ВЗВЕШИВАНИЕ ЗВЕЗД

Движение Земли вокруг Солнца дает возможность определять расстояния звезд. Довольно любопытно, что движение одной звезды вокруг другой позволяет определять их массы. Подобно всем планетам (а в этом отношении также и звездам), Земля одержима страстью к путешествиям.

Предположим, что мы находимся в космическом корабле В межзвездном пространстве, вдалеке от всех тяготеющих тел, так что мы свободно «плаваем» в космосе, и нам предложили Измерить массу небольшого твердого предмета. Поскольку сил притяжения в космическом корабле не существует, мы не сможем положить предмет на весы и взвесить его, нам придется воспользоваться другим способом. Если в нашем распоряжении есть пружинные весы, то величину неизвестной массы можно определить, прикрепив предмет к весам на конце пружины и вращая их по кругу. Пружинные весы измеряют натяжение пружины, которое зависит от скорости вращения и массы предмета: натяжение будет тем больше, чем больше масса или чем больше скорость движения по кругу. По измеренному натяжению и скорости вращения можно определить массу предмета.

Аналогичным способом астроном «взвешивает» звезды. Скорость движения одной звезды вокруг другой в двойной звездной системе зависит от силы их взаимного притяжения. Согласно закону всемирного тяготения Ньютона, эта сила притяжения, аналогичная натяжению пружины, пропорциональна массам звезд (а также обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними).

Двойные звезды или звездные системы — явление, обычное среди звезд. Были обнаружены также звездные группы, содержащие три, четыре, пять и даже шесть звезд, обращающихся друг вокруг друга. Кое-какие из этих кратных систем заслуживают специального упоминания.

Знакомая нам а Центавра состоит из двух звезд, которые завершают взаимное обращение за 80 лет по довольно вытянутым эллиптическим орбитам, так что временами они сближаются до расстояния 11 а. е. (это немного больше, чем расстояние Сатурна от Солнца), а иногда они расходятся на 35 а. е. (это рас» стояние примерно равно расстоянию Плутона от Солнца). Болеа яркая компонента — почти двойник Солнца, с той лишь разни, цей, что эта звезда чуть ярче, а возможно, немного тяжелее и чуть-чуть горячее Солнца. Более слабая компонента холоднее, да и масса поменьше. В 1915 г. Иннес открыл слабую красную звезду, которая, находясь на расстоянии 2° от этой системы, движется в пространстве так же, как а Центавра, но в 15 000 раз слабее Солнца. Эта звезда отстоит от более яркой пары по крайней мере на 10 000— 12 000 а. е. и должна затрачивать примерно миллион лет для полного обхода своей орбиты.

Особый интерес представляет Процион — звезда из созвездия Малого Пса. Это двойная звезда с периодом 40,65 года и средним расстоянием между компонентами 4,55//, что соответствует а. е., т. е. немного меньше, чем расстояние между Солнцем и Ураном. Масса более яркой звезды (l/ = 0,35m) примерно в 1,75 больше массы Солнца. Ее компаньон — очень слабая звезда (V = 10,8 т). Эго одна из престарелых сверхплотных звезд, обычно называемых белыми карликами (см. гл. 9). В настоящее время форма, ориентация и диаметр (в секундах дуги) орбиты яркой звезды известны. По спектру яркой звезды (см. гл. 2) можно также измерить скорость ее движения вдоль луча зрения, а так как орбита ее известна, то можно определить скорость движения по орбите.

диаметр = -диаметР (“к- дуги) г параллакс (сек. дуги)

Именно этим способом Странд независимо проверил выведенную ранее* величину параллакса, и оказалось, что она хорошо согласуется с величиной тригонометрического параллакса.

Среди кратных звезд упомянем ?Рака и Кастор. Более яркая компонента ? Рака — сама по себе двойная система, состоящая из двух звезд почти равного блеска, обращающихся друг вокруг друга с периодом 59,7 года. Более слабая компонента тоже состоит из двух звезд, одну из которых можно обнаружить только по ее гравитационному воздействию на другую звезду. Они обращаются друг вокруг друга с периодом около 17,5 года. Более слабая пара обращается вокруг более яркой пары с периодом 11,50 года. Массы всех четырех звезд сравнимы с массой Солнца.

В телескоп Кастор виден как двойная звезда, компоненты которой, разделенные расстоянием около 80 а. е., движутся друг вокруг друга с периодом 340 лет. Спектральные наблюдения (см. гл. 2) показывают, что обе эти звезды в действительности тоже двойные с периодами примерно 9 и 3 суток соответственно. Еще больший интерес представляет тот факт, чго па небе на расстоянии свыше V от Кастора находится слабая звездочка Кастор С, связанная физически с этой яркой парой. Этот последний объект сам состоит из двух слабых красных звезд, меньших но размеру и менее массивных чем Солнце, отстоящих друг от друга примерно на 27 млн. км и обегающих друг вокруг друга менее чем за Одни сутки. Таким образом, Кастор — шести-

Кратная звезда, причем все три компоненты его являются парами.

Хотя в каталог Эйткина занесено свыше 17 000 двойных 1Везд, надежные орбиты известны для сравнительно немногих Пир.

Кратные системы состоят из звезд всех видов — больших и Малых, холодных и горячих, что позволяет нам оценить массы для большинства представителей различных типов звезд. Завершив операцию взвешивания, мы находим, что самые массивные звезды примерно в 50—100 раз тяжелее Солнца, а массы самых легких звезд, по-видимому, заключены в пределах между Vs и Vio массы Солнца. Однако большинство звезд весит немного меньше Солнца.

Во многих случаях звезда, принадлежащая к двойной системе, вынуждена открыть нам не только свою массу, но и свои размеры. Расстояние между компонентами двойной звезды часто бывает столь малым, что даже самые мощные телескопы не в состоянии «увидеть» их по отдельности. Однако если плоскость их орбиты ориентирована в пространстве так, что видна нам «с ребра», то прохождение одной звезды перед другой будет периодически создавать затмения, напоминающие затмение Солнца Луной. Подобные двойные звезды называют затменными двойными. Вообще говоря, каждая звезда системы затмевает другую за полное обращение по орбите один раз, в результате чего за один цикл наблюдаются два затмения. Если бы эти звезды были одинаковыми по размерам и блеску, то количество приходящего от них на Землю света уменьшалось бы наполовину дважды за период. Однако компоненты известных затменных звезд обычно 'имеют различный блеск и разные размеры. Часто Встречаются пары, состоящие из большой слабой звезды и маленькой, но яркой звездочки. Именно такая пара звезд схематически показана на рис. 5.

Прохождение яркой звезды перед слабой создает частное затмение последней, а как следствие этого явления происходит общее ослабление света. Через полпериода относительное расположение звезд поменяется на обратное и, поскольку теперь от нас будет закрыта яркая звезда, потери света окажутся гораздо большими.

Рис. 5. Относительные положения -звезд в затменной двойной системе на протяжении трех четвертей периода.

В даньом случае маленькая яркая заезда обращается ROKpyr большоЛ тусклоя звезды. В точке В яркая звезда находится перед тускло,i, в то время как в D — позади нее.

точкам А и С на рис. 5, свет не ослабляется. В положении D экранируется более яркая из двух компонент, и звезда, как гово^ рят, находится в главном миниуме. В положении В частично экранируется слабая звезда, поэтому теряется лишь небольшая часть света, и звезда находится во вторичном миниуме. Ясно, что длительность каждого затмения, которую можно определить по кривой блеска, зависит от диаметров звезд и от скорости их движения по орбите. Поскольку, как мы увидим в следующей главе, скорость орбитального движения зачастую можно найти при помощи спектрографа, мы можем также определить и диаметры звезд.

Если же, что бывает часто. Земля не находится в плоскости орбиты двойной системы (т. е. наклонение орбиты не равно точно 90°), то ситуация будет напоминать показанную на рис. 5. По точным измерениям кривой блеска можно определить наклон орбиты, размеры у обеих звезд, выраженные в единицах поперечника орбиты, и отношение поверхностных яркостей звезд (которое зависит от температуры их поверхностей).

Мы можем сделать даже больше. Если известны орбитальные скорости в километрах в секунду и период, то можно найти массы звезд в единицах массы Солнца (см. приложение VII). Далее, поскольку из кривой блеска размеры звезд определяются по отношению к размерам их орбиты, а раздшр орбиты оказы-

II тс я известен из спектральных измерений, то можно определить в километрах и диаметры звезд.

В табл. 8 и 9 (гл. 6) включены величины масс, размеров, периодов и плотностей ряда хорошо изученных затменных двойных, для которых эти данные имеются. Вероятно, самая известная из затменных двойных — Алголь (вторая по яркости звезда Созвездия Персея), блеск которой строго периодически через Каждые 2,87 суток внезапно падает примерно до 7з своей обычной величины. Диаметр более яркой компоненты примерно И 3 раза больше диаметра Солнца, а диаметр большей по размерам, но менее яркой компоненты составляет 3,7 солнечного диаметра. Более подробное рассмотрение этих систем мы отложим до гл. 6.

Здесь же необходимо упомянуть еще один момент. Хотя мы можем многое узнать благодаря затменным двойным — недаром Рассел рассматривал изучение двойных как самый легкий путь к познанию звезд, — следует помнить, что часто звезды затменных систем — аномальные объекты в том смысле, что подобные звезды не встречаются поодиночке или в широких парах. Эволюция, т. е. история жизни звезды (гл. 9), может оказаться измененной или нарушенной, если у нее есть близкий компаньон. Такая ситуация предоставляет ряд интересных возможностей

W Большой Меднолицы (две звезды с размерами порядка солнечного обращаются друг вокруг друга, почти соприкасаясь) до тысяч астрономических единиц, все же большинство двойных систем, но-видимому, имеют размеры, не сильно отличающиеся от размеров Солнечной системы. Часто высказывалось даже предположение, что образование Солнечной системы и образование двойных систем представляют собой разные аспекты одного и того же фундаментального процесса. Обычно предполагается, что двойная или кратная системы образуются в результате накопления первичного вещества в двух или более крупных массах. Но иногда значительное количество этого материала может оказаться утраченным, н в результате получается звезда, окруженная системой планет.

Для массы небесного тела существует нижний предел, при котором оно все еще снечит как звезда (см. гл. 8). Слабейшая из известных звезд — спутник звезды BD -f- 4°4048, открытый Ван Бисбруком. (Для понимания обозначения BD см. приложение I.) Абсолютная величина этой звезды              т. е. она в мил

лион раз слабее Солнца. Если бы она имела при себе планету, пригодную для жизни, то последняя должна была бы обращаться вокруг звезды на меньшем расстоянии, чем расстояние Луны от Земли.

Планетоподобные спутники были открыты у некоторых двойных звезд по их гравитационному воздействию па видимые члены системы. Несколько лет назад Страид обнаружил спутник у одной из компонент визуальной двойной 61 Лебедя, для которой он определил массу в '/во массы Солнца, пли 16 масс Юпитера, и период 1,89 года. Было высказано предположение, что более слабая из оптических компопечп может также обладать одним (или даже двумя) аналогичными спутниками.

Еще более примечательна звезда Барнарда. На основе продолжительных наблюдений ван де Камп (Сворсмоурский колледж, США) нашел свидетельство наличия у нес двух спутников. Один, по-видимому несколько более массивный, чем Юпитер, обращается с периодом 26 лет по орбите примерно таких же размеров, как у орбиты Юпитера. Другой, масса которого составляет примерно 0,8 массы Юпитера, кружится по орбите, которая по размеру соответствует положению пояса астероидов в нашей Солнечной системе. Таким образом, здесь существует своего рода Солнечная система с по меньшей мере двумя «настоящими» планетами, однако ни одна из них, по-видимому, не пригодна для жизни.

Звезды-карлики, нормальные звезды, гиганты, сверхгиганты, облака пыли и газа — все они в совокупности образуют Млечный Путь. Но краеугольными камнями для создания любых материальных структур служат крохотные атомы, диаметр кото

рых измеряется в триллионных долях сантиметра. Лучи света, Испускаемые атомами и молекулами, позволяют нам видеть и Изучать звезды и туманности. Нам повезло в том отношении, что Характер света, излучаемого атомами, зависит от тех физических условий, в которых находятся эти атомы. Так, световые лучи, приходящие к нам из галактического пространства, доставляют нам зашифрованные красочные депеши о климатических условиях на звездах и в туманностях. Обратимся же теперь к рассказу о том, как расшифровываются эти световые послания звезд.