Околополярные созвездия

Полярная звезда, "возглавляющая" созвездие Малой Медведицы, и ближайшие к ней созвездия занимают область звездного неба, называемую околополярной областью (см. Приложение V). В средней полосе нашей страны эта область неба всегда доступна наблюдению, и потому вполне естественно, что наша экскурсия по звездному небу начнется именно с нее. С другой стороны, в число околополярных созвездий входит Большая Медведица, семизвездный ковш которой хорошо известен каждому еще с детских лет.

Кроме Большой и Малой Медведиц, к околополярным созвездиям относятся созвездия Кассиопеи, Цефея, Дракона, Жирафа и Рыси. Как отыскать их на звездном небе?

Начать следует с Большой Медведицы. Осенними и зимними вечерами ее ковш из семи звезд четко виден в северной стороне неба. Весной и летом по вечерам этот ковш расположен гораздо выше, и тогда его приходится отыскивать в окрестностях зенита.

В каждом созвездии важно отыскать сначала самую главную, характерную его часть, а уже потом, при более детальном знакомстве, все остальное. В Большой Медведице таким "костяком" созвездия служит всем известный ковш.

Известен способ, позволяющий по ковшу Большой Медведицы отыскать Полярную звезду. Для этого через две крайние звезды в ковше мысленно проводим (в сторону выпуклости ручки ковша) слегка изогнутую кривую.

На расстоянии, почти впятеро большем расстояния между звездами α и β Большой Медведицы, она пройдет через звезду второй величины (2^m), которая и есть знаменитая Полярная звезда. От нее в сторону Большой Медведицы тянется меньший ковш с сильно изогнутой ручкой - главная часть созвездия Малой Медведицы.

Теперь уже нетрудно разыскать и созвездие Кассиопеи, расположенное на небе по отношению к Полярной звезде в стороне, противоположной Большой Медведице. Главная его часть образует фигуру, напоминающую растянутую за ножки букву "М". Заметим, что при некоторых положениях эта небесная буква выглядит опрокинутой, и тогда она напоминает букву латинского алфавита W.

Между Кассиопеей и Малой Медведицей находится созвездие Цефея. Оно менее заметно, чем перечисленные созвездия, и его главные звезды не образуют какой-нибудь характерной, бросающейся в глаза фигуры. Поэтому при поисках этого созвездия (как, впрочем, и подобных ему) надо отыскивать последовательно одну за другой интересующие вас звезды, "отталкиваясь" от уже известных звезд других созвездий. При этом, конечно, следует в процессе поисков постоянно сравнивать небо со звездной картой. Так, например, чтобы отыскать α Цефея, надо учесть, что она находится на продолжении прямой, соединяющей α и β Кассиопеи, на расстоянии, вчетверо большем расстояния между этими звездами. Найдя α Цефея, легко отыскиваем сначала ближайшие, а потом и более дальние звезды того же созвездия.

Между Большой и Малой Медведицами извивается созвездие Дракона. Характерная для него цепочка звезд соединена на карте ломаной линией. Завершающий эту ломаную неправильный четырехугольник из звезд образует голову фантастического чудовища.

Созвездия Жирафа и Рыси - одни из самых непримечательных на звездном небе. В них входят только слабые звезды, отыскивать которые в отдельности следует между созвездиями Большой Медведицы и Кассиопеи. Никаких характерных фигур здесь нет и в помине. На всем небе - это самая "темная", самая бедная яркими звездами область.

Древние греки рассказывали о Большой и Малой Медведицах забавные легенды. Вот одна из них. Когда-то, в незапамятные времена, у царя Ликаона, правившего страной Аркадией, была дочь по имени Каллисто. Красота ее была столь необыкновенной, что Каллисто рискнула соперничать с Герой - богиней и супругой всемогущего верховного бога Зевса. Ревнивая Гера в конце концов отомстила Каллисто: пользуясь своим сверхъестественным могуществом, она превратила ее в безобразную Медведицу. Когда сын Каллисто, юный Аркас, однажды возвратившись с охоты, увидел у дверей своего дома дикого зверя, он ничего не подозревая, хотел убить свою мать - Медведицу. Но Зевс, давно уже неравнодушный к Каллисто, помешал преступлению. В самый критический момент он удержал руку Аркаса, а Каллисто навсегда взял к себе на небо, превратив в красивое созвездие. Заодно была превращена в Малую Медведицу и любимая собака Каллисто. Не остался на Земле и Аркас: увлеченный "созвездиетворчеством", Зевс и его превратил в созвездие Волопаса, обреченного навеки сторожить в небесах свою мать. Именно поэтому главная звезда в созвездии Волопаса называется Арктуром (это название, по всей вероятности, произошло от слова "арктофилакс", что по-гречески означает "страж медведицы").

Еще более романтична история созвездий Цефея и Кассиопеи^*. Если верить рассказам древних греков, Эфиопией когда-то управлял легендарный царь Цефей. Однажды его супруга, царица Кассиопея, имела неосторожность похвастать своей красотой перед мифическими обитательницами моря - нереидами. Движимые вполне понятной женской ревностью, они пожаловались богу моря Посейдону, который напустил на берега Эфиопии страшное морское чудовище. Неисчислимые бедствия обрушились на Эфиопию - чудовище опустошало цветущую страну. Тогда Цефей прибегнул к крайней мере: чтобы умилостивить Посейдона, он отдал на съедение чудовищу свою единственную любимую дочь Андромеду.

^* (Приводим один из вариантов легенды.)

Красавица Андромеда была прикована к прибрежной скале и, обливаясь слезами, покорно ждала трагической развязки. А в это время на другом краю света один из самых популярных легендарных героев Персей совершил необыкновенный подвиг. Он проник на уединенный остров, где жили горгоны - чудовища в образе женщин, у которых на голове вместо волос кишели змеи. Взгляд горгон был так ужасен, что всякий, рискнувший посмотреть им в глаза, мгновенно окаменевал.

Но ничто не могло остановить бесстрашного Персея. Улучив момент, когда горгоны заснули, Персей отрубил голову одной из них - горгоне Медузе. В тот же миг из отрубленного туловища Медузы выпорхнул крылатый конь Пегас. Персей тотчас вскочил на Пегаса и помчался на родину.

Пролетая над Эфиопией, он заметил прикованную к скале Андромеду. Как раз в этот момент из морских пучин вынырнуло чудовище и ринулось к Андромеде. Но тут отважный Персей вступил в отчаянную схватку с чудовищем. Долго продолжалась эта борьба. В конце концов Персей одержал победу лишь потому, что направил на чудовище мертвящий взгляд отрубленной головы Медузы. Чудовище окаменело, превратившись в остров, а Персей, расковав Андромеду, вернул ее отцу. Эта длинная история закончилась веселой свадьбой Персея и Андромеды, а фантазия древних греков увековечила всех ее персонажей в причудливых фигурах созвездий. Здесь мы опишем только два из них. Об остальных речь пойдет в следующем разделе.

С древними мифами связано и созвездие Дракона. По рассказам древних греков, оно изображает того мифического дракона, который охранял необыкновенный сад с золотыми яблоками. По другому варианту небесный Дракон изображает чудовище, чуть не проглотившее Андромеду.

Всем этим древним мифам трудно отказать и в наивности, и в своеобразной прелести. В скольких великолепных произведениях искусства нашли они себе воплощение! Но наиболее прочными памятниками поэтического мифотворчества древности, бесспорно, остаются созвездия.

Совершенно иное происхождение имеют созвездия Жирафа и Рыси. Впервые созвездие Жирафа изображено на звездной карте Барчиуса - зятя великого Кеплера. Карта издана в 1624 г., и хотя Барчиус не сообщает, как возникло созвездие Жирафа, можно думать, что оно появилось в эпоху великих географических открытий как своеобразный памятник путешественникам в экзотические африканские страны.

Происхождение созвездия Рыси вовсе курьезно. Его ввел в 1660 г. знаменитый польский астроном Гевелий. Мотив был прост: по словам Гевелия, "в этой части неба встречаются только мелкие звезды, и нужно иметь рысьи глаза, чтобы их различить и распознать". Впрочем, Гевелий не переоценивал своей изобретательности и писал, что "кто не доволен моим выбором, тот может рисовать здесь что-нибудь другое, более ему нравящееся, но во всяком случае тут на небе оказывается слишком большая пустота, чтобы оставлять ее ничем не заполненной".

После этого общего обзора околополярных созвездий познакомимся подробнее с каждым из них в отдельности.

Большая Медведица

На современных звездных картах созвездие Большой Медведицы занимает гораздо большее место, чем то семизвездие в форме ковша, с которым обычно связывается это название.

Невооруженный глаз различает в Большой Медведице 125 звезд, то есть свыше ста солнц, среди которых наше Солнце выглядело бы самой заурядной звездочкой.

Чтобы увидеть в этой россыпи звезд фигуру Медведицы с длинным изогнутым хвостом (кстати сказать, не встречающимся у земных медведей), надо обладать богатым воображением. Зато семь главных, самых ярких звезд созвездия образуют ковш, настолько отчетливо выделяющийся на черном фоне ночного неба, что с этого небесного ковша обычно и начинают изучение созвездий.

Мы уже отмечали, что последовательность букв греческого алфавита не во всех созвездиях соответствует последовательности убывающих по блеску звезд.

Пример - ковш Большой Медведицы. Сразу бросается в глаза, что звезда δ - та, от которой отходит рукоятка ковша, - самая слабая в семизвездии. Да и самая яркая звезда в ковше, по современным точным измерениям, не α, а ε.

По своему видимому блеску звезды ковша близки к звездам второй величины, кроме звезды δ, блеск которой равен 3,3^m.

В созвездии Большой Медведицы (рис. 30) звезды ковша самые яркие, но не самые к нам близкие. Ближайшим из солнц Большой Медведицы оказывается скромная звездочка 7,5^m, недоступная невооруженному глазу. В призменный бинокль ее можно отыскать на окраине созвездия вблизи яркой звезды θ. Восемь с четвертью лет должен путешествовать в пространстве луч света, посланный с этой звезды на Землю. Напомним, что для Альфы Центавра - ближайшей из звезд - этот срок почти вдвое короче. Нашу скромную соседку из созвездия Большой Медведицы астрономы не удостоили ни собственным именем, ни даже обозначением какой-нибудь греческой буквой. В звездном каталоге известного астронома позапрошлого века Лаланда она числится под номером 21185.

Рис.30. Видимые и абсолютные звездные величины звезд Большой Медведицы

"Лаланд 21185" - так на языке астрономов именуется это карликовое солнце, излучающее света в 200 раз меньше, чем наше дневное светило.

Звезды ковша, кроме буквенных обозначений имеют и собственные имена, данные им средневековыми арабскими астрономами. Дубге (α), Мерак (β), Фегда (γ), Мегрец (δ), Алиот (ε), Мицар (ζ), Бенетнаш (η)-как странно звучат для нашего уха эти древние звездные имена!

Звезды ковша земному наблюдателю кажутся одинаково удаленными от Земли (впрочем, как и все другие звезды небосвода). В действительности самая близкая из них Бенетнаш почти вчетверо ближе самой далекой - Алиота, расстояние до которого равно 60 световым годам.

Если при всей своей удаленности Алиот выглядит с Земли наиболее яркой звездой ковша, то, значит, и на самом деле (то есть при сравнении с одинаковых расстояний) первенство останется за этой звездой. Сказанное, правда, относится только к семизвездию ковша, но не ко всему созвездию в целом.

Произведем мысленный эксперимент - поместим все звезды Большой Медведицы на одинаковое расстояние от Земли, сохранив при этом их взаимное расположение на небе. Вы думаете, созвездие останется прежним? Нет, оно преобразится неузнаваемо!

Еле заметная ныне желтая звездочка превратится в главную, ярчайшую звезду созвездия. Выпятится на передний план и ряд других, в действительности малозаметных звезд. В ковше будут выделяться лишь звезды его рукоятки Бенетнаш и Алиот, а остальные звезды затеряются на общем звездном фоне.

Ковш Большой Медведицы, да и вообще все характерные фигуры созвездий созданы игрой случая - случайным сочетанием расстояний и светимостей звезд.

Но вернемся к звездам ковша. Кроме Дубге, это - горячие белые звезды-гиганты с температурой поверхности около 10 000 К, а у Бенетнаша - даже около 18 000 К. Дубге - оранжевая гигантская звезда, несколько более холодная, чем наше Солнце, - температура ее поверхности близка к 5000 К.

Звезды ковша, как и все остальные звезды, движутся в пространстве. Но и здесь мы не видим единства, о котором как будто говорит чисто внешняя схожесть звезд ковша. В проекции на воображаемый небосвод крайние звезды - Бенетнаш и Дубге - стремительно летят в одном направлении, а остальные звезды - в противоположном. Следствием этого факта является чрезвычайно медленное для земного наблюдателя, но непрерывное изменение формы ковша. Его видимую деформацию за сотни тысяч лет вы видите на рис. 31.

Рис.31. Движение звезд Ковша Большой Медведицы: а - вид созвездия 100000 лет назад, б - в настоящее время, в - через 100000

Из семи звезд ковша пять сходны по физическим свойствам и летят в пространстве практически в одну сторону и почти с одной скоростью. Это дает право считать их не случайными попутчиками в пространстве, а звездным потоком, то есть образованием из звезд, имеющих, по-видимому, общее происхождение.

Почти посередине между передними и задними "лапами" Большой Медведицы находится маленькая звездочка 6,5m. Невооруженным глазом увидеть ее могут только исключительно зоркие люди, но в бинокль она видна отлично.

По имени астронома, обратившего внимание на удивительные особенности этой звезды, она получила наименование звезды Грумбриджа. В каталоге, составленном Грумбриджем в 1810 г., уникальная звездочка значится под номером 1830. Чем же все-таки она замечательна? Внешне - как будто ничем. Маленькая желтенькая звездочка, излучающая света почти в 7 раз меньше, чем Солнце. К ней еще больше, чем к нашему Солнцу, подходит наименование "желтый карлик". Необычное в этой рядовой звезде - ее стремительное движение в пространстве.

За сто лет на небосводе она смещается на угловое расстояние, слегка превышающее треть лунного диска. Если бы с такой скоростью разбегались звезды ковша Большой Медведицы, движения звезд были бы обнаружены много веков назад.

В спектре звезды Грумбриджа линии смещены к фиолетовому концу. Это значит, что она приближается к нам, судя по величине смещения, со скоростью 98 км/с. Полная же скорость звезды Грумбриджа в пространстве близка к 300 км/с.

При такой стремительности движения звезда Грумбриджа сравнительно скоро покинет созвездие Большой Медведицы и через 6000 лет окажется в созвездии Волос Вероники, а спустя 12 000 лет - в созвездии Льва.

Ошибочные представления древних о неизменности небес были порождены отчасти именно тем, что ни одна из ярких звезд, доступных невооруженному глазу, не обладает столь быстрым движением.

В темную звездную ночь посмотрите внимательно на Мицар - среднюю звезду в ручке ковша Большой Медведицы. Рядом с ней вы легко заметите крошечную слабо светящуюся звездочку 5^m, которую средневековые астрономы назвали Алькором. В переводе с арабского на русский слова "Мицар" и "Алькор" означают "Конь" и "Всадник". Мицар и Алькор - самая известная и наиболее доступная для обозрения двойная звезда.

Угловое расстояние между Мицаром и Алькором близко к 12 минутам дуги, что немногим больше трети видимого лунного диска. Но кажущаяся близость этих двух звезд друг к другу вызвана лишь их невообразимой удаленностью от нашей Земли. В действительности же расстояние между Мицаром и Алькором по крайней мере в 17 000 раз больше расстояния от Земли до Солнца и близко к двум с половиной биллионам километров!

Вы, конечно, поражены этим чудовищным числом. Но, увы, в мире все относительно. В масштабе обычных межзвездных расстояний Алькор все-таки близок к Мицару - расстояние между ними в 16 раз меньше расстояния между Солнцем и Альфой Центавра. Поэтому не исключено, что Мицар и Алькор составляют физически взаимосвязанную систему двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести. Правда, этого движения никто еще не заметил. Впрочем, здесь трудно рассчитывать на быстрый успех, ведь период обращения Алькора вокруг Мицара должен составлять не менее двух миллионов лет. Что же удивительного в том, что за сотни лет непрерывных наблюдений астрономы пока не обнаружили заметного смещения Алькора по его орбите?

Уже в самый небольшой телескоп легко заметить, что Мицар состоит из двух звезд, сливающихся для невооруженного глаза в одну звезду. Открыл это впервые астроном Риччоли, современник Галилея. Обе звезды - Мицар А и Мицар В - белые горячие звезды-гиганты. Обе они обращаются вокруг общего центра масс с периодом порядка двадцати тысяч лет!

Но это не все. С помощью спектрального анализа удалось установить, что Мицар А в свою очередь состоит из двух почти соприкасающихся звезд, кружащихся в бешеном космическом вальсе, - как иначе охарактеризовать эту систему, в которой период обращения равен всего двадцати с половиной суткам!

Повторяю, заметить эту двойственность ни в один телескоп нельзя. Только тонкие спектральные эффекты убеждают нас в ее реальности.

Какая удивительная система из четырех солнц, водящих в пространстве замысловатый хоровод!

В созвездии Большой Медведицы немало двойных звезд. Но среди них особенно примечательна звезда, обозначаемая буквой ζ, расстояние до которой равно 25 св. годам. Ее можно отыскать под задними "лапами" Большой Медведицы, близко к созвездию Малого Льва.

Две желтые, почти одинаковые звездочки, блеском 4,4^m и 4,9^m, очень похожие на наше Солнце, обращаются вокруг общего центра масс с периодом 60 лет. "Кси" Большой Медведицы - первая двойная звезда, для которой в 1830 г. была вычислена орбита (одной звезды относительно другой) и надежно определен период обращения. Тем самым впервые было показано, что закон всемирного тяготения проявляет себя и в мире звезд. Много позже открыли (опять с помощью спектрального анализа), что звезды ξА и ξВ в свою очередь имеют звезды-спутники, для одного из которых период обращения равен 669, а для другого всего 4 суткам.

Снова система из четырех солнц, и на этот раз уже бесспорно физически связанных друг с другом!

Внимательные наблюдения показывают, что многие из звезд Большой Медведицы - главным образом те, которые доступны изучению лишь в телескоп, - меняют свой блеск.

Из всех переменных звезд Большой Медведицы обратим внимание лишь на одну, принадлежащую к типу так называемых затменных переменных звезд. Звезда W Большой Медведицы, о которой идет речь, совсем не обычна. Более того, она уникальна, и не только в Большой Медведице, но и вообще на звездном небе.

Две звезды, составляющие эту систему, так близки друг к другу, что под действием взаимного тяготения они изменили обычную для звезд шарообразную форму и превратились в вытянутые дыне-образные эллипсоиды (рис. 32). Кружась вокруг общего центра масс, эти два дынеобразных светила постоянно направлены друг к другу своими наиболее "острыми" сторонами. Всего около восьми часов нужно для того, чтобы обе звезды снова вернулись в исходное положение.

Рис.32. Звезда типа W Большой Медведицы

Нетрудно сообразить, что, водя хоровод, звезды, составляющие W Большой Медведицы, поворачиваются к земному наблюдателю то более узкой, то более широкой своей частью. Ясно, что при этом меняется и количество света, посылаемого звездами в сторону Земли. Ни в один телескоп в отдельности они неразличимы. Все сведения о W Большой Медведицы почерпнуты из тщательного анализа кривой изменения ее блеска, который меняется в пределах от 7,8^m до 8,6^m.

ВОТ теперь и представьте себе, как необычно выглядело бы земное небо, если бы Солнце заменить этой уникальной звездой из созвездия Большой Медведицы. Вместо спокойного ослепительного светила по небу перемещались бы два дынеобразных почти соприкасающихся солнца!

В созвездии Большой Медведицы есть шесть ярких туманностей, значащихся в каталоге Мессье под номерами 81, 82, 97, 101, 108 и 109. Пять из них весьма сходны по своей природе и представляют собой далекие звездные системы - галактики. Шестая туманность, обозначаемая символом М 97, резко отличается от остальных.

Прежде всего - это не звездная система, а исполинское шарообразное облако светящегося газа. Внешне туманность отдаленно напоминает диски планет, и потому, как уже говорилось, образованиям такого рода присвоено наименование планетарных туманностей. В мощные телескопы планетарная туманность из созвездия Большой Медведицы отдаленно напоминает физиономию совы, за это ее астрономы неофициально называют "Совой".

В центре туманности, как обычно, видна очень горячая белая звездочка. Есть основания думать, что газы, образующие туманность, когда-то были выброшены центральной звездой при каком-то не вполне понятном взрывном процессе. Во всяком случае в настоящее время туманность расширяется во все стороны от звезды - явное указание на породивший ее источник.

Туманность "Сова" - очень далекий и трудный для наблюдения объект - расстояние до нее равно 2290 парсеков, а видимый блеск около 12^m. Зная видимый угловой диаметр туманности, легко подсчитать, что на самом деле она по диаметру почти в 230 000 раз больше поперечника земной орбиты. И все-таки это объект нашей звездной системы, нашей Галактики. Лишь несовершенство телескопа Мессье заставляло исследователя смешать в своем каталоге газовые туманности с другими звездными системами.

Из сокровищ Большой Медведицы, скрытых от невооруженного человеческого глаза, упомянем лишь три звездные системы - М101, М81 и М82.

Галактика М 101 может быть найдена в небольшой телескоп в виде маленького светящегося туманного пятнышка - 7,9 зв. величины - недалеко от Мицара, "над" хвостом Большой Медведицы. На рис. 33 приведена ее фотография - великолепная звездная спираль, которую благодаря игре случая мы видим "плашмя". Миллиарды солнц составляют эту великую звездную систему. Тысячи, а может быть, и миллионы планет этой галактики населены существами, занесшими в свои звездные каталоги и нашу Галактику - ведь "оттуда", из туманности М 101, она видна отлично. Если бы у них были "сверхтелескопы", позволяющие рассмотреть все, что делается на нашей Земле, людей они бы не увидели. В их поле зрения Земля предстала бы такой, какой она была около 8 миллионов лет назад, - столько времени требуется лучу света для преодоления расстояния между М 101 и нашей Галактикой!

Рис.33. Галактика М 101

Две другие галактики - М 81 и 82, их блеск 7,0^m и 8,4^m - образуют двойную галактику - аналог двойной звезды. Видны они на небе совсем близко друг от друга, среди тех звезд, где древним грекам мерещилась морда Большой Медведицы. Расстояние до этой пары звездных систем составляет 3,3 килопарсека (кпк). Галактика М 81 (как и галактика М 101) представляет собой уменьшенное подобие нашей звездной системы. Ее диаметр почти в четыре раза меньше. Повернута она к нам несколько боком, но спиралеобразное строение видно отлично (рис. 34).

Рис.34. галактика М 81

Совсем иначе выглядит галактика М 82 (рис. 35). Она повернута к нам ребром и имеет вид какого-то клочковатого туманного облачка. Галактика неправильного типа - так астрономы называют подобные звездные системы.

Рис.35. Взорвавшаяся галактика М 82

Подробные исследования этой замечательной галактики, проведенные за последнее время, показали, что полтора миллиона лет назад в ядре галактики М 82 произошел мощнейший взрыв, сопровождавшийся выбросом из ядра облаков водорода и других газов общей массой почти в шесть раз больше, чем масса Солнца. Скорость движения этих облаков превышает 1000 км/с - яркое свидетельство мощи тех взрывных процессов, которые ныне наблюдаются в ядрах многих галактик.

Мы уже упоминали, что энергия взрыва в галактике М 82 близка к 10⁵⁷ эрг, что трудно объяснить известными астрофизикам процессами. Масса этой галактики составляет как минимум 270 миллиардов солнечных масс, а значит, М 82 принадлежит к числу крупных галактик. В ней много космической пыли и межзвездного водорода. Возможно, что пыль скрывает от земного наблюдателя ядро галактики. После того как удивительные особенности М 82 были изучены, астрономам удалось найти еще семь галактик, по внешнему облику и другим качествам похожих на М 82.

Космос кажется неизменным и спокойным лишь невооруженному глазу. На самом деле практически повсюду в звездном мире наблюдаются нестационарные процессы, нередко выражающиеся во взрывах невообразимо большой мощности.

Распределение материи в обозримой нами части бесконечной Вселенной обладает одной характерной особенностью - крайней неравномерностью. Звезды образуют двойные, тройные и вообще кратные системы. От них идет непрерывный ряд к звездным скоплениям и галактикам. Но и сами звездные системы нередко объединяются и попарно, и в группы, и даже в исполинские, не поддающиеся наглядному представлению облака галактик.

В Большой Медведице известны три таких облака, или скопления галактик. Самое многочисленное из них состоит из трехсот галактик. Лишь центральная часть этого скопления имеет поперечник в 200 кпк. На небе же это облако занимает площадь, лишь немногим большую площади лунного диска.

Как единое целое (если отвлечься от второстепенных движений одной галактики относительно другой) это скопление галактик удаляется от Земли со скоростью 15 000 км/с. Нет, это не опечатка - в 10 000 раз быстрее пули улетает от нас это облако галактик!

Величественные картины, раскрывающиеся в созвездии Большой Медведицы, заставляют задумываться о путях эволюции звездных миров, о тайнах рождения галактик. Вот, скажем, уже знакомая нам пара галактик: М 81 и М 82. Судя по их спектрам, одна из них удаляется от нас со скоростью 187, а другая - со скоростью 74 км/с. Значит, одна из них удаляется от другой со скоростью, не меньшей 113 км/с. Отсюда естественно сделать вывод, что эти галактики родились совместно и при рождении получили начальные скорости, заставляющие систему непрерывно расширяться.

Таких примеров очень много, и они заставляют думать, что галактики (как и звезды) рождаются группами из какой-то "до звездной материи" пока неизвестной природы.

Малая Медведица

Главная звезда созвездия - Полярная звезда - является и основной его достопримечательностью.

Общеизвестность Полярной звезды вызвана не столько ее физическими особенностями (о них знают немногие), сколько ее близостью к Северному полюсу мира. Среди ярких звезд, доступных невооруженному глазу, нет ни одной, которая могла бы с ней в этом соперничать. Однако любопытно, что уже в бинокль легко отыскать звезду 6,4^m, условно обозначенную символом 2r (см. Куликовский П. Г., с. 505), которая еще ближе к полюсу мира, чем Полярная.

Особая роль Полярной звезды на земном звездном небе временная. Как уже отмечалось, прецессионное движение земной оси сказывается в очень медленном, но непрерывно совершающемся странствовании полюса мира по созвездиям. Около трех тысяч лет назад самой близкой к нему звездой была звезда β Малой Медведицы. По видимому блеску она лишь чуть-чуть, на одну десятую долю звездной величины, уступает Полярной. У нее есть даже собственное имя - Кохаб, которое происходит от арабского "Ко-хаб-эль-Шемали", что означает "Звезда Севера". В Китае β Малой Медведицы называется "царственной звездой", и в этом отзвуке далеких времен можно уловить черты той особой роли путеводной звезды, которая ныне отведена Полярной.

В бинокль хорошо заметно, что цвет Полярной звезды - желтоватый. Она несколько горячее Солнца - температура ее поверхности близка к 7000 К. Полярная принадлежит к типу звезд-сверхгигантов. Наше Солнце рядом с ней выглядело бы очень скромно, так как поперечник Полярной в 120 раз больше солнечного диаметра.

Замечательно, что Полярная звезда пульсирует, то увеличиваясь, то уменьшаясь в своем объеме. При этом слегка меняются и температура и спектр звезды, ну и, конечно, блеск. В максимуме блеска Полярная становится звездой 2,1^m, в минимуме 2,З^m. Работает этот странный звездный механизм очень ритмично - период между смежными максимумами составляет почти четверо земных суток.

Полярная звезда - типичная цефеида. Расстояние до нее таково, что луч света, покинувший Полярную звезду, достигает Земли спустя 472 года. Это означает, что в настоящее время мы видим Полярную такой, какой на самом деле она была во времена Колумба!

Пожалуй, хорошо, что наше Солнце не похоже на Полярную и другие цефеиды. В противном случае мы были бы обречены на то, чтобы испытывать непрерывные и быстрые колебания температуры и освещенности. Кроме того, замена Солнца Полярной звездой привела бы к катастрофическим последствиям и в том случае, если бы Полярная не была цефеидой. Излучая потоки света и тепла, почти в 10 000 раз более мощные, чем Солнце, Полярная звезда испепелила бы весь органический мир на Земле!

В большой школьный рефрактор рядом с Полярной на расстоянии 18" от нее виден ее спутник - маленькая звездочка почти 9-й зв. величины. Его открыл в 1779 г. знаменитый исследователь звездного мира Вильям Гершель. Возможно, что эта звездочка физически связана с Полярной, хотя непосредственно заметить орбитальное движение спутника нелегко - период обращения в этой системе должен быть очень большим.

Полярная и ее спутник по температуре мало отличаются друг от друга - спутник чуть погорячее. Но по размерам это совсем разные звезды. Полярная - сверхгигант, ее спутник - желтовато-белая звезда лишь немного крупнее Солнца.

Между прочим, в телескоп спутник кажется зеленоватым. Как мы уже предупреждали читателя, в таких случаях наблюдатель становится жертвой оптической иллюзии, впрочем, весьма красивой. Без нее многие двойные звезды выглядели бы блеклыми и малоэффектными.

Этим, пожалуй, и исчерпываются достопримечательности Малой Медведицы - небольшого созвездия, объединяющего всего 20 доступных невооруженному глазу звезд.

Кассиопея

Шел ноябрь 1572 г. Возвращаясь из Германии в родную Данию, Тихо Браге, знаменитый астроном той эпохи, остановился в живописном старом монастыре местечка Геррицвальда, принадлежащего его дяде. "Однажды вечером, - пишет Тихо Браге, - когда я, по обыкновению, осматривал небосвод, вид которого был мне так хорошо знаком, я, к неописуемому моему удивлению, увидел близ зенита в Кассиопее яркую звезду необыкновенной величины. Пораженный открытием, я не знал, верить ли собственным глазам.

...Новая звезда не имела хвоста, ее не окружала никакая туманность, она во всех отношениях походила на другие звезды первой величины... По блеску ее можно было сравнить только с Венерой, когда эта последняя находится в ближайшем расстоянии от Земли. Люди, одаренные хорошим зрением, могли различить эту звезду при ясном небе днем, даже в полдень. Ночью при облачном небе, когда другие звезды скрывались, новая звезда оставалась видимой сквозь довольно густые облака.

...Начиная с декабря 1572 г., блеск ее стал уменьшаться... Переход от 5^m к 6^m произошел в промежуток времени от декабря 1573 до февраля 1574 г. В следующем месяце новая звезда исчезла, проблистав семнадцать месяцев и не оставив никакого следа, видимого для простого глаза".

Если пытливый ум ученого был поражен этим необычайным небесным явлением, то какой переполох вызвало оно среди простого населения Европы! Еще свежа была в памяти "Варфоломеевская ночь" - лишь за несколько месяцев до появления звезды произошла эта кровавая резня гугенотов католиками. Говорили, что звезда в Кассиопее предвозвещает кончину мира и страшный суд. Многие готовились к смерти.

Но все кончилось благополучно. Мир уцелел, и вместе с исчезновением загадочной звезды прошли и суеверные страхи. Что же, однако, совершилось в глубинах мирового пространства?

Тихо Браге очень точно измерил экваториальные координаты необыкновенной звезды, и мы теперь с уверенностью можем указать ту точку созвездия Кассиопеи, где когда-то она сияла. Эта точка находится близко от звезды mmmх, но, увы, ни сама к, ни одна из многочисленных слабых звездочек в этой области неба не может считаться "звездой Тихо Браге". Слишком уж обычны для этого их физические характеристики.

В 1952 г., то есть спустя ровно 380 лет после описанного события, было обнаружено, что как раз из того места, где когда-то вспыхнула необычайная звезда, исходят довольно слабые потоки космических радиоволн. И эти трудноуловимые радиосигналы - пока все, что осталось от поразительного небесного фейерверка. Точнее, все, что пока удалось обнаружить. По современным представлениям "звезда Тихо Браге" - одна из сверхновых звезд.

Несовершенство земных телескопов мешает пока увидеть как сжавшуюся до пределу звезду Тихо Браге, так и окружающую ее "радиотуманность". Лишь радиоволны, порожденные этой туманностью, свидетельствуют ныне о когда-то бывшей грандиозной космической катастрофе.

В созвездии Кассиопеи находится самый мощный на всем небе источник радиоволн, называемый условно "Кассиопея-А". Поток радиоволн из этой области неба во много раз мощнее радиоизлучения звезды Тихо Браге.

В 1951 г. на фотопластинках, чувствительных к красному свету, были зафиксированы обрывки небольшой радиотуманности, связанной с "Кассиопеей-А". По скорости расширения туманности подсчитали, что породивший ее взрыв произошел около 300 лет назад. Значит, и "Кассиопея-А", мощнейшая на земном небе космическая радиостанция, обязана своим возникновением вспышке сверхновой звезды.

Мы указали сейчас на две достопримечательности созвездия Кассиопеи, которые ни в один оптический телескоп, конечно, не увидишь. И все-таки интересно знать точки неба, где находятся эти совершенно уникальные объекты.

У сверхновых звезд взрывы предельно мощны, и они, по-видимому, приводят к необратимому изменению звезды. Но у некоторых звезд подобные вспышки могут совершаться неоднократно, причем чем меньше энергетические масштабы вспышек, тем чаще такие вспышки повторяются. Речь идет о так называемых "новых" и "новоподобных" звездах.

В созвездии Кассиопеи есть две весьма своеобразные звезды, γ и ρ, которые можно отнести к классу новоподобных звезд.

Звездой γ Кассиопеи астрономы заинтересовались еще в прошлом веке. С первого взгляда она как будто ничем не замечательна. Но в спектре звезды выделяются светлые "эмиссионные" линии - явный признак мощных движений раскаленных газов в атмосфере звезды.

Блеск γ Кассиопеи подвержен неправильным и иногда резким изменениям. Например, в 1937 г. она стала самой яркой звездой созвездия. Вероятно, звезда испытала нечто вроде взрыва, атмосфера ее расширилась и часть газов была выброшена в пространство. После этого звезда несколько успокоилась, но неожиданные взлеты блеска наблюдались и впоследствии. Бывают периоды, когда γ Кассиопеи становится звездой 1,6^m, а в периоды минимума блеска она не ярче звезд З^m.

Иначе ведет себя оор Кассиопеи. Большую часть времени ее блеск неизменен и близок к 4^m. Но иногда наступают не вспышки, а, наоборот, спады блеска до 6,2^m, и тогда лллр Кассиопеи становится недоступной для невооруженного глаза. Причины таких странных колебаний блеска пока совершенно не ясны. Можно сказать лишь одно: как γ, так и ρ Кассиопеи - беспокойные, "нестационарные" звезды с неустойчивыми атмосферами. Разгадка причин звездных вспышек, как грандиозных, так и сравнительно небольших, несомненно, обогатит атомную физику и новыми фактами и новыми идеями.

Обратите теперь внимание на двойную звезду η Кассиопеи. Главная звезда 3,7^m - желтоватый гигант, спутник 7,4^m - маленькая красная холодная звездочка с температурой поверхности, близкой к 3000 К. Обе звезды, удаленные на небе друг от друга на 10 секунд дуги, обращаются вокруг общего центра тяжести с периодом 526 лет. Они сравнительно близки от Земли - события в этой двойной системе мы видим с запозданием в двадцать лет.

В созвездии Кассиопеи есть желтая карликовая звездочка 5,3^m, обозначенная буквой μ. Она примечательна своим очень быстрым полетом в пространстве. Каждую секунду она удаляется от нас почти на 100 км и при этом смещается и в поперечном направлении. За тысячелетие она проходит расстояние на небе, равное удвоенному видимому поперечнику лунного диска. Впервые в звездные каталоги она была занесена Тихо Браге.

Между звездами δ и ε в темные ночи можно рассмотреть два небольших рассеянных звездных скопления NGC 457 и NGG 581. Первое имеет видимый поперечник 14' и включает в себя 50 звезд. Второе - малочисленнее. В нем 30 звезд расположены на участке поперечником в 6'. Из рассеянных скоплений это один из самых далеких. До первого из них расстояние равно 2100 пк, до второго - 2500 пк. Эти крошечные для земного наблюдателя небесные объекты в действительности имеют поперечник в 8,5 и 4,8 пк. В небольшой телескоп они весьма невзрачны. Тем интереснее сравнить их в дальнейшем с Плеядами - близким к нам и самым эффектным на небе рассеянным звездным скоплением.

Цефей

Он был глухонемым, этот высокий юноша с тонкими правильными чертами лица. Каждую звездную ночь он внимательно наблюдал одну из звезд созвездия Цефея, ту самую, которая в звездных каталогах обозначена буквой δ. Иногда звезда казалась ярче обычного, иногда, наоборот, слабее. Не обман ли чувств эти странные колебания блеска?

Проходят дни, недели, и в конце концов всякие сомнения отпадают. Регулярно, с размеренностью хорошего часового механизма,δ Цефея через каждые пять с четвертью суток достигает максимума блеска, плавно опускаясь затем до минимума.

Вычислен блеск звезды в разные моменты времени, построена кривая изменения блеска, свидетельствующая о периодическом "подмигивании" δ Цефея. Сделано, в сущности, даже больше - открыт новый класс переменных звезд, "цефеид", названных так в честь главной представительницы этого класса.

Автор открытия - Джон Гудрайк, родом из Голландии, получивший образование в Англии. За год до открытия первой цефеиды в 1782 г. Королевское общество Великобритании присудило ему высшую награду - медаль Копли - за открытие переменности Алголя, одной из главных звезд в созвездии Персея. Этот талантливый молодой исследователь умер очень рано, в 1786 г., 21 года от роду. Но астрономы - счастливые люди. Следы их трудов связаны с самыми долговечными объектами, какие только может наблюдать человеческий глаз.

Если вы захотите сами убедиться в переменности δ Цефея, вам в какой-то степени придется повторить работу Гудрайка. Впрочем, не пугайтесь: сделать это сравнительно легко. Поблизости от δ Цефея видны звезды ζ (3,6^m), ε (4,2^m), и ν (4,5^m). Будем сравнивать блеск переменной звезды с блеском этих постоянных "звезд сравнения". Допустим, что в момент наблюдения δ Цефея явно слабее ζ, но ярче ε. Разделим мысленно интервал блеска между звездами сравнения на 10 равных частей и попробуем оценить, каково положение в этом интервале переменной звезды. Если, скажем, δ Цефея во столько же раз слабее ζ, во сколько раз ярче ε, то оценку блеска надо записать так: ζ5δ5ε. В другие моменты могут получиться иные оценки, например: ζ3δ7δδδδζε или ζ6δ4ε. Зная звездные величины ζ и ε, легко пропорциональным делением вычислить блеск переменной. Иногда δ Цефея становится слабее ε, и тогда звездами сравнения могут служить ζ и ν или ε и ν.

Сделав в течение двух-трех недель десяток оценок, постройте график изменения блеска звезды δ Цефея: по его горизонтальной оси отложите моменты времени, по вертикальной - видимый блеск. Чем больше будет сделано наблюдений, тем более явным станет периодический характер изменения блеска δ Цефея^*.

^* (Подробнее о наблюдениях переменных звезд см. в книгах: Куликовский П. Г., с. 360-370; Астрономический календарь: Постоянная часть. - М.: Наука, 1981, с. 422; Цесевич В. П. Переменные звезды и их наблюдение. - М.: Наука, 1980.)

Повторяем, что блеск δ Цефея меняется удивительно ритмично. Период изменения ее блеска определен с очень большой точностью - 5,366341 суток. От периода к периоду характер колебания блеска практически не меняется, и поэтому для цефеид и других периодических переменных звезд астрономы строят сводную, или "среднюю" кривую, сводя все наблюдения к одному периоду (рис. 36).

Рис.36. Кривая блеска δ Цефея

Быстрый взлет блеска до 3,6^m и сравнительно медленное его падение до 4,З^m - такая картина характерна и для δ Цефея и для похожих на нее других звезд, названных цефеидами. Наблюдения показывают, что вместе с блеском колеблются и другие физические характеристики δ Цефея - ее цвет, температура, скорость по лучу зрения. Колеблется даже спектральный класс - в максимуме блеска δ Цефея - звезда класса F5, в минимуме ее спектр характерен для звезд класса G2.

Нелегко было разобраться во всех этих сложных явлениях, но сейчас природа цефеид в общих чертах выяснена. Это - звезды-гиганты беловато-желтого цвета, у которых по каким-то не вполне пока понятным причинам внутреннее равновесие нарушено. Подобно сердцу они непрерывно пульсируют, меняя при этом и блеск и другие физические характеристики. Пульсации цефеид, как и всё в мире звезд, грандиозны. Их радиусы изменяются на миллионы километров, что в среднем, однако, составляет лишь около 5% средней величины радиуса звезды.

Когда цефеида максимально сжата, температура ее поверхности становится наибольшей, и в этот момент звезда достигает максимума блеска. Наоборот, наибольшим размерам звезды соответствуют наименьшая ее температура и минимум блеска.

Странная картина наблюдалась бы на Земле, если бы наше Солнце было цефеидой. Но Солнце - желтый карлик, а цефеиды - желтые сверхгиганты, и в их физической природе мало общего.

В созвездии Цефея есть еще одна яркая цефеида - звезда β этого созвездия. У нее очень короткий период изменения блеска - всего 0,19 суток, да и амплитуда весьма мала - 0,05^m. Для невооруженного глаза она всегда кажется одинаково яркой, но очень чувствительные астрономические фотометры четко улавливают и такие ничтожные колебания блеска. Повторяются они столь же строго периодично, как и у δ Цефея, но β Цефея все же не типичная "классическая цефеида". Она входит в особый класс переменных звезд типа β Большого Пса. Все они гораздо горячее обычных цефеид и являются горячими белыми гигантами. Колебания их блеска отчасти вызваны пульсациями, но вполне возможно, что к ним добавляются и сложные явления в атмосферах этих звезд. Здесь многое еще предстоит выяснить. А пока звезды типа β Цефея считаются разновидностью цефеид.

На полпути между α и δ Цефея, недалеко от прямой, соединяющей эти звезды, есть уникальная звезда, обозначенная буквой μ. Ее необыкновенный темно-красный цвет обратил на себя внимание еще Вильяма Гершеля, который назвал μ Цефея "гранатовой" звездой. Как прозрачная капелька крови, сияет в глубине небес это красное солнце - самая красная из всех ярких, доступных невооруженному глазу звезд. Цвет μ Цефея особенно хорошо заметен, если в бинокль сначала посмотреть на белую звезду α Цефея, а затем сразу на "гранатовую" звезду. И здесь не обман зрения, не какие-то психофизиологические эффекты - нет, на самом деле это одна из самых холодных звезд, температура поверхности которой вряд ли превышает 2300 К.

"Гранатовая" звезда от Земли весьма далека - мы ее видим с "опозданием" почти в тысячу лет. Тем не менее μ Цефея - одна из тех немногочисленных звезд, у которых удалось непосредственно (с помощью интерферометра) измерить поперечник. По размерам μ Цефея - одна из величайших звезд, ее диаметр почти в 1500 раз больше солнечного.

Подмечено, что блеск μ Цефея не всегда постоянен, но меняется довольно неправильным образом, причем иногда амплитуда колебаний достигает 0,6m. Советскому исследователю переменных звезд В. П. Цесевичу с большим трудом удалось установить, что в этих, с первого взгляда совершенно беспорядочных колебаниях блеска есть некоторые закономерности. Сложную кривую изменения блеска mmmр Цефея (рис. 37) можно рассматривать как результат сложения трех колебаний с периодами 90, 750 и 4675 дней. Такие звезды называются полу правильными переменными, и μ Цефея возглавляет один из подклассов этих звезд.

Рис.37. Кривая блеска μ Цефея

Трудно пока со всей определенностью сказать, чем вызваны колебания блеска звезд типа μ Цефея. Здесь налицо и беспорядочные (или, лучше сказать, полуправильные) пульсации звезды, и какие-то непериодические извержения раскаленных газов из ее недр в атмосферу.

В созвездии Цефея есть две примечательные двойные звезды. И это не какие-то новые, еще не упомянутые нами звезды, а уже хорошо знакомые δ и β Цефея.

Главнейшая из цефеид имеет на угловом расстоянии в 41" спутник 7,5^m. Золотисто-желтая цефеида и ее голубоватый спутник представляют собой одну из наиболее красивых на всем небе пар близких звезд.

Еще интереснее система β Цефея. Сама главная звезда - спектрально-двойная с периодом обращения, равным периоду изменения блеска 0,19 суток. На расстоянии 8" от главной белой звезды видна голубоватая звезда-спутник 8m. Спутник, несомненно, обращается вокруг главной звезды (или, точнее, обе звезды вокруг общего центра масс) с периодом, по-видимому, близким к 50 годам. Значит, здесь перед нами физическая система из трех звезд, причем главная из них к тому же и переменная звезда весьма сложной природы, задающая астрономам немало загадок.

Дракон

С самой яркой оранжевой звездой γ этого созвездия связана одна любопытная и поучительная история. В 1725 г. английский астроном Брадлей решил доказать истинность гипотезы Коперника. Хотя со времени опубликования книги великого польского астронома прошло 182 года, его идеи о движении Земли вокруг Солнца оставались лишь гениальной догадкой, фактами еще не подтвержденной.

Если Земля на самом деле обращается вокруг Солнца, ближние звезды должны смещаться на фоне звезд более далеких, описывая в течение года крошечный эллипс - своеобразное "отражение" в небесах земной орбиты.

Чем дальше предмет, тем меньше его кажущееся "параллактическое" смещение, - вспомните, как смещаются предметы при наблюдении из окна мчащегося поезда. Быстро проносятся мимо телеграфные столбы на фоне далекого леса; постепенно, хотя гораздо медленнее, меняется панорама местности; а облака и тем более Солнце, кажется, мчатся вслед за поездом, не отставая от него ни на шаг.

Звезды невообразимо далеки от Земли - это сознавал уже Коперник. Поэтому их параллактические смещения неуловимо малы. Ни Копернику, ни его ближайшим последователям обнаружить их так и не удалось.

Решил испробовать свои силы в этом очень трудном деле и Джемс Брадлей. Телескоп с микрометром на его окулярном конце Брадлей неподвижно укрепил на стене дома, направив прямо в зенит. Сделано это было вполне мотивировано - вблизи зенита искажения в положении небесных светил, вносимые земной атмосферой, всегда минимальны. Из ярких звезд, близких к полюсу эклиптики, через зенит Оксфорда ежесуточно проходит только одна звезда - γ Дракона. Вот почему Брадлей и выбрал ее для параллактических измерений.

Не будем описывать подробности этой тонкой и длительной работы, на которую ушло около трех лет. Любопытен конечный итог - Брадлей обнаружил периодическое смещение γ Дракона, точнее говоря, периодические изменения ее экваториальных координат. Но это было заведомо не параллактическое смещение: во-первых, оно получилось слишком большим (около 20"), а во-вторых, направленным иначе, чем ожидалось. Потом уже выяснилось, что и другие звезды в течение года испытывают подобные же смещения и, что было особенно странным, с той же амплитудой около 20".

Брадлей искал одно, а открыл другое - оптическое явление, получившее название аберрации света. Сущность его понять несложно. Представьте себе, что вы стоите под отвесно падающим дождем и держите в руках зонтик. Пока вы неподвижны, ручка зонтика направлена, естественно, вертикально. Но если вы броситесь бежать, ваша рука инстинктивно наклонит зонтик вперед.

А теперь сравните это с другой, аналогичной картиной. От звезды, находящейся в зените, к наблюдателю в вертикальном направлении идут лучи света. Роль зонтика играет телескоп. Будь Земля неподвижной, телескоп следовало бы направить в зенит. На самом деле при движении Земли скорость света складывается со скоростью звезды относительно наблюдателя. В итоге сложения двух скоростей лучи звезды из вертикальных превратятся в наклонные, и звезду наблюдатель увидит не в зените, а чуть смещенной в сторону движения самого наблюдателя.

Брадлей не только открыл новое явление природы, но и доказал опытным путем, что земной шар действительно обращается вокруг Солнца, - ведь не будь этого движения Земли, не было бы и аберрации.

Другая достопримечательность созвездия Дракона интересна не только по историческим воспоминаниям, но и сама по себе, как один из замечательных объектов на земном небе. Речь идет о яркой планетарной туманности, расположенной неподалеку от звезды этого созвездия. В большой школьный рефрактор она хорошо видна как круглое туманное сравнительно яркое (8^m) пятнышко. Условное обозначение этой туманности NGC 6543.

Еще в 1864 г. английский астроном Геггинс избрал туманность в Драконе "пробным камнем" для первых спектроскопических наблюдений этих загадочных объектов. Спектральный анализ еще только зарождался, и Геггинс наблюдал спектр туманности Дракона визуально, присоединив спектроскоп к окулярной части телескопа. Велико было его удивление, когда вместо привычной радужной полоски спектра поглощения, характерного для большинства звезд, он увидел только три яркие разноцветные линии на совершенно темном фоне. Вопреки ожиданиям, туманность Дракона оказалась состоящей не из звезд, а из светящихся газов. Впервые спектроскоп доказал, что в мировом пространстве, кроме звезд и планет, есть исполинские облака разреженных и светящихся газов.

О туманности Дракона мы теперь знаем много интересных подробностей. Измерено расстояние до нее - 1000 пк. Определен поперечник туманности - около 7000 а. е. Выявлены подробности ее физического строения.

Туманность расширяется во все стороны от своего ядра - очень горячей звездочки 11-й зв. величины, которую в мощные телескопы можно различить в центре туманности. Это - одна из очень горячих звезд, и температура ее поверхности, по-видимому, близка к 57 000 К!

Упомянув о расширении туманности, мы должны подчеркнуть, что проявляется оно только в смещении спектральных линий - внешне туманность выглядит такой же неизменной, как ее фотография. Только через века астрономы получат фотоснимки туманности, существенно отличающиеся от современных. Почти все объекты звездного мира издали выглядят спокойными и неизменными. На фотографиях видна сложная внутренняя структура туманности Дракона, что нетипично для "классических" планетарных туманностей, похожих на ту, которую мы увидим в созвездии Лиры. Поэтому туманность Дракона считается аномальной планетарной туманностью.

Из двойных звезд созвездия Дракона обратите внимание на три звезды: vν, ε, μ. Первая из них принадлежит "голове" Дракона. Она состоит из двух звездочек 5-й зв. величины, разделенных промежутком в 62". Пара эта - оптическая, легко различимая даже в театральный бинокль. Проверьте по ν Дракона остроту вашего зрения: если в темную прозрачную звездную ночь вы отчетливо различаете обе звезды, значит, зрение у вас отличное.

А для большого школьного рефрактора хорошей проверкой его "зоркости" (то есть разрешающей способности) могут служить наблюдения двух других двойных звезд. Обе эти пары звезд - физические двойные системы. Главная звезда в системе е Дракона 4,0^m имеет спутник 7,6^m на расстоянии 3,3". Звезда μ Дракона состоит из двух звезд равного блеска (5,8^m), разделенных промежутком в 2". Период обращения в этой системе близок к 1500 годам.

Повторяем, что перечисленные двойные звезды - трудный объект для трехдюймового рефрактора, а с меньшими инструментами рассчитывать на успех и вовсе нельзя.

Жираф

В этом созвездии все звезды слабее 4^m. Заслуживает внимания довольно яркое (6^m) рассеянное звездное скопление NGC 1502 диаметром всего в 6 минут дуги. Его легко отыскать в бинокль, но только в крупный телескоп оно достаточно эффектно.

Самый замечательный объект созвездия Жирафа - необыкновенная переменная звезда RU. Ее координаты (для эпохи 1900,0) α = 7Ч10М54С; δ = +69°51,2'. Пользуясь приводимой здесь (рис. 38) картой окрестностей звезды RU Жирафа, ее легко отыскать в школьный телескоп или даже в 10-кратный призменный бинокль.

Рис.38. Карта окрестностей переменной звезды RU Жирафа ( отмечена кружком). Справа приведены звездные величины звезд сравнения

До 1964 г. считалось, что RU Жирафа - типичная цефеида с периодом 22 дня, с ритмичностью незатухающего маятника из века в век повторяющая свои колебания. Каково же было удивление астрономов, когда в конце 1964 г. выяснилось, что блеск RU Жирафа стал постоянным! Да, именно так - пульсирующая цефеида неожиданно остановилась, замерла, застыла. Если блеск RU Жирафа сейчас и колеблется, возможно, непериодически, то во всяком случае амплитуда этих колебаний не превосходит 0,04 зв. величины.

В чем причина внезапной "остановки" этой звезды - до сих пор неизвестно^*. Возможно, что разгадка придет не скоро, но сенсационное поведение RU Жирафа заставляет нас пересмотреть существующие теории цефеид и представления об эволюции звезд.

^* (Подробнее см. статью Ю. Н. Ефремова в журнале "Земля и Вселенная", 1967, № 2.)

Попробуйте отыскать эту звезду и систематически следите за ее блеском - вдруг вам посчастливится обнаружить, что RU Жирафа снова стала нормальной цефеидой! Здесь все пока таинственно и чревато открытиями.

Рысь

Как уже говорилось, созвездием Рыси названа самая бедная звездами область земного звездного неба. Справедливости ради стоит отметить, что все же в созвездии Рыси есть две звезды ярче 4m, ничем, впрочем, не замечательные. Пожалуй, для тренировки в отыскании слабых звезд имеет смысл разыскать α Рыси - оранжевую звездочку 3,2^m, находящуюся на продолжении задних лап Большой Медведицы. Для астрономов нет, конечно, "главных" и "второстепенных" звезд. Их интересует буквально все, что доступно наблюдениям. Поэтому они, в частности, тщательно изучили спектр α Рыси, определили ее температуру, движение в пространстве и нашли, что это ничем не выделяющееся оранжевое солнце отстоит от нашего на расстоянии, близком к 50 пк. А ведь подобные сведения астрономы собрали не только для всех видимых невооруженным глазом звезд, но и для многих тысяч тех солнц, которые можно наблюдать лишь в телескоп. Какая кропотливая, трудоемкая работа!