Самая яркая звезда

К оглавлению
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 
17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 
34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 
51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 
68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 
85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 
102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 
119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134 135 
136 137 138 139 140 141 142 143 144 145 146 147 148 149 150 151 152 
153 154 155 156 157 158 159 160 161 162 163 164 165 166 167 168 169 
170 171 172 173 174 175 176 177 178 179 180 181 182 183 184 185 186 

Звезда S Золотой Рыбы в Малом Магеллановом Облаке — 8-й звездной величины. Это значит, что ее не видно невооруженным глазом.

До Малого Магелланова Облака от Земли примерно в 15 тыс. раз даль­ше, чем до Сириуса. Если Сириус уда­лить на это расстояние, то его можно будет увидеть только в очень мощные телескопы.

А если проделать обратную опе­рацию и приблизить S Золотой Рыбы

на расстояние Сириуса? Тогда звезда S Золотой Рыбы будет светить как Луна в первой четверти. На звезд­ном небе она окажется уже не обыч­ной яркой звездой, а как бы сверх­звездой.

S Золотой Рыбы — очень инте­ресная звезда. Ее светимость при­мерно в миллион раз превышает свети­мость Солнца. Это самая яркая из звезд, светимость которых в настоя­щее время известна.

Так, по светимости звезды, но с учетом раз­личия температур можно вычислить ее радиус. Оказалось, что разнообразие в размерах звезд громадно, хотя и меньше, чем в их светимости.

В мире звезд существуют и карлики, и гиганты. Наше Солнце и даже звезды значительно больше его считаются карликами. А ведь Солнце больше Земли по диаметру в 109 раз. Чем холоднее и краснее карлики, тем они меньше. Красные карлики меньше Солнца по диаметру раз в десять, и, по-видимому, они составляют большинство звездного «насе­ления». Чем звезды больше, тем реже они встре­чаются в пространстве. Особенно редко встре­чаются звезды-гиганты. В противоположность карликам они чем холоднее и краснее, тем больше, так что самыми огромными звездами являются красные гиганты. Диаметр красной звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона более чем в 300 раз превышает диаметр Солнца, а красный Антарес в созвездии Скорпиона по диа­метру в 450 раз больше Солнца. Такие звезды обычно называют сверхгигантами. Желтый ги­гант Капелла из созвездия Возничего только в 12 раз больше Солнца. Одна из самых боль­ших ныне известных звезд — VV Цефея. Внутри этого гигантского шара могли бы уместиться орбиты планет вплоть до Юпитера. Такие звезды сверхгиганты очень редки. Благодаря своей громадной силе света они видны нам на огромных расстояниях. С расстояния в 7 раз большего, чем расстояние до ближайшей звезды, наше Солнце выглядело бы слабой звездочкой, не видимой простым

глазом, а звезды-сверхгиганты с этого рассто­яния сверкали бы ярче планеты Венеры.

Массы звезд различаются не так сильно, как их светимости и размеры, хотя чем больше светимость звезды, тем больше и ее масса. Чтобы уравновесить сверхгиганта, брошенного на чашку весов, на другую чашку пришлось бы положить несколько десятков звезд, подобных Солнцу, и еще больше красных карликов, так как они в несколько раз легче Солнца.

Поделив массу звезды на ее объем, мы уз­наем среднюю плотность звезды. Средняя плот­ность Солнца в 11/2 раза больше плотности воды, а у красных карликов она много больше. Если бы была жидкость с такой плотностью, то в ней, как пробки, могли бы плавать утюги и паровозы. У гигантов и сверхгигантов плот­ность газов, из которых они состоят, очень мала — в тысячи и в миллионы раз меньше плотности обычного воздуха.

Особенно большой интерес представляют собой редко встречающиеся звезды — белые карлики. Так они названы за свой белый цвет и малые размеры. Эти белые и горячие звезды имеют массу примерно такую же, как Солнце, или несколько меньшую. Но эта масса утрамбована в малом объеме. Например, спут­ник Сириуса меньше Солнца по диаметру в 30 раз, а по объему — в 27 тыс. раз. В результате его средняя плотность примерно в 30 тыс. раз больше плотности воды. Спичечная короб­ка, если бы ее можно было наполнить веще­ством спутника Сириуса, могла бы уравновесить вес школьников почти целого класса. У неко­торых других белых карликов плотность еще больше, и их вещество в объеме спичечной ко­робки уравновесило бы тепловоз.

Что же это за необычное вещество? Оказывает­ся, это такие же газы, какие мы знаем на Земле, только они находятся в особом состоянии. Атомы газов — сложные системы. Они состоят из ядер

30 пирамид Хеопса в 1 см3

Среди белых карликов есть один особенно интересный. Это звезда в созвездии Кассиопеи. Диаметр ее вдвое меньше диаметра Земли, а масса в 2,8 раза больше массы Солнца. Ка­кова же плотность вещества этой звезды? На Земле 1 см3 его весил бы .36 Т. На поверхности же самой звез­ды, где сила тяжести в 3700 тыс. раз больше, чем на поверхности Зем­ли, он весил бы 36X3700 тыс.=133 200 тыс. Т. Это примерно вес тридцати пирамид Хеопса или нескольких тысяч крупных океанских судов.

А какова будет масса такой звез­ды, если звезда при той же плотности будет с Солнце или со звезду-сверхги­гант (как Бетельгейзе или Антарес)? В первом случае масса звезды будет составлять около 30 млн. солнечных масс, во втором — примерно в 6000 раз больше массы всей нашей Галактики. Но в действительности звезды-гиган­ты и сверхгиганты имеют очень малую плотность и масса их лишь в немно­го раз превышает массу Солнца.

Итак, и невообразимо разреженные сверх­гиганты, и чудовищно плотные белые карлики состоят из раскаленных газов; иногда эти газы

Расположение звезд в ковше Большой Медведицы в результате

их собственных движений со временем изменяется: I — вид

ковша несколько десятков тысяч лет назад, II — в настоящее

время, III — будет через несколько десятков тысяч лет.

в звездах имеют такие свойства, какие неиз­вестны у нас на Земле.

Это еще один пример того, как изучение звезд помогает расширять наши физические знания, на основе которых развивается не только физика, но и техника.

Часто спрашивают: есть ли потухшие звезды? Таких звезд мы не знаем. Все звезды хотя бы и слабо, но светятся. Можно утверждать, что если несветящиеся звезды и есть, то их очень мало, иначе бы они заметно влияли на движение остальных звезд.

Почему это так? Потому, очевидно, что мы находимся в мире, полном жизни. Звезды во­круг нас на необозримых расстояниях про­цветают, а их упадок, увядание отодвинуты на какой-то огромный срок в далекое будущее. Излучательной способностью звезды наделены на миллиарды лет, а свет даже самых далеких из них, известных сейчас нам, идет до Земли только сотни или тысячи лет. Поэтому таких звезд, которые «уже не светят, а свет их все еще идет к нам», по-видимому, не существует.

Пары и тройки в звездном мире

Если вы посмотрите на третью с конца яр­кую звезду в ручке ковша Большой Медведицы, то увидите, что близко-близко к ней есть звездочка послабее — ее спутник. Яркую звез­ду арабы когда-то прозвали Мицаром, а ее спутника — Алькором.

Звезда, обозначенная греческой буквой эпсилон (e) в созвездии Лиры, если смотреть на нее в бинокль, оказывается, состоит из двух очень близких друг к другу звезд. В телескоп таких двойных звезд обнаружено мно­жество. Иногда почти по одному и тому же направлению видны две звезды. В пространстве они находятся очень далеко друг от друга и не имеют между собой ничего общего. Но часто бывает, что такие звезды и в пространстве близки друг к другу.

Иногда это звезды-близнецы и не отли­чаются друг от друга ни цветом, ни блес­ком. Иногда же они разного цвета. Одна из них желтая или оранжевая, а другая голубоватая. Рассматривать их в телескоп очень интересно — они необычайно красивы. Физически двойные звезды связаны друг с другом узами всемир­ного тяготения, они возникли вместе.

Как узнать, в каких случаях близость двух звезд только кажущаяся и в каких случаях она реальная? На этот вопрос ответ дает тща­тельное измерение видимого расстояния между звездами и их взаимного расположения. Если звезды взаимно близки и притягивают друг друга, то они должны обращаться около об­щего центра масс — как Земля вокруг Солнца или как Луна вокруг Земли. Это действительно и наблюдается, но период обращения звезд обычно очень долгий — десятки, сотни и даже десятки тысяч лет. Чем звезды ближе друг к другу, тем быстрее они обращаются по своим эллиптическим орбитам и тем короче период их обращения. Если движение очень медленное и период очень долгий, то трудно обнаружить, реальна ли близость двух звезд, потому что наблюдения двойных звезд ведутся только с конца XVIII в., т. е. менее двухсот лет, а у многих двойных звезд период обращения зна­чительно больше.

Мы уже упоминали, что ярчайшая звезда неба Сириус — двойная. Спутник этой звезды— белый карлик (о нем говорилось выше) обращается вокруг главной звезды за 50 лет и отстоит от нее в 20 раз дальше, чем Земля от Солнца.

Ближайшая к нам звезда (видимая в южном полушарии Земли) — альфа Центавра в дей­ствительности состоит из двух главных звезд, очень сходных с нашим Солнцем. Период их обращения почти 80 лет, а среднее взаимное расстояние в 23 раза больше расстояния от Земли до Солнца.

У этих двух звезд есть далекий спутник. Он обращается вокруг них с крайне долгим периодом. Спутник — красный карлик и нахо­дится сейчас на своей орбите немного ближе к нам, чем обе главные звезды. Поэтому спут­ника альфы Центавра называют Ближайшей (по-латыни — proxima) Центавра. Это ближайшая к нам звезда, свет от нее идет к нам около четырех лет. Она от нас в 270 тыс. раз дальше, чем Солнце.

Альфа Центавра — пример тройной звезды. Такие звезды гораздо реже, чем двойные, но бывают и более сложные системы. Звезды, входящие в состав двойных, тройных и больших систем, называют компонентами этих систем.

Посмотрим, например, в телескоп на Мицара и Алькора в Большой Медведице. Ока­зывается, Мицар сам состоит из двух звезд. А каждый из видимых в бинокль компонентов эпсилона Лиры в свою очередь оказывается двойным.

Спектральный анализ позволяет обнаружи­вать двойственность таких звезд, у которых компоненты очень близки друг к другу и обра­щаются по орбитам очень быстро. В самые сильные телескопы свет таких звезд сливается, и мы видим лишь одну звезду, но спектральный анализ свидетельствует о двойственности. Дело в том, что при взаимном обращении скорости двух звезд направлены в противоположные стороны, и потому темные линии их спектра смещены в противоположные стороны. Линии спектра двойной системы оказываются раздво­енными, и, когда скорость движения звезд этой системы по своим орбитам относительно нас меняется, меняется и расстояние между двойными линиями в спектре.

Один из компонентов Мицара, который мы видим в телескоп, оказывается двойной звез­дой с периодом обращения около десяти суток, так как звезды очень близки.

Такими же тесными спектрально-двойными звездами, как их назы­вают, являются некоторые компоненты эпси­лона Лиры — из тех, которые видны раздельно