Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 1.10. Звезды

171

Дни

Рис. 105. Кривые блеска Новой Орла (N Aql) 1918 г. (I), N Per 1901 г. (II), N Gem 1912 г. (Ill)

и медленной новой — Новой Геркулеса 1934 г. (N Her) (IV). Моменты максимумов всех кривых

для удобства сравнения совмещены

характеризуются чрезвычайно быстрым возрастанием блеска на 8

-15

(полная ам-

плитуда новой V1500 Cyg 1975 г. превысила 19

), в среднем на 12

(т. е. в 60 000 раз)

в течение нескольких суток и медленным спадом с дополнительными колебаниями

в течение нескольких месяцев или лет (рис. 105). Иногда наблюдаются предвспышки

малой амплитуды А а за время At до самой вспышки; между Аа и At подмечена

обратная зависимость. В среднем абсолютная величина новой в максимуме блеска

около -7

. До максимума звезда имеет ранний спектр, в максимуме вспыхивают яр-

кие линии, которые затем превращаются в полосы. Расширившаяся («раздувшаяся»)

в сотни тысяч раз звезда отделяет в момент максимума блеска газовую оболоч-

ку (равную по массе 10~

-10~

масс Солнца), которая, постепенно расширяясь,

рассеивается в пространстве. Например, RR Pic (N Pic 1925 г.) в момент максимума

достигла диаметра в 600 млн км, что превышает диаметр орбиты Марса. Скорость

расширения оболочек новых около 1000 км/с. После вспышки звезда возвращается

к начальному состоянию.

Новые, как и карликовые новые, являются тесными двойными звездами с очень

короткими периодами обращения (например, N Her 1934 г. — DQ Her теперь затмен-

ная переменная с периодом Р = 4

). В систему входит обычная звезда, с которой

газовое вещество перетекает на белый карлик, предварительно затормозившись

в аккреционном диске. Так на поверхности белого карлика появляется вещество,

способное вступать в термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Вспыш-

ка новой представляет собой бурное осуществление такого термоядерного процесса.

Помимо «классических» новых звезд, у которых до сих пор наблюдалось по од-

ной вспышке, известно несколько повторных новых звезд (NR). Всего в ОКПЗ

8 звезд типа NR, вспыхнувших уже два или большее число раз. Б. В. Кукаркин

и П. П. Паренаго показали, что, как и для карликовых новых, для повторных но-

вых звезд существует зависимость между амплитудой и интервалом времени между

вспышками: чем меньше амплитуда, тем чаще вспышки. В 1866 г. вспыхнула звезда,

получившая обозначение Т СгВ. По своим характеристикам она должна была быть

отнесена к повторным новым звездам, хотя предыдущие вспышки не наблюдались.

По зависимости Кукаркина и Паренаго ее цикл должен составлять около 80 лет.

В 1946 г. (в точности по зависимости) произошла новая вспышка Т СгВ, подтвердив-

шая найденную зависимость. Первым обнаружил ее советский любитель астрономии

172 Глава 1. Общие сведения

А. С. Каменчук. Весьма вероятно, что вспышки новых звезд определяются теми же

причинами, что и повторных новых. Зависимость Кукаркина и Паренаго дает воз-

можность оценить промежуток времени между вспышками для обычных новых

порядка пяти тысяч лет. В Галактике должно быть около миллиона звезд, дающих

вспышки новых. Наше Солнце к таким звездам не принадлежит.

Сверхновые звезды (SN) вспыхивают в галактиках в среднем раз в несколько

десятков лет и в максимуме достигают светимости, в десятки миллионов раз пре-

восходящей светимость Солн-

ца. По спектру сверхновые де-

лятся на несколько типов, от-

личающихся и по виду кри-

вой блеска; основные два типа

обозначаются как SNla и SNI1.

В среднем абсолютная величи-

на SNla в максимуме блеска

равна -19,3

± 0,2

, a SNII

-17,5

± 0,4

. Таким обра-

зом, по своему блеску сверх-

новая в максимуме сравнима

со всей галактикой, в которой

она вспыхнула (рис.106), т.е.

дает столько же света, сколько

его дают все звезды этой га-

лактики, вместе взятые. Ниж-

ний предел энергии, излучен-

ной SN за все время вспышки,

-10

Дж.

Подобно новым звездам

блеск сверхновых после мак-

симума постепенно (но в не-

сколько раз медленнее и более плавно) уменьшается. Спектр сверхновой свиде-

тельствует о грандиозных скоростях расширения — несколько тысяч километров

в секунду!

Вспышки сверхновых, вероятно, могут вызываться несколькими различными

причинами, но в любом случае это явление знаменует самые поздние стадии

эволюции звезды, когда она разрушается или превращается в компактный объект.

В нашей Галактике в 1572 и 1604 гг. вспыхнули сверхновые звезды. Первую

из них наблюдал Тихо Браге, вторую Кеплер. От SN 1054 г. ныне осталась медленно

расширяющаяся «Крабовидная туманность», совпадающая с мощным источником

радиоизлучения (см. § 1.18). Установлено, что слабая кольцевая диффузная туман-

ность, находящаяся в созвездии Кассиопеи (а = 23

, 6 = +58°32'; эпоха

1950,0) и совпадающая с самым мощным из известных источников радиоизлучения,

также образовалась в результате вспышки сверхновой звезды. Несомненно, еще ряд

галактических источников радиоизлучения является остатками вспышек сверхновых

звезд. Например, SN 1181 г., наблюдавшаяся в Китае и Японии, идентифицирована

с радиоисточником ЗС 58 в Кассиопее.

Переменные типа UV Cet (UV). Открыто свыше полутора тысяч карликов спек-

тральных классов G—М, показывающих внезапные кратковременные вспышки.

Особенно сильные вспышки наблюдаются у слабых красных карликов класса dMe.

НСС 3389

tsM *

Рис. 106. Сверхновая в галактике NGC 3389, открытая

А. Д. Чуадзе на Абастуманской АО в 1967 г.

§1.11. Млечный Путь 173

За несколько секунд или десятков секунд блеск звезды возрастает, иногда на не-

сколько звездных величин, после чего происходит более медленное падение блеска.

Вся вспышка занимает время от нескольких минут до нескольких часов. Частота

вспышек различна у разных переменных этого типа; так, у самой UV Cet одна

вспышка приходится на 5-10 часов. К звездам этого типа принадлежит Проксима

Кентавра. Причины вспышки, вероятно, сходны с причинами вспышек на Солнце,

большую роль играют магнитные явления. Вспыхивающие звезды типа UV Cet нахо-

дят в звездных ассоциациях и рассеянных скоплениях, где также много переменных

типа Т Таи. Все это, очевидно, молодые звезды.

Звезды типа R СгВ обнаруживают внезапные большие и весьма неправильные

уменьшения блеска при одновременных спектральных изменениях. Их спектры

очень необычны, в них практически отсутствуют линии водорода. Падения блеска

связывают G выбросами облаков вещества, богатого сконденсированным углеро-

дом (сажей), закрывающих звезду от наблюдателя. Вне глубоких ослаблений у этих

переменных наблюдаются пульсации с периодами в десятки суток.

§1.11. Млечный Путь

Звездная система, в которую входит Солнечная система, называется Галактикой.

Она состоит из звезд различных типов, из звездных облаков, скоплений, звездных

ассоциаций, газовых и пылевых туманностей, облаков межзвездного газа, рассеянной

космической пыли и отдельных атомов. Межзвездное пространство пронизывают

движущиеся с огромными скоростями частицы космических лучей. Свое название

Галактика получила от Млечного Пути (М. П.), который по-гречески называется

«галаксиас» (yaXa^iaQ — млечный.

В ясную безлунную ночь видно, как М. П. пересекает небо светлой полосой

неодинаковой ширины, неодинаковой яркости и сложного строения. Птолемей пер-

вый дал его подробное описание, но лишь после изобретения телескопа Галилей

открыл истинную природу М. П. В телескоп ясно видно, что сплошное сияние М. П.

состоит из света громадного числа слабых звезд, не различимых в отдельности и сли-

вающихся в один светящийся пояс. В телескоп, а в особенности на фотографиях,

ясно видно звездное строение полосы М. П. (рис. 107).

Лучшее время для наблюдения М. П. в средних широтах северного полушария

Земли — безлунные ночи июля — августа — сентября. В наших широтах мы видим

не весь М. П. Дуга, которая поднимается над нашим горизонтом, смыкается под ним

в полный круг, проходящий через созвездия: Единорог, Малый Пес, Орион, Близ-

нецы, Телец, Возничий, Персей, Жираф, Кассиопея, Андромеда, Цефей, Ящерица,

Лебедь, Лисичка, Лира, Стрела, Орел, Щит, Стрелец, Змееносец, Южная Корона,

Скорпион, Наугольник, Волк, Южный Треугольник, Кентавр, Циркуль, Южный

Крест, Муха, Киль, Паруса и Корма. Средняя линия М. П. близка (но не совпадает)

к большому кругу, наклоненному к плоскости небесного экватора под углом 62°

и пересекающемуся с ним в точках с а = 18

и 6

. Этот круг — галакти-

ческий экватор. Точки пересечения галактического экватора с небесным экватором

называются узлами по аналогии с точками пересечения планетных и лунной орбит

с эклиптикой. Восходящий узел галактического экватора находится в созвездии Aql,

нисходящий — в Моп. Северный полюс Галактики находится в созвездии Com

(a = l2

, 6 = +27,4°), а южный — в созвездии Scl (a = 0

, S = -27,4°).

M. П. не имеет резких границ; в его состав входит большое число светлых

звездных облаков, особенно многочисленных и ярких в его южной части — в со-

звездиях Стрельца, Скорпиона и Щита. Там находится центр нашей звездной

174 Глава 1. Общие сведения

Рис. 107. Звездные облака в Sgr, расположенные в центральной области Галактики

системы (его координаты: а = 17

, б = -30°). В этих же частях Млечного Пути

особенно выделяются темные облака — темные туманности; одно из них носит

весьма образное название «Угольный мешок». Центральные части Галактики скрыты

от нас этими темными туманностями. Если бы их не было, то М. П. был бы в этом

направлении в тысячу раз ярче.

В созвездии Cyg начинается темная полоса, которая на некотором участке делит

М. П. на две части (рис. 108). Она проходит через созвездия Aql, Ser, Sgr и Sco.

Таким образом, причудливая и неправильная форма полосы М. П. является

следствием ряда причин: 1) действительного облакообразного распределения звезд

в нашей Галактике, 2) общей их тенденции к скучиванию в направлении к центру

нашей системы и к ее средней плоскости (последнее называется галактической

концентрацией) и 3) наличия в межзвездном пространстве большого числа газовых

облаков с мельчайшими частицами космической пыли (размер частиц 0,1-1 мкм),

образующих темные туманности различной формы, размеров и различной оптичес-

кой толщи, т. е. различной поглощательной способности, либо светлые, отражающие

свет соседних с ними звезд. Если с такой туманностью соседствует очень горячая

звезда (спектральных классов О и В), она может ионизовать окружающее вещество,

§ 1.11. Млечный Путь

175

Рис. 108. Млечный Путь в районе созвездий Суд—Aql

вызывая появление в спектре эмиссионных линий туманности. Наличие облаков

темного вещества и рассеянного диффузного вещества, состоящего из газа и кос-

мической пыли, вызывает общее и избирательное (селективное) поглощение света,

которое проявляется в ослаблении видимого блеска звезд и в их покраснении. В ре-

зультате первого в формулу (7) входит видимая звездная величина то, искаженная

поглощением света, что приводит к преувеличению расстояния до звезды, опре-

деленного по этой формуле. В сущности, наблюдаемое межзвездное ослабление света

является следствием двух причин: поглощения света межзвездным пылевым ве-

ществом и рассеяния света. Иногда это обозначается одним словом — экстинкция.

В 1940-х гг. П. П. Паренаго разработал теорию учета межзвездного поглоще-

ния света. В 1963 г. А.С.Шаров дал уточненную картину распределения по небу

поглощающего вещества, необходимую для определения истинных звездных рассто-

яний. Покраснение вызывает увеличение показателя цвета. Разность наблюдаемого

показателя цвета и нормального, свойственного данному спектральному классу, на-

зывается избытком цвета. Избыток цвета звезды характеризует поглощение света

176

Глава 1. Общие сведения

на пути от звезды до наблюдателя. Для фотометрической системы UBV полное

поглощение в лучах V равно

Ay = R

•

Eb—v,

где множитель R почти везде равен 3,0 ± 0,2 и лишь в некоторых направлениях

больше, доходя в иных случаях до 7, избыток цвета Е

_у = (В— У) - (В—У)

;

нормальные цвета (В— К)

для различных спектральных классов см. в табл.78.

Помимо относительно крупных пылинок в межзвездным пространстве и осо-

бенно в плотных облаках межзвездного газа присутствуют атомарные кластеры (на-

пример, фуллерены типа С^о) и «нормальные» молекулы, как органические, так

и неорганические, вплоть до 13-атомных. Отдельные газовые облака вызывают по-

явление в спектрах звезд межзвездных линий поглощения (или, иначе, стационарных

линий), которые обнаруживают свое доплеровское смещение, характеризующее ско-

рость получу зрения облака относительно нас. По интенсивности этих линий можно

оценить расстояние до звезды. Иногда наблюдаются два или несколько компонен-

тов стационарных линий. Доплеровское смещение каждого компонента зависит

от лучевой скорости отдельного облака, соответствующего этому компоненту. Из-

вестны межзвездные облака ионизованного кальция (линии Н и К фраунгоферова

спектра), нейтральных натрия, кальция, железа, ионизованных и нейтральных

СН и CN, ионизованного титана. Средняя плотность газа в Галактике ничтожна

и равна ~3 • Ю

-24

г/см

(несколько атомов на 1 см

пространства). Отношение

средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве составляет около 50 : 1

(по массе). Общая масса газа и пыли достигает нескольких процентов от массы

Галактики. Надо упомянуть, что каждая точка межзвездного пространства пронизы-

вается излучением всех объектов, наполняющих Вселенную. Кубический сантиметр

межзвездного космического пространства заключает в себе количество энергии излу-

чения, выражаемое числом Ю

-12

эрг (сравните с плотностью солнечного излучения

вблизи Земли: 5- Ю

-8

эрг/см

). Температура мирового пространства приблизительно

3 К (всего на 3 градуса выше абсолютного нуля).

§1.12. Звездные скопления

На небе даже невооруженным глазом

можно заметить несколько участков,

где звезды сгущаются и образуют

как бы звездную кучу, или скопле-

ние (рис. 109). Исследование пока-

зало, что звезды в таких сгущениях

физически связаны друг с другом,

движутся в пространстве параллель-

ными путями и показывают видимое

схождение (или расхождение) путей

их членов (рис. 110). Как и в слу-

чае метеорных потоков, сходящиеся

в некоторой точке неба направления

собственных движений звезд гово-

рят о параллельном движении звезд

в пространстве (ср. рис. 77). Эти сгу-

щения звезд называются рассеянными звездными скоплениями (по-английски: open

clusters, отчего их иногда по-русски называют открытыми). Некоторые из них

расположены недалеко от нас. Такие скопления называют движущимися.

Рис. 109. Рассеянное двойное звездное скопление

h и % Per

§1.12. Звездные скопления 177

Рис. 110. Гиады — движущееся звездное скопление в Тельце. Известно более 100 членов этого

скопления. Стрелками показано движение звезд скопления за 50 ООО лет, линии определяют

направление на точку видимого схождения — радиант движущегося скопления. 750 000 лет

назад Гиады были ближе всего к Солнцу и занимали вчетверо большую площадь на небе;

Альдебаран (а Таи) в скопление не входит. Модуль расстояния m — М = +3,27 ± 0,05

параллакс 0,022", расстояние 45 пк

Можно определить расстояние до звезд, входящих в движущееся скопление, если

знать их угловые расстояния в от точки схождения (радианта) скопления и лучевую

скорость V

хотя бы одной из звезд скопления (рис. 111):

= V

Xg6 = V sin 0;

с другой стороны (см. формулу (12)),

откуда

Т R

Рис. 111. К определению расстоя-

ния до звезд движущегося скопления

= 4,74—,

4,74/*

Р =

(20)

(21)

(22)

tge

Тогда для любой звезды, принадлежащей это-

му скоплению, будем иметь

WfL пъ

где V = V

sec в легко получить из (20). Наиболее заметны из рассеянных скоплений

Плеяды (рис. 112) и Гиады в Тельце, Ясли в созвездии Рака, двойное скопле-

ние х и h Персея (см. рис. 109), скопление в Волосах Вероники. Яркие звездные

скопления, галактические туманности и галактики обозначают номерами одного

из следующих каталогов: каталога Мессье (1784 г.) (например, М 101), Нового

Общего Каталога (New General Catalogue) Дрейера (например, NGC 224) и двух

дополнительных к нему томов Index Catalogue (например, 1С 1214). Сейчас известно

около 1000 рассеянных скоплений, подавляющее большинство которых видно толь-

ко в телескоп (см. табл.56). Их угловые размеры от 2' в до 60', если не говорить

о самых близких — таких, как, например, Плеяды (~2°), \

h Персея (~4°) или

178

Глава 1. Общие сведения

Рис. 112. Плеяды (NGC 2866) и диффузные туманности

вокруг главных звезд скопления (карту см. в табл.49)

Гиады (~6,7°). Всего в Галактике, вероятно, больше 20 тыс. таких скоплений. Ка-

ждое скопление состоит из десятков, а иногда из сотен звезд. Диаметры скоплений

в среднем от 2 до 20 пк. Большинство скоплений имеют поперечники от 3 до 5 пк.

Плотность — от 0,25 (для Гиад) до 80 звезд на 1 пк

(в центре NGC 6705). Простран-

ственная плотность звезд вблизи центра скопления такова, что для наблюдателя там

сверкало бы на небе около 40 звезд, в десятки раз более ярких, чем Сириус на нашем

Рассеянные скопления характеризуются большой галактической концентраци-

ей, т.е. располагаются в основном вблизи средней плоскости Галактики. Изучение

пространственного расположения рассеянных скоплений показало, что они нахо-

дятся в спиральных ветвях Галактики. В некоторые скопления входят звезды главной

последовательности и желтые и красные гиганты, в другие — звезды главной после-

довательности, начиная с класса В, в иные только звезды главной последовательности

без В-звезд и т.д.

Влияние притяжения ядра Галактики и соседних звездных облаков, взаимное

притяжение звезд скопления приводят к тому, что постепенно звездное скопление

рассеивается. При этом первыми покидают скопление звезды, которые по указанным

выше причинам приобретают большую скорость. Эта скорость оказывается больше

§1.12. Звездные скопления 179

той предельной, при которой действие силы притяжения всех звезд скопления

еще способно удержать звезду в числе членов скопления. При средней плотности

оно может оказаться неустойчивым и будет распадаться.

Оценки возраста рассеянных скоплений см. рис. 141.

Рис. 113. Шаровое звездное скопление М 13 = NGC 6205 в созвездии Геркулеса

Иной характер имеют шаровые звездные скопления (табл. 58, рис. 113). Это скоп-

ления сферической или эллипсоидальной формы. Известно уже 150 галактических

шаровых скоплений, число звезд в каждом из них от 3

•

до 5

•

; в большей или

меньшей степени они скучены к центру скопления. Большинство шаровых скоп-

лений богато звездами-гигантами и сверхгигантами (кроме голубых). Расстояния

до многих шаровых скоплений определяются по открытым в них короткопериоди-

ческим звездам типа RR Lyr либо по положению горизонтальной ветви диаграммы

«цвет—видимая звездная величина», являющейся аналогом диаграммы Г—Р. Са-

мые близкие из них М4, NGC 6397 и NGC 6544 удалены от нас на 2,04-2,5 кпк.

Диаметры шаровых скоплений заключены в пределах от 11 (Terzan 9) до 590 парсе-

ков (NGC 2419), среднее значение ~30—50 пк. Интегральные светимости (абсолют-

ные звездные величины) — от —5

до —8

. Интегральные спектры от А5 до G6,

но для большинства скоплений — от F5 до G4. Пространственная плотность звезд

в шаровом скоплении в тысячи раз больше, чем в окрестностях Солнца, т.е. ~10

звезд/пк

. Она уменьшается пропорционально кубу расстояния от центра, где она

в 100 раз больше средней плотности. В центре скопления наиболее яркие звезды

давали бы освещение, какое дает у нас полная Луна. Шаровые скопления обнару-

живают заметную концентрацию к области галактического центра, хотя отдельные

180 Глава 1. Общие сведения

скопления встречаются далеко от средней плоскости Галактики; в самой плоскости

Галактики шаровых скоплений открыто мало из-за межзвездного поглощения све-

та. Все вместе они образуют систему сферической формы — гало, центр которой

совпадает с центром Галактики. Надо, однако, отметить, что 99% массы гало соста-

вляют отдельные звезды, а на долю шаровых скоплений приходится ~

% массы,

т.е. ~10

9Я

. Всего в Галактике, вероятно, около 200 шаровых скоплений. Они

обнаружены также в некоторых других гигантских звездных системах. Например,

в М 31 их открыто более 300, в М 87 около 2000 шаровых скоплений. В 1974 г.

издана монография Б. В. Кукаркина «Шаровые звездные скопления», а в 1981 г.

монография П. Н. Холопова «Звездные скопления».

Наблюдения звездных скоплений существенны как для изучения эволюции

самих скоплений, так и эволюции звезд. Звезды одного скопления имеют примерно

один возраст, а темп их эволюции зависит от первоначальной массы звезды. Самые

молодые рассеянные скопления имеют возрасты порядка 10

-10

лет, шаровые

скопления ~10'° лет.

§1.13. Звездные ассоциации

В 1947 г. В. А. Амбарцумян и Б. Е. Маркарян обратили внимание на группировки,

состоящие из расположенных на сравнительно небольших расстояниях друг от друга

О- и В-звезд. Этим группам было дано название ОВ-ассоциаций. Их размеры от 30

до 200 пк. Число звезд в них порядка нескольких сотен. Аналогичные группировки

неправильных переменныхтипаТ Таи были названы Т-ассоциациями. Их диаметры —

от нескольких парсеков до десятков парсеков (см. табл. 57).

Наличие горячих О-звезд, излучающих огромное количество энергии, — «мо-

лодых звезд» — говорит о молодости ОВ-ассоциаций. Их возраст оценивается

в несколько миллионов лет — срок весьма малый по сравнению с «возрастом» всей

нашей звездной системы (10-20 миллиардовлет). Считалось, что ассоциации должны

быть неустойчивыми группами, поскольку взаимное притяжение между известными

членами этих ассоциаций незначительно по сравнению с притяжением окружающих

звезд Галактики. Эта неустойчивость выдвигалась в качестве дополнительного свиде-

тельства молодости ассоциаций. Ассоциации часто связаны с облаками межзвездной

пыли и яркими галактическими туманностями. В центре ассоциации часто находят

двойные и кратные звезды и звездные скопления. Среди кратных выделяются крат-

ные звезды типа Трапеции Ориона (в Ori). Все расстояния между компонентами такой

кратной звезды — одного порядка. Такая система представляется неустойчивой.

Однако если учесть влияние других, более слабых звезд, находящихся в том же

объеме пространства, то сама трапеция Ориона оказывается устойчивой системой.

Небольшой возраст ассоциаций свидетельствует о том, что процесс звездообра-

зования происходит и в наши дни. Помимо О-и В-звезд ассоциации содержат

также много более слабых звезд, и массы ассоциации и их динамическая устойчивость

оказываются много больше, чем это предполагалось в первый период их изучения.

Переменные типа Т Таи в большом числе встречаются и в ОВ-ассоциациях.

Можно полагать, что «чистые» ОВ-ассоциации — это те, в которых переменные

типа Т Таи (орионовы переменные) еще не открыты (так как они гораздо слабее чем

О- и В-звезды), а «чистые» Т-ассоциации — это те, в которых ОВ-звезды уже успели

превратиться в звезды более поздних классов (имеются, например, ассоциации,

в которых наряду с орионовыми переменными находятся и В-звезды).