т. е. 1440 минут по часам с таким маятником, мы бы прожили на белом карлике за 10 земных минут. По теории относительности в таких условиях световые колебания (вызванные колебаниями в атомах) должны происходить заметно ленивее (медленнее), чем у нас. Длина волны их должна быть больше, чем в нашей лаборатории, линии спектра спутника Сириуса, возникающие у его поверхности, должны быть сдвинуты к красному концу спектра. Величина этого сдвига по вычислениям должна быть такая же, как если бы спутник Сириуса удалялся от нас со скоростью 20 км в секунду.

Но как проверить, что такой сдвиг именно по этой причине действительно есть? Ведь звезда в самом деле может удаляться от нас с такой скоростью, а мы соответствующий сдвиг линий примем за «красное смещение» теории относительности.

Спутник Сириуса, к счастью, как раз позволяет отличить друг от друга такие сдвиги. В самом деле, скорость по отношению к нам вследствие движения спутника по орбите может быть точно вычислена для любого момента. Движение центра тяжести системы Сириуса тоже хорошо известно из наблюдений спектра самого Сириуса. Он приближается к Солнцу на 8 км за каждую секунду. Если после учета обоих движений в спектре спутника все же останется сдвиг линий, то подлинное движение его будет тут уже не при чем. Получить для этой цели хорошую фотографию спектра спутника, находящегося в близком соседстве со звездой, в 10 000 раз более яркой, было трудным делом и требовало от наблюдателя не меньшей ловкости, чем для акробата хождение по канату. Оказалось, что в спектре спутника Сириуса действительно обнаруживается сдвиг линий и как раз такой, какой требуется теорией относительности. Теория, предсказавшая существование сдвига, была тем самым подтверждена и получила права гражданства…

К каким еще новым научным открытиям приведет дальнейшее изучение звезды Изиды и ее диковинного спутника?

О звездах-карликах и звездах-пигмеях, которые еще меньше, мы скажем в очерке «Соседи Солнца».

Анатомия звездных атмосфер

Светлая далекая одинокая точка, на которой ничего не видно даже в сильнейший телескоп, — вот что такое звезда для обычного наблюдателя. Такова, например, и звездочка 3-й величины Дзета Возничего, одна из тех лампад, зажигаемых ангелами ввечеру, за какие почитались звезды суеверными людьми в средние века. Много лет мы не видели в ней ничего особенного, но с 1932 г. она стала наиболее изученной звездой. С 1932 по 1934 г., за два года, астрономы, как хирурги, произвели как бы полное ее вскрытие или рассечение, изучив всю ее «анатомию», но вместо операционных ножей они воспользовались всем арсеналом приборов, анализирующих свет.

Рис. 149. Система двойной звезды Возничего и затмения в ней

В 1908 г. Кэмпбелл в Ликской обсерватории доказал, что спектр Дзеты Возничего состоит из наложенных друг на друга двух спектров К3 и В8, принадлежащих двум разным, невидимым по отдельности звездам, составляющим Дзету Возничего. Только в 1924 г. был установлен период их взаимного обращения — 972 дня, почти 3 года. По совокупности имевшихся спектрограмм вычислили элементы орбиты и обратили внимание на то, что одна из спектрограмм сильно отличалась от всех прочих. Линии спектра были на ней необычайно резки. Это объяснили тем, что в то время, когда был получен этот спектр, белая звезда со спектром В была в затмении — скрылась от нас за оранжево-красной звездой К. Отсюда заключили, что затмения должны происходить периодически, а Дзета Возничего, следовательно, является затменно-двойной звездой, меняющей свой блеск, — «дьявольской звездой» — алголем. Вычислили и даты предстоящих затмений звезды В: 1926, 1929 и 1932 г., предлагая проверить эти выводы наблюдениями.

На призыв сразу как-то не откликнулись, и только в 1932 г. две обсерватории к назначенному времени принялись за измерение ее блеска и фотографирование спектра.

Предсказание блестяще оправдалось, и обнаружился минимум блеска, длившийся «40 дней и 40 ночей». Кроме того, вокруг красной К-звезды обнаружилась обширная атмосфера, благодаря особенностям затмения доступная подробнейшему изучению, и потому в 1934 г. астрономы прямо-таки набросились на эту звезду. За ней охотились, как буржуазные репортеры за приезжей знаменитостью. Все же самый интересный период, пока затмение было частным, т. е. пока звезда В выглядывала частично («выглядывала» для нас невидимо!) из-за широкой спины своего толстого и раскрасневшегося хозяина, не удалось проследить достаточно подробно. Частное затмение длится только 19 часов, из которых многие протекают, когда звезда находится под горизонтом, другие же могут прийтись на дневное время или на пасмурную погоду. Полное же затмение длится, как сказано, 40 суток. Как это не похоже на солнечные затмения, когда Луна, кажущаяся того же размера, что и Солнце, в течение часов производит частное затмение и лишь на минуты, а иногда лишь на секунды затмевает Солнце совершенно!

Красная звезда Дзета Возничего больше Солнца в 293 раза, а белая — в четыре раза, так что спутник в 73 раза меньше главной звезды. Он — как ягодка белой смородины в сравнении с красной тыквой, и потому, быстро спрятавшись за ней, долго не показывается.

Орбита спутника по отношению к главной звезде равна орбите Юпитера, причем красная звезда по диаметру почти равна орбите Марса и в 32 раза массивнее Солнца, спутник же массивнее Солнца в 13 раз. Его светимость при температуре 15 000° в 400 раз больше солнечной, а светимость красной звезды при температуре 3160° в 1900 раз больше. Вместе они в 2300 раз ярче Солнца. Подобно Бетельгейзе красная звезда имеет очень малую плотность, соответствующую плотности воздуха при давлении в 1 мм ртутного столба (вместо 760 мм нормального атмосферного давления).

Звезда К окружена обширной разреженной атмосферой, сквозь которую просвечивает звезда В, прежде чем спрятаться при затмении, а также перед тем как выглянуть после затмения. В масштабе рис. 149 звезду В надо было бы изобразить едва видимой пылинкой, в 0,2 мм диаметром, и понятно, что мы в течение 2-3 недель можем следить (по спектру), как она, заходя за звезду К, просвечивает через все более низкие и плотные слои красноватой атмосферы. Ее свет поглощается в этой атмосфере, отчего в спектре видны темные линии. Интенсивность последних увеличивается с ростом плотности и толщины слоев атмосферы звезды К, через которые проходит излучение звезды В. Следя за изменением интенсивности линий в спектре, можно было подсчитать число атомов разных химических элементов в столбе атмосферы на разной высоте над поверхностью звезды К. Таким путем атмосфера звезды была изучена как бы в разрезе, и чуть ли не лучше, чем атмосфера нашего Солнца, а между тем, повторяем, звезда эта видна нам только как световая точка.

Изменения блеска звезды в свете, воспринимаемом глазом, едва-едва заметны — всего лишь 0,2 звездной величины, отчего раньше, без точных измерений, переменность Дзеты Возничего и не была обнаружена. Оказалось, что чем дальше в фиолетовую область спектра, тем больше там изменение блеска. В невидимых глазом ультрафиолетовых лучах с длиной волны 3780 А изменение блеска звезды доходит до 2,14 звездной величины! Это объясняется тем, что вне затмений светят обе звезды, но ультрафиолетовыми лучами богата только горячая белая звезда, видимыми же лучами она заметно беднее, чем более холодная, но яркая для глаза красная звезда. Когда белая звезда в затмении, то видимых лучей из общего света звезды вычитается мало, а ультрафиолетовых много, отчего и изменение в их интенсивности более заметно.

Из наблюдений спектра перед затмением и после него обнаружилось вращение красной звезды вокруг своей оси с периодом 785 дней и в ту же сторону, в какую она обращается по своей орбите.

Выше всего над поверхностью звезды в ее атмосфере, как и в атмосфере Солнца, поднимается кальций. Он достигает высоты 233 млн. км, т. е. простирается над поверхностью звезды на расстояние, в полтора раза больше расстояния от Земли до Солнца!

Таковы «скромные» сведения, полученные нами о светлой точке, находящейся от нас на таком расстоянии, что свет пробегает его за 980 лет.

Соседи Солнца

Мы должны будем изменить свое мнение о Солнце, если рассмотрим список ближайших звезд (стр. 494-495).

Под ближайшими будем понимать те, которые находятся внутри сферы радиусом 16 световых лет, описанной вокруг Солнца. Помимо Солнца, в этом объеме к настоящему времени обнаружено 47 звезд, так что это будет список полусотни ближайших звезд — наших соседок. Он даст нам понятие и о плотности звездного населения и о том, какие типы звезд преобладают. Ведь звезды с очень малой светимостью на больших расстояниях невидимы, но по соседству с нами мы можем рассчитывать их заметить. Тыкву в огороде вы ведь заметите и издалека, а маленький огурец не всегда увидите и под ногами.

(«д» — двойная, «т» — тройная, «пер» — переменная)

(Двоеточие указывает на неуверенность в приводимых данных из-за трудности определения точного значения параллакса далеких звезд. Более подробная и более точная таблица дана в книге «Справочник любителя астрономии» П. Г. Куликовского, ифд. 4-е, «Наука», 1971, то же касается и следующей таблицы. Данные о звездах все время уточняются. Некоторые расхождения в числах происходят иногда от того, что один составитель больше доверяет одним данным, другой — другим)

За последнее время вылавливанию близких звезд из всего множества их помогло следующее соображение. Ввиду чудовищного разнообразия в светимости звезд их видимый блеск является ненадежным признаком их расстояния, в то время как видимое угловое перемещение их на небе дает более верное указание на степень их близости. Скорости звезд в пространстве тоже весьма разнообразны, но естественно ожидать, что, в общем, чем больше смещается за год по небесной сфере звезда, тем она к нам ближе, потому что при одинаковом движении в пространстве видимое угловое перемещение растет с уменьшением расстояния.

Практика показала, что, пользуясь этим признаком, мы действительно вылавливаем много близких к нам звезд.

В предыдущей таблице значились звезды с собственными названиями, в этом же списке фигурируют по преимуществу безымянные звезды, обозначаемые лишь номером того каталога, в котором они содержатся. Например, «Лакайль 9352» означает звезду № 9352 по каталогу, составленному Лакайлем.

Звезды с одинаковым обозначением, но с добавлением букв А, В или С, являются компонентами двойных и тройных звездных систем. Не трудитесь разобраться как следует в этих обозначениях с целью, положим, найти потом эти звезды на небе. Среди них только четыре звезды около 1-й звездной величины: Сириус, Альтаир, Процион и а Центавра. Еще шесть кое-как видны невооруженным глазом и то лишь в безлунную ночь. Все же остальные звезды списка видны только в телескоп.

Таким образом, из двух десятков наиболее ярких звезд четыре (20%) оказываются ближайшими, а из 2 000 000 звезд от 9-й до 12-й видимой звездной величины ближайшими являются только 20, или 0,001%! Эти звезды малого блеска составляют большинство среди близких звезд, а *ак как таких слабых звезд вообще на небе чрезвычайно много, то неудивительно, что надо было затратить много времени, чтобы выловить их из этой гущи. Около половины их выловлено за последние тридцать лет.

На рис. 150 изображено распределение абсолютных величин и спектральных классов ближайших звезд. Это диаграмма «спектр — светимость». На ней все звезды располагаются примерно вдоль диагонали. Это — крайне любопытный факт, значение которого мы скоро выясним.

Рис. 150. Ближайшие к Солнцу звезды, расположенные согласно их абсолютной величине и спектральному классу. Это диаграмма ‘спектр — светимость’

Обратим внимание на то, что 12 звездных систем нашего списка кратные (10 двойных и 2 тройные). Одиночество среди звезд не столь распространено, как думали после первых открытий двойных звезд. Далеко не все звезды живут бобылями, как наше Солнце (если, конечно, не иметь в виду планеты). Новейшие открытия прибавляют к списку соседей Солнца только звезды малой светимости. Мы похожи на рыбаков, выудивших сначала крупную рыбу и принявшихся затем за мелочь. Однако прибавление с течением времени новых звезд к нашему графику убеждает нас в том, что внутри принятых границ пространства мы уже выловили не меньше половины всех существующих там звезд. Если бы в этой области было еще много не открытых звезд, то их существование сказалось бы на скоростях движения тех звезд, которые мы уже знаем.

Итак, на рассматриваемой нами звездной «жилплощади», вернее, в данной кубатуре, еще не все жильцы учтены, но большинство (во всяком случае не меньше половины) их налицо, и пора сделать выводы о том, в какой же компании находится наше Солнце, какова характерная проба, взятая из этого звездного винегрета, данные о котором мы заимствуем здесь у астронома Бока.

Среди наших соседей нет наиболее горячих звезд класса В, и вообще звезды горячее Солнца составляют уже меньшинство, в противоположность тому, что давал первый список.

Быть может, еще характернее отсутствие здесь гигантов, а тем более сверхгигантов, как с точки зрения светимости, так и размеров. Самыми рядовыми и частыми жильцами в нашей кубатуре являются красные карлики, более холодные и маленькие, чем Солнце, с гораздо более низкой светимостью. Они составляют половину звездного населения.

Белые карлики, подобные спутнику Сириуса, вовсе не исключительные уродцы, как думали было вначале. Уже в нашем небольшом объеме, совсем рядом с Солнцем, мы обнаружили троих и, — смотрите сами, — они присутствуют в равном числе с «нормальными» белыми звездами, такими, как Сириус и Процион.

Если еще учесть трудность открытия белых карликов, то надо думать, что среди не открытых еще соседей, кроме красных карликов, можно рассчитывать найти также и белые карлики. Например, до 1935 г. было известно всего лишь три белых карлика (все вблизи Солнца), а уже на следующий год их попалось при определении параллаксов еще восемь штук, все более далекие. Самый яркий по видимому блеску — это спутник Сириуса 7-й звездной величины, многие же другие — около 12-й звездной величины и слабее.

В настоящее время астроном Лейтен отнес к белым карликам уже около 250 звезд. Есть основания предполагать, что белые карлики составляют около 1% от общего числа звезд в единице объема. В 1963 г. Лейтен открыл белые звезды — пигмеи. Самым малым из известных белых и голубых пигмеев является, по-видимому, горячая звезда LP 768-500 в Ките. Она имеет блеск 18m,2. Собственное движение ее огромно: 1″,18 в год, следовательно, звезда должна быть довольно близка к нам. Если принять расстояние до нее в 48 световых лет, то она будет в 100 000 раз слабее и в 160 раз меньше, чем белые карлики типа спутника Сириуса. Ее диаметр будет в 100 раз меньше солнечного, т. е. такой же как у Земли! В ее спектре не видно никаких линий.

Для белого пигмея LP 357-186 Лейтен допускал даже размер вдвое меньший, чем размер нашей Луны и плотность порядка 200 млн. г/см3. Впрочем, незнание точного расстояния дает только порядок всех этих величин.

Особенно интересно открытие пары пигмеев LP 101-15/16 15m,8 с годичным движением 1″, 62. Один член пары — белый пигмей, а другой — красный, холодный, причем половину из многочисленных линий в его спектре отождествить пока еще не удалось. Этот спектр предстоит изучать дальше.

Теоретические соображения В. А. Амбарцумяна, Цвикки и других приводят к выводу о возможности существования звезд, состоящих из нейтронов или из тяжелых элементарных частиц — гиперонов. Не имея электрического заряда, такие частицы могут быть сближены гораздо сильнее, чем ядра и электроны в белых карликах. В результате такие звезды могут иметь диаметр всего лишь в несколько километров и совершенно фантастическую плотность — порядка плотности атомных ядер и даже большую (около 1015 г /см3).

Нейтронные звезды должны, по теории, излучать интенсивные рентгеновские лучи. Хотя в пространстве с высотных ракет такие лучи и обнаружены недавно, но их источником оказываются, по-видимому, не нейтронные звезды, а некоторые другие небесные тела. Словом, существуют ли реально названные выше виды сверхплотных звезд, допускаемых теорией, пока не известно.

Наконец, в теории относительности допускается существование очень массивных тел такой большой плотности, достигнутой вследствие катастрофического спадения (коллапса), что излучение из них не выходит наружу. Такое горячее, представляющееся фантастическим небесное тело нельзя собственно и называть звездой, так как оно совсем не светится. Обнаружить его существование можно было бы только по производимому им притяжению других тел. Подробнее об этом будет сказано в последнем разделе гл. 8.

Распределение светимостей звезд

Рис. 150 уже показал нам, что в окрестностях Солнца, где звездное население может считаться изученным наиболее полно, слабых звезд, имеющих малую светимость и излучающих мало света, — большинство. Однако для решения целого ряда вопросов чрезвычайно важно знать точное распределение звезд по их светимости. Светимость звезд растет с их массой, но гораздо медленнее, чем масса.

Для выяснения этих вопросов надо объединить должным образом результаты изучения ярких звезд с результатами изучения ближайших звезд. Иначе, ограничиваясь только первыми данными, мы не учтем существования карликов, а внутри сферы радиусом 16 световых лет мы не имеем ни одного гиганта. Если бы мы увеличили радиус сферы с шестнадцати, скажем, до ста шестидесяти световых лет, чтобы внутри оказалось достаточное число гигантов (тогда их число в единице объема можно было бы уверенно оценить), мы бы «потеряли» много карликов. Чем больший объем пространства вокруг себя мы возьмем, тем больший процент существующих в нем карликов останется для нас пока не известным, так что к истине можно приблизиться, лишь комбинируя упомянутые два способа подсчета звезд.

До 14-15-й абсолютной звездной величины наши данные надежны, число же более слабых звезд приходится лишь угадывать, но в общем оно, несомненно, уменьшается, как показывает рис. 151, представляющий так называемую «кривую светимости».

Эта кривая, построенная П. П. Паренаго, дает число звезд соответствующей абсолютной звездной величины в объеме 30 миллионов кубических световых лет. Другими словами, вблизи нас на одну звезду в среднем приходится объем в 357 кубических световых лет, и среднее расстояние от звезды до звезды составляет около 9 1/2 световых лет.

Рис. 151. Число звезд в зависимости от их абсолютной величины

На кривой светимости звезды представлены вне зависимости от их спектрального класса и цвета. Сверхгиганты же и даже гиганты звездного мира среди звездного населения встречаются не чаще, чем среди людей профессиональные клоуны или люди выше 2 м ростом. Большинство составляют карлики 14-15-й абсолютной звездной величины, светимость которых всего лишь 0,01 светимости Солнца. Число более слабых звезд, несомненно, убывает, и довольно быстро, хотя непосредственно звезд слабее, чем 18-й абсолютной звездной величины, мы пока и не знаем.

Если бы было очень много темных звезд, то наблюдаемые нами движения светлых звезд были бы в значительной мере иными, чем они есть в действительности. Таким образом, эти косвенные соображения не позволяют думать, чтобы среди тел с массами порядка массы Солнца только малая часть была достаточно накалена и светилась в виде звезд. Темные звезды могут существовать, но число их, несомненно, меньше числа звезд светящихся.

Перепись звездного населения на диаграмме светимостей — спектров

Объем пространства вокруг Солнца, который можно считать достаточно полно изученным, слишком мал и не содержит всех представителей звездного населения. В нем нет, например, ни одного гиганта. Он не дает полной характеристики звездного населения вообще, как население вашей квартиры, не включающее клоуна, не отвечает полностью всему разнообразию профессий населения большого города. Поэтому, стремясь к полноте типов, но не стремясь обязательно узнать число всех их представителей, мы рассмотрим всю совокупность звезд, для которых известны их светимости (или соответствующие им абсолютные звездные величины) и их спектры (или соответствующие им температуры и цвета).

Рис. 150 есть как раз такая диаграмма, составленная лишь для ближайших звезд.

Составляя диаграмму для нескольких тысяч звезд, мы убеждаемся, что они не заполняют беспорядочно всю ее площадь, а группируются внутри довольно узких полос (рис. 152).

Рис. 152. Диаграмма спектр — светимость

Диаграмма показывает нам чрезвычайно интересный и важный факт, обнаруженный впервые Герцшпрунгом (Дания) и Ресселом (США). Природа не допускает существования любых звезд, какие только может представить наша фантазия. Например, звезд со светимостью, равной светимости нашего Солнца, но красного цвета (спектральных классов К и М) не существует. Обнаружены звезды, так называемые субкарлики, светимость которых еще несколько ниже, чем светимость звезд-карликов того же спектрального класса, лежащих на главной ветви. Проф. П. П. Паренаго подчеркнул, что они образуют ветвь, параллельную главной ветви, и находил, что они, может быть, даже многочисленнее, чем обычные звезды, известные до сих пор. Открыты также субгиганты, находящиеся по своей светимости между карликами и гигантами и более близкие к последним. Если оставить в стороне белые карлики, то белые звезды, как мы видим, имеют лишь вполне определенную светимость и весьма высокую. Между тем желтые и красные звезды встречаются лишь либо как карлики, либо как гиганты, и чем холоднее (краснее) звезды, тем больше различие в светимости между карликами и гигантами. На рис. 150 мы видели, что в ближайших окрестностях Солнца представлена только наклонная ветвь диаграммы. Она называется главной последовательностью, так как к ней принадлежит подавляющее большинство звезд нашей звездной системы. Сравнительно малая доля звезд укладывается на ветвь гигантов, идущую на диаграмме горизонтально, и на лежащую так же, но несколько выше, последовательность сверхгигантов. Наше Солнце является звездой главной ветви, желтой, спектрального класса G2 и с нормальной светимостью для звезд этого типа.

Диаграмма, во-первых, показывает, что в природе встречаются звезды только с определенными соотношениями светимости и температуры. При других соотношениях звезды, очевидно, неустойчивы, если и существуют, — оттого мы их и не находим во Вселенной.

Во-вторых, диаграмма показывает, какой абсолютной звездной величине в среднем соответствует звезда главной ветви или гигант данного спектрального класса, какова, скажем, абсолютная величина гиганта со спектром К5 и т. д. Словом, если только знать, к какой ветви диаграммы принадлежит звезда и каков ее спектральный класс, мы можем по этой диаграмме отсчитать соответствующую ей абсолютную звездную величину. Развитие науки показало, что в звездных системах различной структуры и разного возраста вид диаграммы Герцшпрунга — Рессела весьма различен.

Приведенная диаграмма Герцшпрунга — Рессела, эта перепись физических характеристик звездного населения, служит нам постоянным справочником.