Созвездия осеннего неба

От постоянно видимых околополярных созвездий мы перейдем теперь к созвездиям, характерным для каждого из четырех времен года - осени, зимы, весны и лета. "Сезонная" сортировка созвездий, конечно, условна. Например, в долгие зимние ночи, от конца вечерних сумерек и до утренней зари, над горизонтом медленно проплывают не только "чисто зимние", но и "осенние" (ранним вечером) и "весенние" (под утро) и даже частично "летние" созвездия. Поэтому договоримся рассматривать вид звездного неба для определенных дней года и моментов суток. Так, например, под "осенним" звездным небом мы будем понимать ту панораму созвездий, которую увидит наблюдатель 1 октября в 22 часа по времени места наблюдения. Для "зимнего" неба удобен момент 15 января в 22 часа, а для "весеннего" - 15 апреля в 22 часа декретного или 23 часа летнего времени. Только для "летнего" неба из-за "белых" ночей сделаем исключение - рассмотрим звездное небо в 0 часов летнего времени 15 июля. Теперь окинем общим взглядом типичное осеннее звездное небо (рис. 39; см. также Приложение V).

Рис.39. Южная часть осеннего неба

В южной половине небосвода на полпути от горизонта виден огромный квадрат из четырех почти одинаковой яркости звезд. От его левого верхнего угла отходит к востоку и немного вверх цепочка из трех звезд. В целом это семизвездие напоминает ковш Малой Медведицы, только гораздо больших размеров. Огромный квадрат (без левого верхнего угла)-главная часть созвездия Пегаса. Рукоятка ковша - наиболее яркие из звезд созвездия Андромеды.

На продолжении этой рукоятки видна еще одна звезда такой же яркости, как и главные звезды Андромеды. Это - главная звезда а созвездия Персея, а само это созвездие характерно треугольником, который образуют звезды α, β и δ.

Под цепочкой главных звезд Андромеды в юго-восточной части неба виднеются две почти одинаковой яркости звезды, "возглавляющие" созвездие Овна. Пегас, Андромеда, Персей и Овен - наиболее заметные созвездия осеннего неба. Остальные созвездия придется отыскивать, отправляясь от этих главных созвездий.

Между Андромедой и Овном размещается маленькое созвездие Треугольника. Сам треугольник, образованный звездами α, β и γ, малоприметен, да и к тому же на небе можно мысленно построить множество разных треугольников, сочетая различные тройки звезд.

Еще менее выразительно созвездие Ящерицы - группа слабых звездочек, окаймленная границами созвездий Пегаса, Андромеды, Кассиопеи, Цефея и Лебедя. Правее Овна расположено большое созвездие Рыб, также не содержащее ярких звезд. Под Овном и Рыбами значительный участок неба занят созвездием Кита, в котором даже при очень большом воображении нельзя заметить каких-либо контуров этого исполинского животного.

Происхождение названий осенних созвездий различно. В Пегасе, Андромеде и Персее читатель, конечно, уже узнал героев знакомого ему мифического повествования. Столь же древни созвездия Треугольника, Овна, Рыб и Кита. Первое не имеет большего значения, чем то, которое отражено в его наименовании. То же можно сказать и про созвездие Овна, изображаемого на старинных звездных картах в виде барана или агнца (овен - по-латински "баран", а "агнец"-старославянское название ягненка). Странно выглядит на тех же картах созвездие Рыб - две рыбы, связанные за хвосты широкой лентой. По одному из преданий, когда в древности в начале весны Солнце вступало в это созвездие, начинался период дождей и наводнений - отсюда и повод для малообоснованного названия. Неясно и происхождение созвездия Кита. Наиболее популярна легенда, что в этой области звездного неба фантазией древних греков увековечено то самое морское чудовище, которое чуть было не поглотило бедную Андромеду.

Созвездие Ящерицы - создание безудержной фантазии или, лучше сказать, произвола уже знакомого нам гданьского астронома Гевелия. В 1690 г. группу слабеньких звездочек в этом участке неба Гевелий назвал созвездием Ящерицы. Мотив? Да просто потому, что здесь осталось место только для маленького животного, а звездочки можно посчитать мелкими блестками на чешуе изящного пресмыкающегося.

Пегас

Как и во многих других созвездиях, в Пегасе звезда α не самая яркая. Она немного уступает в блеске звезде ε, которая является ярчайшей звездой этого созвездия (звездная величина первой 2,5^m, второй - 2,4^m). Правее и чуть выше этой звезды находится главная достопримечательность созвездия Пегаса - яркое шаровое звездное скопление. В бинокль видно круглое светящееся туманное пятнышко, но в большой школьный рефрактор в темную и прозрачную звездную ночь здесь можно рассмотреть интересные подробности. Пятнышко совсем круглое, но поверхностная яркость в разных его частях неодинакова. Сердцевина пятнышка наиболее ярка, а к краям по всем направлениям яркость постепенно падает. Если у вас хорошее зрение и есть некоторый опыт в астрономических наблюдениях, вы, вероятно, заметите, что края пятнышка искрятся, как огоньки далекого города. При таких наблюдениях "на пределе видимости" попробуйте воспользоваться эффектом "бокового зрения".

В крупные телескопы шаровое звездное скопление в созвездии Пегаса легко разделяется на отдельные звезды. Сказанное, правда, относится только к краям скопления, а в его центральных областях звезд так много и они так густо распределены в пространстве, что глаз земного наблюдателя здесь видит лишь сплошное сияние.

Шаровое скопление М 15 (или NGC 7078) - одно из наиболее далеких. Расстояние до него около 27 000 световых лет. На лучших из фотоснимков шаровое скопление в Пегасе имеет угловой поперечник в 15 минут дуги, то есть в половину лунного диска! Отсюда легко вычислить, что действительный диаметр этого космического образования близок к 118 световым годам. Внутри сферы с этим диаметром, как показывают исследования, заключено около шести миллионов солнц! Если где-то в центре скопления есть обитаемые планеты, их звездное небо совсем не похоже на наше. Десятки тысяч звезд, по яркости превосходящих Венеру, повсюду густо усеивают небосвод, создавая изумительную по красоте панораму!

Удивительные образования эти шаровые звездные скопления или, лучше сказать, "шары из звезд"! Какие-то не известные нам пока силы сформировали здесь из "дозвездной" материи огромную звездную систему, нечто промежуточное между двойными и кратными звездами, с одной стороны, и исполинскими галактиками, с другой.

Население шаровых звездных скоплений очень своеобразно. Тут преобладают звезды-гиганты, среди которых, правда, нет особенно горячих и сверхгигантских экземпляров. Выделяются холодные красноватые гиганты с температурой поверхности от 2300 до 4300 К. В шаровых скоплениях много переменных звезд, главным образом цефеид.

Хотя шаровое скопление в Пегасе кажется, как большинство космических объектов, статичным, неподвижным, на самом деле это не так. Прежде всего само скопление в целом движется в пространстве, причем, как показывает его спектр, оно приближается к нам со скоростью 114 км/с. Кроме того, каждая звезда скопления описывает вокруг его центра замысловатую кривую, определение характера которой составляет одну из очень сложных задач современной небесной механики. Наконец, некоторые шаровые скопления чуть сплюснуты - верный признак осевого вращения всего "шара из звезд".

Шаровые звездные скопления - одни из самых древних объектов нашей Галактики. Устойчивость их весьма велика, и они могут существовать, не распадаясь, миллионы лет!

Правый верхний "угол" "квадрата" Пегаса, звезда β очень любопытна. Совсем недавно в каталогах переменных звезд она числилась переменной звездой неизвестного типа. Сейчас в этот вопрос внесена полная ясность. Красный гигант β Пегаса оказался неправильной переменной звездой, меняющей блеск в пределах от 2,4^m до 2,8^m. Вот вам еще один тип звездной переменности - самый, пожалуй, сложный, так как никаких закономерностей в изменениях блеска в этом случае уловить не удается. Возможно, что в звездах такого типа (красных неправильных переменных) небольшие колебания температуры поверхности вызывают заметные изменения прозрачности их атмосфер. В этих относительно холодных атмосферах есть облака из окиси титана, оптические свойства которых (прозрачность) очень чувствительны даже к небольшим колебаниям температуры. Впрочем, это только гипотеза, может быть, и далекая от реальности.

Андромеда

Арабский астроном Ас-Суфи, живший в X в. н. э., описывает "маленькое небесное облачко", легко различимое в темные ночи вблизи звезды ν созвездия Андромеды. В Европе на него обратили внимание только в начале XVII в. Современник Галилея и его соратник в первых телескопических наблюдениях неба астроном Симон Мариус в декабре 1612 г. впервые направил телескоп на эту странную небесную туманность. "Яркость ее, - пишет Мариус, - возрастает по мере приближения к середине. Она походит на зажженную свечу, если на нее смотреть сквозь прозрачную роговую пластинку".

Несколько десятилетий спустя туманность Андромеды изучал Эдмунд Галлей, друг и ученик великого Ньютона. По его мнению, небольшие туманные пятна "не что иное, как свет, приходящий из неизмеримого пространства, находящегося в странах эфира и наполненного средою разлитой и самосветящейся". Другие религиозно настроенные астрономы, как, например, Дерхем, уверяли, что в этом месте "небесная хрустальная твердь" несколько тоньше обычного и потому отсюда на грешную землю изливается "неизреченный свет" царствия небесного.

Вопрос об истинной природе туманности Андромеды не был решен и в XIX в. Никто, конечно, уже не говорил о просвечивании "тверди небесной", но зато шли оживленные споры о том, состоит ли туманность из светящихся газов или из звезд, находится ли она за пределами нашей звездной системы, или из этой туманности в космических окрестностях Солнца рождается новая планетная система.

Как и всегда в подобных случаях, спор был решен лишь тогда, когда появились новые достаточно мощные средства исследования. В 1924 г. Эдвин Хаббл, известный американский астроном, на фотоснимках, полученных с помощью 2,5-метрового рефлектора обсерватории Маунт Вилсон, впервые "разрешил" (то есть разделил) туманность Андромеды на отдельные звезды. Впервые глазам исследователя предстала величественная звездная система с миллиардами солнц, возможно, с миллионами обитаемых планет, короче говоря, соседняя галактика.

Разделение туманности Андромеды на отдельные звезды решило вопрос и об удаленности от Земли. Что нельзя было сделать для туманности в целом, то оказалось сравнительно легким делом для отдельных составляющих ее звезд. Используя физические свойства некоторых из них, удалось уверенно показать, что туманность Андромеды находится не внутри нашей Галактики, а далеко за ее пределами, на расстоянии (по современным данным) 520 кпк. Так было положено начало внегалактической астрономии - одной из наиболее бурно развивающихся ныне отраслей науки о небе.

Туманность Андромеды - единственная галактика северного полушария неба, видимая невооруженным глазом. Ее звездная величина 4,З^m. В темные ночи эта "туманная звезда" видна совершенно отчетливо, и для того, чтобы отыскать ее на небе, исключительная зоркость вовсе не обязательна. На картах Приложения V она видна над звездами μ и ν Андромеды.

Глазу туманность представляется маленьким овальным светящимся пятнышком с наибольшим поперечником около 1/4 градуса (15'). Но это далеко не вся туманность, а только центральная, самая яркая ее часть. На хороших фотографиях туманность Андромеды гораздо крупнее - ее длина близка к 160', а ширина - к 40' (рис. 40). Иначе говоря, на таких снимках по площади туманность почти в 7 раз больше площади лунного диска! Но и это опять еще не вся туманность. Микрофотометр - прибор для измерения почернений на негативах астрономических объектов - улавливает воздействие света на эмульсию даже там, где глаз ничего не видит. В применении к негативам туманности Андромеды он "расширил" изображение этого уникального объекта до "астрономических" масштабов - 270' (или 4,5°) в длину и 240' (4°) в ширину! Значит, на самом деле туманность Андромеды занимает на небе площадь в 14 квадратных градусов, т. е. в 70 раз больше полной Луны! Будь наши глаза столь же чувствительными, как микрофотометры, туманность Андромеды показалась бы на небе величиной с треть ковша Большой Медведицы!

Рис.40. Туманность Андромеды

Постепенное "схождение на нет", размазанность краев-свойство всех галактик. Оно заставляет думать, что межгалактическое пространство вовсе не пусто, а наполнено разреженнейшей средой - межгалактической плазмой. Вообще естественнее думать, что галактики представляют собой уплотнения в той всеобъемлющей всепроникающей материальной среде, которая сплошь заполняет наблюдаемую нами часть Вселенной.

Обратите внимание и на другой факт. Если глазу туманность Андромеды представляется овальным пятном, то для микрофотометра она почти шарообразна. Это свойство туманности Андромеды роднит ее и с нашей Галактикой, и с другими спиральными звездными системами. Их плоская чечевицеобразная форма - только обманчивая видимость. Точнее, плоский диск образует лишь главная часть звезд Галактики. Значительная же их доля составляет шарообразную "вуаль", весьма прозрачный "шар", включающий в себя и экваториальную "чечевицу".

Из всех известных нам галактик туманность Андромеды изучена лучше других. Мы знаем такие подробности о строении этого "звездного острова", которые известны, вероятно, далеко не всем его разумным обитателям.

Туманность Андромеды - исполинская звездная спираль с поперечником в 50 кпк, спираль, которую мы видим не плашмя и не "с ребра", а, так сказать, вполоборота. Примерно так же выглядит оттуда, из туманности Андромеды, наша Галактика, наш Млечный Путь.

Сходство двух галактик большое. Из огромных центральных шарообразных сгущений преимущественно желтых карликовых звезд - ядер галактик - выходят исполинские спиралеобразные звездные ветви. На великолепных недавно полученных цветных фотографиях туманности Андромеды, в отличие от желтоватого центрального ядра, ее ветви выглядят голубоватыми. Так и должно быть - в ядре в основном сосредоточены желтые звезды типа нашего Солнца, а зато силуэт, очертания спиральных ветвей создаются горячими голубовато-белыми звездами-гигантами.

В туманности Андромеды вспыхивают новые звезды, периодически "подмигивают" многочисленные цефеиды, несомненно, есть и другие знакомые нам классы переменных звезд. В 1885 г. там даже вспыхнула сверхновая звезда, на короткий срок засиявшая почти столь же ярко, как миллиарды звезд этой галактики!

Внутри туманности Андромеды и вокруг нее найдено около 170 шаровых звездных скоплений, очень похожих на принадлежащие нашей Галактике аналогичные объекты. Есть в соседней галактике и рассеянные звездные скопления, и газовые туманности, и облака мельчайшей твердой космической пыли. Последними вызваны многочисленные темные "провалы" на общем светящемся звездном фоне, хорошо различимые на фотоснимках туманности Андромеды.

Как и в нашей звездной системе, звезды туманности Андромеды обращаются вокруг ее ядра. Когда говорят о вращении подобной галактики, не следует понимать этот термин чересчур упрощенно. Галактики, подобные туманности Андромеды, не вращаются как единое целое, например, как патефонная пластинка. Однако нельзя движение звезд полностью уподоблять и движению планет Солнечной системы. Действительность находится между этими двумя крайностями - вращением твердого тела и "кеплеровским" обращением планет. В Галактике угловая скорость вращения убывает с увеличением расстояния от центра, но медленнее, чем по законам Кеплера. Такова лишь общая картина вращения спиральных галактик. Детали же ее очень сложны и до конца не выяснены.

Возможно, что вокруг некоторых звезд туманности Андромеды обращаются населенные разумными существами планеты, - в этом, в частности, нас убеждает обилие в ней звезд типа нашего Солнца. Если там существуют очаги цивилизаций, то, вероятно, они сосредоточены в ядре туманности, состоящем из солнцеподобных звезд. Средние расстояния между отдельными звездами здесь гораздо меньше, чем в ветвях, и это облегчает связь цивилизаций. Кто знает, быть может, разумные обитатели ядра туманности Андромеды давно уже создали то Великое кольцо космического содружества, о котором так ярко рассказал в "Туманности Андромеды" наш известный писатель и ученый И. А. Ефремов?

Туманность Андромеды окружена свитой из четырех гораздо меньших звездных систем. Главная из них, эллиптическая галактика М 32, была открыта еще в XVIII в. Она видна в большой школьный рефрактор. Ее поперечник близок к 0,8 кпк, а население состоит примерно из миллиарда звезд. Столь же малочисленно население и другой карликовой галактики NGC 205, хотя по размерам она вдвое больше первой. Похожи на них и остальные два спутника, открытые только в 1944 г. Рядом с этими крошечными звездными системами туманность Андромеды и наш Млечный Путь просто исполины. Впрочем, это обстоятельство не может служить основанием для самодовольства, так как количество уже известных нам гигантских галактик исчисляется многими миллионами.

По некоторым недавним оценкам расстояние до М 31 на самом деле больше, чем думали до сих пор, и составляет 690 000 пк. Если это так, то туманность Андромеды - величайшая из известных нам галактик. Ее поперечник близок к 90 кпк, что втрое больше диаметра нашей галактики!

Еще Хаббл заметил внутри огромного, шаровидного центрального ядра туманности Андромеды маленькое ядрышко, или керн. Выглядит керн как красноватая звездочка 13^m,2. По существу же керн М 31 похож на исполинское и очень плотное шаровое звездное скопление диаметром 14 св. лет и массой, в несколько сотен раз превосходящей массу Солнца. Керн вращается вокруг оси, завершая полный оборот примерно за 300000 лет. Любопытно, что керном обладает также и один из главных спутников М 31 - галактика NGC 205. Есть керн и в другом спутнике туманности Андромеды - галактике М32.

По-видимому, керны - неотъемлемая деталь структуры многих звездных систем. В нашей Галактике также нашли керн диаметром около трех световых лет, в центре которого есть еще одно самое маленькое ядрышко, выглядящее как очень яркий точечный звездообразный объект.

Природа кернов неясна. Возможно, что именно они служат главным источником активности ядер галактики. У нашей Галактики эта активность слабая: из ее ядра вытекают облака водорода со скоростью около 150 км/с, но в небольшом количестве (примерно одна масса Солнца за год!). В галактиках Сейферта и других пекулярных звездных системах активность ядер (а может быть, именно кернов?) несравненно выше.

В созвездии Андромеды есть еще один замечательный объект - тройная звезда γ, названная арабскими астрономами именем Аламак. Главная, желтая с оранжевым оттенком звезда 2^m имеет на расстоянии 10" спутник 5^m. Спутник - горячая голубоватая звезда - в свою очередь состоит из двух звезд, разделенных расстоянием в 0,3". Эта пара, несомненно, физически взаимосвязана - в ней давно уже обнаружено орбитальное движение с периодом в 56 лет. Разделить ее в школьные телескопы не удастся, но зато первая пара рекомендуется как красивая двойная звезда с резко выраженными (и, конечно, усиленными физиологическими эффектами) различиями в цвете компонентов. Весьма возможно, что и эта пара - физическая, но заметить орбитальное движение пока не удалось.

Звезда Аламак и ее двойной спутник весьма далеки от Земли. Нас разделяет 125 пк.

Интересна звезда о Андромеды. Это - переменная неизвестного типа, меняющая блеск в пределах от 3,5^m до 4,0^m. Судя по спектру, о Андромеды состоит из двух горячих звезд, кружащихся вокруг общего центра масс с периодом, близким к полутора суткам.

Персей

На старинных звездных картах Персей изображен в воинственной позе. В правой руке он держит высоко занесенный меч, а в левой - страшную голову Медузы. Наблюдая небо, арабы в средние века заметили, что один глаз Медузы застыл и неподвижен, а второй... время от времени подмигивает! Пораженные, они назвали мигающий глаз Медузы (он же - звезда β созвездия Персея) "дьяволом" или по-арабски "Алголем".

В Европе на переменность Алголя впервые обратил внимание еще в 1667 г. итальянский астроном и математик Монтанари. Ему, правда, не удалось выяснить закономерности изменения блеска Алголя. Сделал это уже известный нам Джон Гудрайк. С 1782 по 1783 г. он каждую ясную ночь оценивал блеск Алголя, и ему удалось установить строгую периодичность в "подмигивании" глаза Медузы.

На протяжении двух с половиной суток Алголь сохраняет неизменным свой блеск звезды 2,2^m. Но потом в продолжение почти девяти часов блеск его вначале уменьшается до 3,5^m, а затем снова возрастает до прежнего значения. Промежуток времени между двумя последовательными минимумами блеска этой переменной близок к 2 суткам 21 часу (по современным данным, период Алголя равен 2 суткам 20 часам 49 минутам 02,50 секунды).

Гудрайк этим не ограничился. Он дал совершенно правильное объяснение переменности Алголя: "Если бы не было еще слишком рано, - пишет он, - высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя...".

Около двухсот лет гениальная догадка Гудрайка оставалась лишь гипотезой. Но в 1889 г. в спектре Алголя были замечены периодические смещения спектральных линий, причем период этих смещений в точности равен периоду изменения блеска. Тем самым было окончательно доказано, что Алголь - спектрально-двойная звезда, а колебания блеска вызваны периодическим затмением спутником главной звезды.

Алголь - первая затменная переменная звезда, обнаруженная человеком. Сейчас такого типа звезд известно более четырех тысяч. Вполне естественно, что из них лучше других изучен Алголь. Мы знаем об этой звезде много любопытного.

На рис. 41 представлена кривая изменения блеска "дьявольской" звезды. Для непосвященного в тонкости астрономических исследований она мало о чем расскажет. Астроному же она представляется необычайно красноречивой.

Рис.41. Схема изменения блеска Алголя

Вы, например, замечаете, что между двумя главными минимумами "глубиной" в 1,27^m, есть гораздо более мелкий вторичный минимум. Для глаза он неощутим (его "глубина" всего 0,0^6m), но современными методами астрофотометрии вторичный минимум и обнаружен, и промерен. Но если он есть, значит, спутник Алголя не совсем темный, а светящийся лишь менее ярко, чем главная звезда. Тогда на кривой изменения блеска отразятся оба затмения: и когда главная звезда закрыта частично спутником (главный минимум), и когда сам спутник заходит за главную звезду (вторичный минимум). И в том, и в другом случаях, правда, в разной степени, общий блеск системы уменьшается. Всмотритесь внимательнее в рис. 41. От главного до вторичного минимума и обратно блеск Алголя несколько меняется: кривая блеска сначала идет вверх, а потом, после вторичного минимума, - вниз. Этот тонкий эффект называется "эффектом фазы". Да, аналогия с фазами Луны или, еще полнее, с фазами внутренних планет здесь налицо. Главная звезда освещает более темный спутник, и на нем (несмотря на его свечение!) возникают непрерывно меняющиеся фазы. Из-за этого, строго говоря, непрерывно меняется и блеск Алголя.

Ограниченные рамки этой книги не позволяют нам остановиться на других тонких эффектах, отражающихся в кривой изменения блеска затменных переменных^*. Заметим лишь, что для звезд типа Алголя удается определить не только орбиты компонентов, но и их размеры, массу, плотность и многие другие свойства. Вот, например, только некоторые подробности об Алголе: главная звезда - голубовато-белый гигант с температурой поверхности около 15 000 К. Ее поперечник равен 5 800 000 км (у Солнца - 1 391 000 км). Спутник несколько меньше (диаметр около 4 млн. км) и холоднее. Но это - самая настоящая желтоватая звезда с температурой поверхности около 7000 К, что на 1000 К горячее температуры поверхности нашего Солнца. Неправда ли, поразительно, что на такой ослепительной поверхности проявляется "эффект фазы"?

^* (Подробнее см. в кн.: Паренаго П. П. и Кукаркин Б. В. Переменные звезды и их наблюдения.- М.: Гостехиздат, 1948 и Цесевич В. П. Переменные звезды и их наблюдение. - М.: Наука, 1980.)

Обратите внимание и на другой факт: разница температур в несколько тысяч Кельвинов вполне достаточна для создания такого "эффекта затмения", который легко обнаруживается даже глазом, без каких-либо дополнительных фотометрических приборов.

Расстояние между центром Алголя и его более холодного спутника составляет почти 10 400 000 км (для сравнения напомним читателю, что радиус орбиты Меркурия близок к 58 млн. км). Орбита спутника относительно главной звезды и компоненты системы (сравнительно с Солнцем) изображены на рис. 41.

С помощью обобщенного закона Кеплера вычислены массы обеих звезд. Спутник имеет такую же массу, как Солнце, а главная звезда - в 4,6 раза массивнее. И та и другая звезда весьма разрежены. Средние плотности Алголя и его спутника (по отношению к средней плотности Солнца, принятой за единицу) равны соответственно 0,07 и 0,04.

Давно уже было подмечено, что период изменения блеска Алголя непостоянен. Меняется он хотя и в небольших пределах, но довольно сложным образом. Только недавно установлена причина этого явления: оказывается, удивительная "дьявольская" звезда не двойная, а тройная! У Алголя есть еще один, более далекий спутник, завершающий оборот вокруг главной звезды за 1,87 земного года. Плоскость его орбиты расположена так, что затмений он не вызывает. Но в движении Алголя и его первого спутника второй спутник вызывает возмущения, которые и сказываются в колебаниях периода. Вот как необычен подмигивающий глаз Медузы - спектрально-тройная и затменная переменная звезда Алголь, расстояние от Солнца до которой составляет 32 пк.

Из ярких переменных созвездия Персея упомянем еще звезду ρ. Эта красная холодная звезда - полуправильная переменная. Блеск ее колеблется в пределах от 3,2^m до 3,8^m. Довольно четко намечается период в 33-35 суток, на который, быть может, накладываются долгопериодические колебания блеска с периодом около 1100 дней.

На полпути между звездами α Персея и δ Кассиопеи находится одно из красивейших рассеянных звездных скоплений. Глаз здесь видит продолговатое, неправильных очертаний светлое пятнышко. Направьте сюда телескоп и при малом увеличении вы увидите изумительный по красоте рой звезд. Сотни искрящихся точек беспорядочно усеивают поле зрения телескопа. Сразу видно, что скопление двойное, в нем есть два центра сгущения звезд. Поэтому оно и обозначается двумя буквами: χ и h Персея (рис.42).

Рис.42. Рассеянные звездные скопления χ и h Персея

Хотя оба скопления кажутся одинаково удаленными от Земли, на самом деле это не так. До скопления h 1900 пк, до скопления χ 2000 пк. Линейные поперечники их почти одинаковы: у h 17 пк, у χ 14 пк. Из ярких рассеянных звездных скоплений эти два - самые многочисленные. В скопление h входит около 300 звезд, в скопление χ - около 200. Как уже отмечалось, звездные скопления представляют собой не случайно встретившиеся в ограниченной области пространства группы звезд (вероятность подобного события близка к нулю), а сообщество объектов, образовавшихся совместно из каких-то дозвездных форм материи.

Известный советский астроном академик В. А. Амбарцумян еще в 1947 г. доказал, что некоторые из звездных групп, так называемые звездные ассоциации^*, имеют в космических масштабах очень малый возраст, то есть, иначе говоря, что процесс звездообразования продолжается и в настоящую эпоху.

^* (Звездными ассоциациями называются группы относительно близко (10-100 пк) расположенных звезд одного и того же сравнительно редкого типа.)

Замечательно, что как раз скопления χ и h Персея являются центральной частью, своеобразным "ядром" одной из наиболее известных звездных ассоциаций. В космических окрестностях этих скоплений на расстояниях, доходящих до десятка диаметров каждого из них, открыто сравнительно много (75) сверхгигантских горячих звезд. Такие звезды вообще редкость, а объединение их в сравнительно небольшом объеме пространства никак не может считаться игрой случая. Случайная встреча 75 звезд в этом месте нашего звездного города с его населением в 150 миллиардов солнц столь же невероятна, как случайная одновременная встреча 75 знакомых на улицах Москвы или другого подобного города.

Значит, ассоциация в Персее (как и другие звездные ассоциации) - это группа совместно образовавшихся звезд. Если ассоциация состоит в основном из сверхгигантских очень горячих звезд, она называется О-ассоциацией. Для О-ассоциаций характерно, что в своем составе они имеют одно или несколько "ядер", причем роль последних часто исполняют рассеянные звездные скопления из горячих звезд. Как раз такими "горячими" скоплениями и являются χ и h Персея. В Персее есть еще одна О-ассоциация, группирующаяся вокруг сверхгигантской горячей звезды ζ. В состав ассоциации входит и сама эта звезда, и небольшое рассеянное звездное скопление, расположенное вблизи этой звезды.

Вторая О-ассоциация в Персее, или Персей II, как ее условно обозначают, малочисленнее первой. В нее входят всего 12 звезд, в том числе и очень горячая белая звезда ζ (температура ее поверхности близка к 30 000 К). Из звездных ассоциаций - это самая близкая. Расстояние до нее всего 290 пк. Размеры (в картинной плоскости) 50 X 30 пк.

В 1953 г. голландский астроном Блаау открыл, что звезды, составляющие ассоциацию Персей II, разбегаются во все стороны от ее центральной части. Посмотрите на рис. 43. Здесь показана ассоциация Персей II. Направление движений звезд указано стрелками, а длина этих стрелок соответствует пути, который пройдут эти звезды на небе за ближайшие 500000 лет.

Рис.43. Звездная ассоциация Персей II

По оценке Блаау, средняя скорость расширения ассоциации Персей II близка к 12 км/с. Но тогда нетрудно подсчитать, что 1,3 миллиона лет назад звезды ассоциации были сосредоточены в очень малом, практически в "точечном" объеме пространства. Иначе говоря, ассоциация Персей II возникла примерно 1,3 миллиона лет назад. Для звезд это срок очень малый. Если считать, что продолжительность жизни звезд измеряется десятками миллиардов лет, то звезды ассоциации Персей II - буквально новорожденные младенцы. В масштабе средней продолжительности человеческой жизни (70 лет) возраст звезд ассоциации соответствует возрасту однодневного младенца!

Направьте бинокль на этот участок неба, посмотрите на эти недавно возникшие звезды! Мы не видим ни в один телескоп тех тел, которые могли бы считаться "родителями" звездных ассоциаций. В. А. Амбарцумян приводит серьезные аргументы в пользу того, что эти пока неведомые и не наблюдаемые нами "дозвездные тела" при малых размерах должны обладать колоссальными запасами энергии и чудовищной плотностью. По некоторым расчетам кусочек "дозвездного вещества" объемом с булавочную головку должен иметь массу в сотни тысяч тонн! Вот какие необычные объекты, быть может, таит в себе созвездие Персея^*.

^* (Подробнее см. в кн.: Проблемы современной космогонии. - М.: Наука, 1972.)

Овен

Созвездие Овна бедно интересными объектами. Но и здесь есть нечто, безусловно заслуживающее внимания.

Для созвездия Овна характерна тройка звезд α, β, γ, выделяющаяся на окружающем, бедном яркими звездами фоне. Звезда γ - физическая двойная звезда. Обе составляющие похожи друг на друга. Это - горячие бело-голубые звезды с температурой поверхности около 11 000 К. Угловое расстояние между ними равно 8", и потому эта пара - легкий объект даже для школьных телескопов.

Примечательно, что γ Овна - первая обнаруженная в телескоп двойная звезда. Открыл ее двойственность еще в 1664 г. знаменитый английский физик Роберт Гук. Любопытна его запись по этому поводу: "Я заметил, что она состоит из двух маленьких звезд, очень близких между собой. Подобного явления я ни разу еще не замечал на всем небе".

Интересна также двойная звезда λ Овна, состоящая из звезд 5^m и 7^m, разделенных промежутком в 38". С 1781 г., когда впервые было измерено взаимное расположение этих звезд, они остаются неподвижными одна относительно другой. Но обе они летят в пространстве в одном направлении и с одной скоростью, что вряд ли является простым совпадением. В таких случаях принято считать, что орбитальное движение звезд незаметно из-за колоссальной продолжительности периода обращения.

Треугольник

В этом маленьком созвездии, насчитывающем всего 15 видимых невооруженным глазом звезд, видна одна из самых близких к нам и наиболее изученных галактик (М ЗЗ). Искать ее нужно правее α Треугольника в направлении почти к β Андромеды - звезде Мирах (рис. 44).

Рис. 44. Расположение на небе туманности М 33 в Треугольнике

Предупреждаем читателя, что галактику М ЗЗ увидеть нелегко. Хотя после туманности Андромеды это самая яркая галактика (ее суммарный "интегральный" блеск равен блеску звезды 6,2^m, поверхностная яркость М ЗЗ мала и наблюдать ее стоит только в самые темные звездные ночи.

В школьный телескоп вы увидите маленькое круглое светящееся пятнышко. Запомните, что в этот момент ваш глаз воспринял свет, посланный этой далекой (хотя и соседней) звездной системой 2 300 000 лет назад!

На хороших фотографиях (рис. 45) галактика M 33 очень эффектна Мы ее наблюдаем почти "плашмя", и нам хорошо доступны для обозрения ее спиральные ветви. Они развиты гораздо полнее, чем в туманности Андромеды или у нашей Галактики. Соответственно меньший объем занимает и ядро М 33.

Рис. 45. Фотография галактики М 33

Галактика в Треугольнике по своему поперечнику почти втрое меньше туманности Андромеды. Она насчитывает в своем составе примерно в 100 раз меньшее количество звезд. Среди них открыто полсотни переменных, главным образом цефеид. Есть там газовые туманности, по спектру вполне напоминающие наши "галактические" В ядре, по-видимому, сосредоточены главным образом горячие звезды, что отличает М 33 от туманности Андромеды и нашего Млечного Пути.

Интересно, что на фотографиях, снятых с красным фильтром, галактика М 33 кажется "размазанной", совершенно потерявшей свою спиральную структуру. Это и не удивительно - спирали состоят из горячих звезд, излучающих "голубоватые" лучи с малой длиной волны, а сферический "ореол" вокруг спиральных галактик (в том числе и М 33) включает в себя множество красных гигантов. Они-то и создали сплошную вуаль на фотоснимках с красным фильтром, затушевав этим спиральный силуэт М 33.

В галактике М 33 много космической пыли, которая часто имеет облик темных "каналов". Эти "каналы" в некоторых районах МЗЗ (как и в М31) распадаются на цепочки небольших шаровидных туманностей, причем многие сгущения сверхгигантских звезд и пыли имеют сходные формы и размеры. Невольно приходит на ум аналогия со скоплениями глобул, которые видны в нашей Галактике. Не происходит ли и в М 33 почти на наших глазах возникновение исполинских "протозвезд" при сгущении газопылевой материи?

Любопытно, что в центре М 33 (как и во многих других спиральных галактиках) найден керн диаметром 5", что соответствует его линейному поперечнику 20 пк.

Рыбы

Главная звезда α этого созвездия одновременно и его главная достопримечательность. В бинокль хорошо видно, что α Рыб - голубая горячая звезда с температурой поверхности около 10 000 К. Ее блеск 4,З^m. На расстоянии 2,65" от главной звезды есть спутник-такая же горячая, но чуть меньших размеров звезда 5,2". Разделить эту пару в большой школьный рефрактор трудно, но при благоприятных условиях наблюдение вое же возможно.

Пара эта-физическая, причем период обращения звезд вокруг их общего центра масс равен 720 годам. С помощью спектрального анализа доказано что каждый из компонентов в свою очередь являеся спектрально-двойной звездой. Здесь мы снова встречаемся с "четверной" или, лучше сказать, кратной звездой. Четыре солнца, физически взаимосвязанных друг с другом, разбившись на две папы вопят хоровод вокруг математической точки, называемой центром масс системы! И этой далекой от нас группе из четырех солнц (расстояние до нее 40 пк) действуют те же законы небесной механики, что и в Солнечной системе.

Кит

Созвездие Кита - одно из самых крупных на небосводе. Оно включает в себя ровно 100 звезд, доступных невооруженному глазу Какая из них самая яркая? Вопрос, казалось бы, очень простои, но ответ на него не совсем обычен - "смотря когда". Да, в разные моменты времени поставленный вопрос допускает разные ответы И секрет этого странного положения заключается в том, что самая яркая (иногда) звезда созвездия Кита одновременно является переменной звездой.

Впервые заметил это современник Галилея и один из лучших наблюдателей той эпохи немец Давид Фабрициус. Открытие произошло совершенно случайно. Утром 13 августа 1596 г. Фабрициус занимался наблюдениями Меркурия. Телескопов тогда еще не было и Фабрициус собирался измерить угловое расстояние от планеты до звезды 3^m из созвездия Кита. Раньше он эту звезду никогда не видел не нашел он ее и на звездных картах и на звездных глоссах того времени. Впрочем, и те и другие были неточны, и пропуск какой-нибудь не очень яркой звезды не являлся исключением.

Все же будучи очень аккуратным наблюдателем, Фабрициус принялся следить за незнакомой звездой. К концу августа ее блеск возрос до 2^m, но потом в сентябре звезда поблекла, а в середине октября и вовсе исчезла. В полной уверенности, что это-новая звезда подобная той, которую наблюдал Тихо Браге в 1572 г Фабрициус прекратил наблюдения. Каково же было удивление Фабрициуса когда спустя тринадцать лет, в 1609 г., он снова увидел удивительную звезду.

К середине XVII в. было окончательно установлено, что загадочная звезда из созвездия Кита - переменная звезда с очень длинным периодом изменения блеска и большой амплитудой. Так была впервые в Европе открыта в полном смысле слова переменная звезда возглавившая собой особый класс долгопериодических переменных звезд. Еще Гевелий назвал необыкновенную звезду из созвездия Кита "Удивительной" или "Дивной" (по-латыни "Мира"). Можно с уверенностью сказать, что физические свойства Миры вполне оправдывают ее название.

Мира Кита (о Кита) меняет свой блеск в пределах от 3,4^m до 9,З^m. Иначе говоря, в максимуме блеска она одна из самых ярких звезд созвездия, а в минимуме недоступна даже хорошему биноклю (рис. 46).

Рис. 46. Кривая блеска о Кита

Оговоримся, что мы указали средние значения блеска Миры в моменты максимума и минимума. Иногда же Мира становится звездой 2,0^m, то есть ярчайшей звездой созвездия Кита. Бывает и так, что в минимуме блеска она ослабевает до 10,l^m. Не остается постоянным и период - лишь в среднем он равен 331,62 суток. От периода к периоду заметно меняется и форма кривой изменения блеска. Этой изменчивостью Мира и другие долгопериодические переменные отличаются от цефеид с их почти стабильными периодами и кривыми блеска.

Как Мира, так и все другие без исключения переменные того же типа - холодные красные гиганты с очень низкой температурой поверхности (около 2300 К). Атмосферы их настолько холодны, что в спектрах долгопериодических переменных звезд в изобилии встречаются полосы поглощения различных химических соединений (в частности, окиси титана и циркония). Эти соединения весьма чувствительны даже к небольшим колебаниям температуры, которые сразу же сказываются в колебаниях интенсивности полос. Именно по этой причине колебания блеска долгопериодических переменных в видимом диапазоне спектра имеют очень большую амплитуду, тогда как общее излучение звезды меняется в значительно меньших пределах.

В спектре Миры и ей подобных звезд в периоды максимума блеска появляются яркие линии излучения, принадлежащие водороду и некоторым металлам. В минимуме блеска они превращаются в линии поглощения. Долгопериодические переменные пульсируют, как и цефеиды, - об этом совершенно явно свидетельствуют периодические смещения линий в их спектрах.

Как можно объяснить переменность Миры и других звезд этого класса? Когда красные гиганты пульсируют, меняется и температура их поверхности, что сразу сказывается (этого нет у более горячих цефеид) на оптических свойствах атмосфер. При повышении температуры химические соединения разлагаются и атмосфера становится более прозрачной, с похолоданием наступает обратное. Известная роль принадлежит и тем горячим водородным массам, которые в эпохи максимума блеска извергаются в атмосферу и дополнительно увеличивают яркость звезды (именно они и дают яркие "эмиссионные" линии в спектре). Таково наиболее правдоподобное объяснение удивительных изменений, регулярно происходящих с Мирой Кита. В 1919 г. заметили, что на спектр Миры накладывается второй спектр, принадлежащий какой-то очень горячей белой звезде. Четыре года спустя совсем рядом с Мирой, на расстоянии всего 0,9", был открыт спутник - горячая звезда 10^m. Главную звезду он обходит, по-видимому, за несколько сотен лет. Есть подозрение, что этот спутник в свою очередь является переменной звездой неизвестного типа. Тесное, в буквальном смысле слова, содружество двух совершенно различных по физическим характеристикам звезд, к тому же переменных, весьма любопытно.

Можно только радоваться, что наше Солнце не принадлежит к классу долгопериодических переменных. Излучение Миры (в видимом диапазоне спектра) меняется от максимума к минимуму в сотни раз! Если бы столь резко колебалось солнечное излучение, это сказалось бы самым губительным образом на органическом мире Земли. Вряд ли поэтому вокруг Миры и похожих на нее звезд вращаются обитаемые планеты.

В созвездии Кита найдите яркую звезду 3,5^m, о которой можно утверждать, пожалуй, совершенно противоположное. Это τ Кита, получившая в последние годы широкую известность. Найти ее по звездной карте нетрудно.

Тау Кита обладает очень быстрым собственным движением. За год на небосводе она смещается почти на 2". Это верный признак близости звезды к Земле. И действительно, τ Кита - одна из ближайших звезд. Расстояние до нее составляет всего 12 световых лет.

Тау Кита - желтая карликовая звезда, похожая на наше Солнце, только чуть меньше его и холоднее. Сходство, хотя и неполное, проявляется по многим характеристикам. Как и Солнце, она, по-видимому, медленно вращается вокруг своей оси (у Солнца этот период в среднем близок к месяцу). Между тем горячие звезды спектрального класса А и более "ранних" вращаются вокруг своих осей очень быстро, примерно в сотни раз быстрее Солнца. Начиная же со звезд спектрального класса F наблюдается резкий скачок в сторону уменьшения скорости вращения. Есть серьезные основания думать, что этот скачок вызван влиянием планет, обращающихся вокруг более холодных звезд. Эти планеты, как и в нашей Солнечной системе, взяли на себя львиную долю общего "запаса движения" (момента количества движения), и потому звезды, вокруг которых они обращаются, обладают очень медленным осевым вращением.

Вот по всем этим причинам и заподозрено, что τ Кита не только внешне похожа на Солнце, но, может быть, вокруг нее кружатся обитаемые планеты! Подозрение это настолько серьезно, что одно время радиотелескопы американских астрономов внимательно "подслушивали" т Кита, надеясь принять радиосигналы наших далеких "братьев по разуму". Пока космос безмолвствует, но кто может поручиться, что это безмерно дерзкое предприятие не завершится когда-нибудь блестящим, создающим совершенно новую эпоху открытием?

В созвездии Кита есть еще один примечательный объект - переменная звезда UV Кита, находящаяся недалеко от звезды α этого созвездия (рис. 47). Она возглавляет особую группу вспыхивающих звезд. Эта карликовая красная звездочка спектрального класса М 5 иногда за очень короткий срок (несколько десятков секунд!) увеличивает свой блеск с 13-й (обычной) до 7-й звездной величины; после этого ее блеск медленно убывает. Возвращение звезды в обычное ее состояние занимает от 10-20 минут до нескольких часов. Сами же вспышки UV Кита повторяются в среднем через 20 часов. Найдите в бинокль или телескоп UV Кита и посмотрите, в каком состоянии она сейчас находится. А если удастся, проследите изменение ее блеска.

Рис. 47. Окрестности звезды UV Кита

Звезд типа UV Кита в окрестностях Солнца известно уже около 80. Несколько сотен звезд этого типа найдено в соседних звездных скоплениях. Любопытно, что к звездам типа UV Кита принадлежит и ближайшая к нам звезда - Проксима Центавра. За время вспышки звезды типа UV Кита выделяют энергию порядка 1033 эрг. При этом они выбрасывают в окружающее пространство горячие (более 10 000 К) облака газов. Видимо, такие вспышки имеют сходную природу с хромосферными вспышками на Солнце, отличаясь от них, правда, гораздо большими масштабами.

Академик В. А. Амбарцумян и его сторонники полагают, что вспышки звезд типа UV Кита связаны с выделением из их недр сравнительно небольших порций "дозвездного вещества". Достоверных знаний в этом вопросе пока слишком мало для окончательных суждений. По ряду признаков звезды типа UV Кита, по-видимому, принадлежат к числу молодых звезд.

Одна из самых трудных проблем современного естествознания - проблема происхождения и эволюции космических тел. Из-за того что скорость света - величина ограниченная (300000 км/с), Вселенную мы всегда видим в прошлом, причем в тем более отдаленном прошлом, чем дальше от нас находится объект. Для тел Солнечной системы этот эффект существенной роли, конечно, не играет. (Скажем, Солнце мы видим всегда таким, каким оно было 8 минут назад.) Но для далеких звездных систем "запаздывание" во времени оказывается настолько существенным (миллионы и миллиарды лет), что, продвигаясь в глубь Вселенной, мы одновременно проникаем и в ее отдаленное прошлое. Так, например, квазары представляют собой наверняка одни из самых древних объектов Вселенной. Если и в самом деле 15 миллиардов лет назад с Большого Взрыва началась история нашей Вселенной, то квазары, удаленные от нас на 10-12 миллиардов световых лет являют собой первичные формы космического вещества.

Ящерица

Про это созвездие придется сказать немногое. Оно содержит лишь одну звезду ярче 4^m и всего 35 звезд, доступных невооруженному глазу.

Главная звезда α - голубой горячий гигант, удаленный от Земли на 28 пк. Ее никак нельзя назвать достопримечательностью, так как подобных ей звезд астрономы насчитывают множество. И все-таки о созвездии Ящерицы мне хочется сообщить читателю интересную подробность.

Летом 1936 г. я возвращался из Казахстана, где в составе экспедиции Московского отделения Всесоюзного астрономо-геодезического общества наблюдал полное солнечное затмение. Еще в поезде мы узнали, что как раз в это время наш коллега по Обществу Сергей Норман открыл в созвездии Ящерицы новую звезду.

Я хорошо помню этого скромного высокого голубоглазого юношу, ученика одной из московских школ. Он был любителем астрономии и увлекался наблюдениями переменных звезд. Как и любой "переменщик", Норман отлично знал созвездия. И он сразу обратил внимание на яркую, незнакомую звезду, засиявшую в созвездии Ящерицы. К сожалению, Сергею Норману не удалось осуществить свою заветную мечту - стать специалистом астрономии (он вскоре погиб от тяжелой болезни), но имя его не забудется теми, кому дорога наука о небе.

Новая Ящерицы 1936 г. достигла блеска звезды 2,1^m, то есть стала ярче звезд ковша Большой Медведицы. С тех пор более яркие новые звезды не вспыхивали. Достигнув максимума блеска, эта типичная новая звезда постепенно стала блекнуть и в конце концов достигла яркости звезды 15,3^m. Теперь эту бывшую новую звезду можно наблюдать только в мощные современные телескопы. Вполне возможно, что через несколько веков она снова даст о себе знать новой вспышкой, - ведь типичные новые звезды (по-видимому, в отличие от сверхновых) могут вспыхивать неоднократно.

...Мне хотелось бы, чтобы рассказанная история возбудила у юных (а может быть, и не только у юных) читателей этой книги интерес к изучению переменных звезд. Ведь это как раз та область астрономии, где с малыми средствами (но при большом усердии и терпении) любитель астрономии может сделать серьезные научные открытия.