Портреты белых звезд и история их написания

 

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

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

 

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

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

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

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

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

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

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

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

Они взывали к Сириусу:

«Божественная Сотис вызывает Нил к началу года.

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

Божественная Сотис производит разлив Нила в его верховьях».

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

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

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Анатомия звездных атмосфер

 

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

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Соседи Солнца

 

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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