Author: Вавилов С.И. Юдин П.Ф.
Tags: звезды физика вселенная астрономия космос астрофизика естествознание академия наук ссср
Year: 1951
Text
АКАДЕМИЯ НАУК СССР
НАУЧНО-ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ
П. П. ПАРЕНАГО
МИР ЗВЕЗД
ИЗДАТЕЛЬСТВО АКАДЕМИИ НАУК СССР
МОСКВА 1951 ЛЕНИНГРАД
Scan
Sergius3
Под общей редакцией Комиссии Академии Наук СССР
по изданию научно-популярной литературы
и серии «Итоги и проблемы современной науки»
Председатель Комиссии
президент Академии Наук СССР академик
| С. И. В АВ И Л О В \
Зам. председателя член-корреспондент
Академии Наук СССР
П. Ф. ЮДИН
ПРЕДИСЛ ОВИЕ
Цель настоящей книжки — сообщить новейшие дан-
ные о строении и развитии звездной вселенной. Многое
в этой области открыто советскими учеными. В частности,
в § 10, 13, 20 и 21 излагаются работы последних двух
лет. Часть книжки представляет собою переработанные
страницы опубликованных ранее популярных книжек
и статей автора. Некоторые рисунки публикуются впер-
вые. Главная задача автора — сообщить читателям совре-
менное научное представление о звездной вселенной,
в частности о нашей Галактике. Особое внимание обра-
щается на развитие звезд и звездных систем.
В § 1 автор попытался дать определение Вселенной,
которое представляет собою улучшение дававшихся им
ранее определений.
Будучи стеснен объемом, автор не нашел возмож-
ным дать подробное объяснение всем затронутым в книжке
вопросам; предполагается, что некоторые сведения по этим
вопросам у читателей уже имеются.
Все указания о недочетах настоящей книжки автор
примет с благодарностью.
Август 1950 г.
Геленджик, санаторий МГУ
1. ЧТО ТАКОЕ ВСЕЛЕННАЯ
Под Вселенной, в самом широком смысле этого слова,
подразумевается все, начиная от атомов и электронов
и кончая огромными звездными системами — галакти-
ками. Наука постепенно все дальше и дальше проникает
как в мир самого малого, так и в мир самого большого.
Все, что будет открыто и в недрах электронов и атомных
ядер и за пределами мира галактик — все это будет
входить в понятие Вселенной.
В настоящее время наук очень много. Вселенную
принято относить к ведению одной науки — астрономии,
то есть науки о строении и развитии небесных тел и обра-
зованных ими систем. Под Вселенной мы будем подразу-
мевать взаимодействующую и развивающуюся совокупность
всех небесных тел — планет и их спутников, комет, метео-
ров, Солнца, звезд, межзвездной материи. Все небесные
тела сгруппированы в определенные системы и изучаются
астрономией.
Вопрос о строении и развитии Вселенной — один из
основных вопросов естествознания. Правильное реше-
ние этого вопроса имеет огромное философское значение
и не менее большое практическое значение. В самом деле,
хорошо известно, что с процессом образования и разви-
тия нашей Земли связаны многие закономерности в гео-
логии, а также и вопрос о происхождении жизни на
Земле. Изучение строения и развития звезд принесло
и продолжает приносить много данных о строении веще-
ства и о природе источников излучения.
До изобретения телескопа (в начале XVII века) чело-
век наблюдал небо невооруженным глазом. Естественно,
что истинное строение и развитие Вселенной оставалось
от человека скрытым. Изобретение, дальнейшее усовер-
5
шенствование и видоизменение телескопа непомерно раз-
двинуло рамки познания Вселенной.
Зарождение астрономии теряется в глубине веков;
происхождение науки о небе возникло из практических
потребностей человека, которому было необходимо вести
счет времени, предугадывать наступление различных сель-
скохозяйственных периодов, составлять географические
карты и путешествовать. Но лишь за сотню лет до изо-
бретения телескопа гениальному польскому ученому Ко-
пернику удалось разгадать в основных чертах план строе-
ния солнечной системы. Коперник низвел Землю на поло-
жение рядовой планеты, нанеся сокрушительный удар
религиозным учениям об исключительности Земли и чело-
века. Правда, детали строения солнечной системы стали
известны много позже. Строение же звездного мира оста-
валось неясным до сравнительно недавнего времени.
История наших представлений о Вселенной содержит
множество примеров борьбы материализма против идеа-
лизма. Она показывает, что объективно существующая,
независимо от нашего сознания, Вселенная познаваема;
в ней много примеров того, как непрерывно развиваю-
щаяся астрономическая практика приводит к переходу
явлений и вещей непознанных в явления и вещи познан-
ные. Люди узнали, что звезды — это не маленькие све-
тящиеся точки, а огромные раскаленные небесные тела,
удаленные от нас на невообразимо огромные расстояния.
Солнце оказалось рядовой звездой, но очень близкой
к нам по сравнению с другими звездами и составляющей
центр нашей солнечной системы. Астрономы сделали
множество открытий и объяснили их с естественно-исто-
рической точки зрения. Астрономия издревле является
могучим орудием в борьбе за передовое, материалистиче-
ское миропонимание, за правильное воззрение на при-
роду вообще. В частности, религия в любом ее виде совер-
шенно несовместима с астрономией (как, впрочем, и с
любой истинной наукой). На протяжении всей истории
астрономии мы наблюдаем несостоятельность реакционных,
идеалистических воззрений и торжество диалектико-
материалистической философии.
За последние четверть века мы узнали, что звезды
объединены в определенные системы — галактики — и
6
открыли множество таких галактик. Солнце входит как
рядовая звезда в состав нашей Галактики. От древних,
наивных, религиозных представлений о строении Все-
ленной ничего не осталось. Теперь мы твердо знаем, что
мировое пространство с Землей и другими небесными те-
лами представляет собою единую Вселенную и что все
процессы в ней основайы на законах природы.
В противоположность наивным, религиозным пред-
ставлениям о сотворении мира и идеалистическим выска-
зываниям науки капиталистических стран, материалисти-
ческая наука утверждает, что Вселенная бесконечна во
времени и в пространстве. Опа не имеет ни начала, ни
конца и существует и будет существовать вечно. Беско-
нечность и вечность Вселенной, ее познаваемость, неис-
черпаемое многообразие форм существования материи
в ней, связанное с постепенными и внезапными перехо-
дами ее из одних форм и состояний в другие, и, наконец,
всеобщая взаимосвязанность всех видов материи и всех
явлений,— вот что составляет основу правильного, диа-
лектико-материалистического представления о Вселенной.
По мере возрастания мощности телескопов астрономы
все глубже и глубже проникают во Вселенную, нигде
не находя ее конца. Да и нельзя себе представить, что
в каком-нибудь месте Вселенная кончается; немедленно
возникает вопрос: а что же за этим местом дальше? По
аналогичным соображениям Вселенная является бес-
конечной и во времени. Любая ее часть, любое небесное
тело может возникнуть из ранее существовавшей мате-
рии, развиться и окончить свое существование. Вся же
Вселенная в целом вечна и бесконечна.
Сейчас мы еще не можем окончательно установить
каких-либо общих законов строения Вселенной. Мы мо-
жем говорить только об известной ее части. Но с тече-
нием времени мы будем узнавать все большую и большую
часть Вселенной и все больше и больше открывать общие
закономерности ее строения и развития. Понятно, строе-
ние и развитие различных частей Вселенной бесконечно
разнообразны. Материя находится в непрерывном и
закономерном развитии, принимая бесчисленное мно-
жество известных и пока не известных форм и состоя-
ний. Но мы твердо знаем (впервые это формулировал
7
Б. В. Кукаркин), что все особенности каждого небесного
тела во Вселенной и каждой части Вселенной есть резуль-
тат начальных условий, внутренних закономерностей раз-
вития и влияния окружающей среды.
2. ЕДИНИЦЫ РАССТОЯНИИ В АСТРОНОМИИ
Часто думают, что астрономы всегда имеют дело с не-
вообразимо большими, «астрономическими», числами. На
самом деле это не так. Конечно, километр — не подходя-
щая единица для измерения расстояний в астрономии.
Как в физике для измерения очень малых длин введены
свои единицы, так и в астрономии во избежание «астро-
номических» чисел для измерения очень больших рас-
стояний применяются особые единипы.
Расстояние Земли от Солнца составляет 149,5 миллиона
километров. Это расстояние так же трудно представить,
как и 149,5 миллиарда километров, хотя последнее число
в тысячу раз больше первого. В пределах солнечной
системы расстояние от Земли до Солнца принимается за
новую единицу длины, которую называют астрономиче-
ской единицей.
Лучи света распространяются со скоростью 300 000
километров в секунду. Нашу Землю, близкую по форме
к шару с окружностью в 40 000 километров, луч света
и радиоволна могли бы обежать по экватору за одну
секунду семь с половиной раз. Только секунду с четвер-
тью нужно лучу света, чтобы пройти расстояние от Земли
до Луны. Свет Солнца достигает Земли через 8 минут
и 18,5 секунды. Так, длина одной астрономической еди-
ницы становится более наглядной.
Для межзвездных пространств астрономическая еди-
ница слишком мала и поэтому неудобна. Здесь прихо-
дится пользоваться другими единицами: световым годом
и парсеком.
Световой год — это расстояние, которое луч света
проходит за год. Оно составляет приблизительно
10 000 000 000 000 километров.
Напомним, кстати, сокращенный способ записи боль-
ших и малых чисел. Только что приведенное число изо-
8
бражается при помощи единицы и тринадцати нулей.
Сокращенно это записывают так: 1013. Показатель «13»
у числа 10 показывает число нулей, которое нужно при-
писать к единице справа. Более точно световой год равен
95-103 * * * * * * * 11 километров, что можно записать и так: 9,5-1012.
Малые числа изображаются сходным образом. Напри-
мер, один километр составляет 0,000 000 000 000 1 светово-
го года. Это число записывают так: 10~13. Показатель
«—13» показывает, сколько нулей нужно приписать
слева от единицы, поставив после первого нуля запятую.
Вторая единица — парсек — несколько крупнее све-
тового года, а именно один парсек равен 3,26 светового
года. Парсек — это такое расстояние, с которого одна
астрономическая единица видна под углом в 1". Астро-
ному удобнее пользоваться парсеками, так как при этом
несколько упрощаются некоторые вычисления. Но он
всегда предпочтет световой год, когда нужна особая на-
глядность, которой отличается эта мера.
В мире галактик пользуются миллионами световых
лет и килопарсеками и мегапарсеками, которые составля-
ют соответственно тысячу и миллион парсеков. Вообще
нужно подчеркнуть, что каждую меру следует применять
на своем месте. Так, в пределах солнечной системы све-
товые годы и парсеки неуместны. Но все же знакомая
всем из курса физики система сантиметр — грамм — секунда
применяется и в астрономии, конечно в сокращенном
способе записи. Так, например, один парсек — это
3,08-1018 см.
3. СОЛНЦЕ - БЛИЖАЙШАЯ к нам звезда
Когда ясной ночью смотришь на звезды, трудно пред-
ставить, что каждая звезда есть далекое солнце и что
наше Солнце есть одна из звезд, ближайшая к нам. Однако
это так и есть. По сравнению с межзвездными расстоя-
ниями Земля находится очень близко к Солнцу; ближай-
шая к нам другая звезда в 275 000 раз дальше от нас,
чем Солнце.
Земля и другие планеты, образующие солнечную си-
стему, известную всем еще со школьной скамьи, принад-
9
лежат к категории небольших твердых небесных тел.
К этой же категории можно отнести метеоры, представ-
ляющие собою камни различных размеров, вплоть до
размеров маленьких песчинок. Метеоры входят в состав
солнечной системы и путешествуют по ней по самым раз-
нообразным путям — орбитам. Попадая в земную атмо-
сферу при встрече с Землей, они раскаляются и испа-
ряются, обычно на высотах 130—70 километров от земной
поверхности. Мы наблюдаем это явление в виде падаю-
щих звезд. Некоторые более крупные камни долетают
почти до самой земной поверхности и дают красивое явле-
ние болида, имеющего вид ослепительно яркой падаю-
щей звезды, видимой даже днем при солнечном свете.
А самые крупные падают на земную поверхность и назы-
ваются тогда метеоритами. Падения метеоритов бывают
редко; на место падения крупнейших метеоритов снаря-
жают особые экспедиции, и найденные метеориты хранятся
в государственных коллекциях, подвергаясь тщатель-
ному исследованию и анализу как образцы «небесного»
вещества, не земного происхождения.
К категории твердых небесных тел относится также
и межзвездная пыль, о которой речь будет ниже (§ 18).
Все твердые небесные тела, рассмотренные выше,—холод-
ные, собственного света не имеют. Планеты и облака
межзвездной пыли светятся оттого, что их освещают
близлежащие звезды.
Что же касается Солнца и звезд, то они — представи-
тели совершенно другой категории небесных тел, а именно
гигантских раскаленных газовых шаров, светящихся
собственным светом. Солнце имеет диаметр, в 110 раз
превышающий диаметр Земли, по массе оно превосходит
Землю в 332 000 раз, оно окружено газовой атмосферой
и медленно, в течение 26 суток, совершает полный оборот
вокруг своей оси.
Температура солнечной поверхности составляет около
6000°, а в солнечных недрах, где имеется огромное дав-
ление от лежащей выше массы, температура доходит до
20 000 000°. Температуру солнечной поверхности изме-
рили тем же наблюдательным способом, которым опре-
деляют температуру металла в печи (подробнее об этом
см. ниже); температура же солнечных недр надежно
10
определена путем расчетов по строгим законам физики.
Она может быть ошибочной лишь на небольшое число
миллионов градусов в ту или другую сторону.
При высокой температуре солнечных недр материя
распадается на свои составные части — электроны и атом-
ные ядра, лишенные некоторых или даже всех внешних
электронов. В этом состоянии материя легче поддается
изучению, чем в том виде, в каком она встречается в по-
вседневной жизни. Солнце и звезды, а также газовые туман-
ности (у нас будет о них речь) можно рассматривать как
гигантские лаборатории, в которых вещество находится
в более простом состоянии, пока не осуществимом в зем-
ных лабораториях. Окружающее же нас на Земле вещество
крайне усложнено ввиду особых условий, в первую очередь
температурных, в которых оно находится на земной
поверхности. Наиболее сложной является, конечно, жи-
вая материя и особенно человек. В небесных телах мате-
рию, как уже сказано, в некоторых отношениях легче
исследовать, чем на Земле. И многие достижения атомной
физики стали возможными благодаря именно астрономи-
ческим исследованиям. Источником солнечного излучения
являются сложные процессы атомных (ядерных) преобра-
зований, происходящие в недрах Солнца.
4. РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД
Солнечная система очень велика: чтобы пересечь ее
по диаметру (диаметру орбиты Плутона) свет должен
затратить 11 часов. Но сравнительно с межзвездными рас-
стояниями она очень мала. От ближайшей звезды—Альфы
в созвездии Центавра — луч света идет до нас 4 года
3 месяца и 20 дней. В парсеках расстояние до Альфы Цен-
тавра составляет 1,32. Это расстояние является типич-
ным расстоянием между звездами в окрестностях Солнца,
так как среднее межзвездное расстояние близко
к 2 парсекам.
Вследствие годового движения Земли вокруг Солнца
звезды как бы смещаются, их видимое расположение
меняется. Правда, эти смещения очень невелики. Чем
ближе к нам звезда, тем больше ее кажущееся смещение.
11
Это дает нам в руки способ определения расстояний до
звезд. Но даже ближайшие из них настолько далеки от
нас, что эти смещения ничтожны. Поэтому расстояния
до звезд долгое время определить не удавалось: точность
астрономических инструментов была недостаточной. Кро-
ме того, для измерений нужно было выбрать наиболее
близкие звезды, так как крошечные смещения далеких
звезд невозможно было бы даже обнаружить. А для того
чтобы установить, какие же из звезд всего ближе к нам,
необходимы были длительные наблюдения.
Наконец, несколько более ста лет назад почти одно-
временно в России, Германии и Англии были определены
впервые расстояния до трех звезд: Веги, 61 Лебедя и
Альфы Центавра. Это событие произвело на современников
большое впечатление.
12
В настоящее время расстояния до звезд измеряются
с применением фотографии. Чтобы измерить расстояние
до какой-нибудь сравнительно близкой звезды, нужно
выбрать на небе вблизи нее несколько слабых звезд, назы-
ваемых звездами сравнения, относительно которых можно
по разным признакам быть уверенным, что они находятся
значительно дальше нашей звезды. В течение нескольких
лет фотографируют участок неба, содержащий все эти
звезды, а затем на полученных фотопластинках при по-
мощи точного измерительного прибора измеряют неболь-
шие смещения звезды относительно звезд сравнения. По
амплитуде этого смещения, величина которого обратно
пропорциональна расстоянию, вычисляют и само рас-
стояние. При этом в результаты вводят небольшую по-
правку на то, что звезды сравнения не бесконечно далеки
от нас, а расположены на некотором, хотя и очень боль-
шом расстоянии. Годичные угловые смещения звезд очень
невелики и обычно составляют очень малые доли дуговой
секунды. На фотографиях они составляют микроны и доли
микрона. По независимым определениям этим способом
на двух-трех обсерваториях в среднем получаются вполне
надежные результаты.
Приводим список ближайших к Солнцу И звезд (табл.1):
Таблица 1
Название звезды Расстояние Примечания
в пар- секах в свет, годах
Альфа Центавра 1,32 4,3 Тройная
Звезда Барнарда 1,83 6,0
UV Кита 2,44 8,0 Двойная и переменная
Вольф 359 2,48 8,1
Лаланд 21185 2,58 8,4
Сириус 2,66 8,7 Двойная
Росс 154 2,86 9,3
Росс 248 3,14 10,2
Звезда Люйтена 3,24 10,5
Эпсилон Эридана .... 3,28 10,7
61 Лебедя 3,34 10,9 Двойная
13
Были разработаны также и другие, несравненно более
быстрые способы, к которым мы еще вернемся. Но все
же старый, классический способ далеко еще не потерял
своего значения и служит основой для некоторых новых.
В настоящее время надежно установлены расстояния
около 5000 звезд и примерно для 100 000 звезд они изве-
стны приближенно.
На рис. 1 представлены ближайшие окрестности Солн-
ца. Размеры кружков, изображающих звезды, весьма
приблизительно передают размеры звезд и совершенно
не соответствуют расстояниям между ними; для правиль-
ного соотношения нужно было бы сделать рисунок вели-
чиной в несколько десятков километров. На рис. 1 нане-
сены все известные звезды до расстояния в 4 парсека
(13 световых лет) и лишь для несколько более далекой
яркой звезды Альтаир сделано исключение.
5. ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД
Звезды не остаются неподвижными в пространстве,
а обладают движениями относительно друг друга с опре-
деленными скоростями. Скорости этого движения звезд
(так называемые индивидуальные, или пекулиарные, дви-
жения звезд) измеряются обычно десятками километров
в секунду и лишь в редких случаях доходят до сотен кило-
метров в секунду. По сравнению с размерами звезд эти
скорости не так уж велики, как кажется на первый взгляд.
Солнце, например, движется относительно многих дру-
гих звезд со скоростью 20 километров в секунду. Таким
образом, оно проходит расстояние, равное своему диа-
метру, примерно в сутки. Такую скорость трудно назвать
огромной, как это часто пишут в популярных книгах.
Все это говорит одновременно и о быстроте и о медлен-
ности звездных движений, а также о грандиозности раз-
меров звезд. Наглядное представление об этих величинах
дает следующее сравнение. Вообразим две движущиеся
вишни, одна из которых находится в Москве, а другая
в Курске или Ленинграде; каждая из них пусть проходит
в сутки расстояние, равное своему диаметру. Такова
модель средних межзвездных расстояний, относительных
14
скоростей и диаметров типичных звезд, вроде нашего
Солнца. Мы видим, как огромны межзвездные расстоя-
ния, как медленно они изменяются и как ничтожно мала
вероятность встречи, а тем более столкновения двух звезд.
Движение какой-нибудь звезды в пространстве отно-
сительно Солнца может быть разложено на две составляю-
щие по лучу зрения и перпендикулярно к нему (рис. 2).
Первая из них измеряется на фотографиях звездных
спектров непосредственно в километрах в секунду. Она
называется лучевой скоростью и обозначается Vr. Если
звезда приближается к нам, то лучевой скорости припи-
сывается знак минус, а если удаляется, то знак плюс.
Рис. 2
Составляющая, перпендикулярная лучу зрения, назы-
вается тангенциальной скоростью и обозначается Vt. Непо-
средственному измерению она не доступна, но можно
определить угол р, под которым видно тангенциальное
смещение. Это угловое смещение, единицей времени для
которого служит год, называется годичным собственным
движением звезды, или просто собственным движением.
Следствием того, что звезды имеют собственные движения,
и является то, что с течением времени видимое располо-
жение звезд на небе медленно меняется.
Лишь у немногих звезд собственные движения пре-
вышают одну секунду дуги (1") в год; у большинства
звезд эта величина меньше 0",01. Обычно требуются на-
блюдения по крайней мере в течение нескольких десятков
лет для того, чтобы собственные движения звезд можно
было обнаружить и измерить с достаточной точностью.
Полученные из наблюдений угловые смещения делятся
на промежуток времени, выраженный в годах, в резуль-
тате чего и получаются годичные собственные движения.
Наибольшее собственное движение — у так называемой
15
звезды Барнарда: оно составляет 10" в год. В табл. 2
приведены десять звезд, имеющих самые большие из
известных собственных движений.
Таблица 2
Название звезды Собств. движение Расстояние, парсеков Скорость, км/сек
лучевая танген- циальная
Звезда Барнарда 10",27 1,83 —111 89
Звезда Каптейна 8,75 3,81 +242 158
Грумбридж 1830 7,04 9,17 — 98 306
Лакайль 9352 6,91 3,60 + 10 118
Кордова 32416 6,11 4,50 + 24 130
Росс 619 5,40 6,49 — 35 166
61 Лебедя 5,21 3,34 — 64 83
Лаланд 21185 4,77 2,58 — 87 58
Эпсилон Индейца 4,69 3,47 — 40 77
Вольф 359 4,67 2,48 +130 57
Читатель должен иметь в виду, что в этой таблице
лучевые и тангенциальные скорости больше средних.
Легко понять причину этого: в таблице приведены самые
быстродвижущиеся звезды (в смысле величины их соб-
ственных движений). Обычно скорости звезд не превы-
шают 50 км/сек, составляя в среднем около 30 км/сек.
Чтобы найти тангенциальную скорость, нужно знать
расстояние до звезды и собственное движение. Тогда
можно решить треугольник рис. 2 и определить танген-
циальную скорость. Определив ее и зная лучевую ско-
рость, можно, пользуясь теоремой Пифагора, определить
и полную пространственную скорость V звезды относи-
тельно Солнца.
Движения звезд показывают определенные законо-
мерности, из которых выведено заключение, что наша
звездная система — Галактика — находится в состоянии
вращения. Подробнее об этом будет рассказано в § 20.
16
в. БЛЕСК ЗВЕЗД
Блеск звезд есть мера освещенности, вызываемой звез-
дами на Земле. Этому блеску соответствуют так называе-
мые звездные величины. Нужно подчеркнуть, что звездные
величины не имеют ничего общего с размерами звезд.
Происхождение этого названия, введенного в астрономию
около 2000 лет назад и сохранившегося по традиции до
настоящего времени, несомненно обязано тому, что в
древности более яркие звезды считались большими по
размерам, чем слабые. Самые яркие звезды были отне-
сены к 1-й звездной величине, затем идут звезды 2, 3-й
и т. д. звездных величин, вплоть до 6-й, соответствующей
самым слабым звездам, видимым невооруженным глазом
в безлунную, темную ночь. В бинокль видны звезды до
8-й и даже до 9-й величины, а в более сильные трубы —
и более слабые звезды, вплоть до 16-й величины. На фото-
графической пластинке при помощи самых мощных теле-
скопов при экспозиции в несколько часов выходят на
пределе видимости звезды 23-й звездной величины.
Звезды каждой следующей величины в 2,5 (точнее —
в 2,512) раза слабее звезд предыдущей величины. Таким
образом, звезды 4-й величины в 2,5 раза слабее звезд
3-й величины, а звезды 5-й величины в 2,5x2,5=6,25
раза слабее звезд 3-й величины и т. д. В конце XIX века,
по предложению Погсона, согласились считать это отно-
шение блеска двух звезд соседних звездных величин
равным числу 2,512, десятичный логарифм которого равен
точно 0,4. Таким образом, современное определение звезд-
ной величины формулируется так: звезды различаются
между собою ровно на одну звездную величину, когда
их блеск находится в отношении 2,512. Следовательно,
если обозначить через Ех и блеск двух звезд, а через
т1 и т2 их звездные величины, то основной формулой,
связывающей блеск и звездную величину, будет
или
= 2,512т'~т',
Ег
log = (нг8 - nzj 0,4,
2 Мир звезд
17
или
ma — mr = 2,5 log
Порядок индексов 1 и 2 для Е и т различен, потому
что при переходе к звездам, блеск которых больше,
звездная величина выражается меньшим числом. Правило
Погсона позволило точно определять звездные величины
измерительными приборами (фотометрами), а не ограни-
чиваться простыми оценками на-глаз, как поступали
раньше. Точные измерения с фотометрами и применение
правила Погсона и позволило расширить шкалу звезд-
ных величин за 6-ю величину, а также в область отрица-
тельных величин. А поскольку с увеличением блеска,
как мы видели, число, изображающее звездную величину,
уменьшается, то отсюда и получаются отрицательные
звездные величины. Так, звездная величина каждой из
самых ярких звезд северного полушария — Веги, Арк-
тура и Капеллы — составляет 0,2. Звездная величина
Сириуса составляет —1,6 (это самая яркая звезда на
небе, звезда с наибольшим блеском). Из планет Марс
и Юпитер достигают иногда по блеску —2 звездной вели-
чины, а планета Венера в наибольшем блеске светит как
звезда —4 величины.
Можно говорить о звездной величине Луны и Солнца.
В первой или последней четверти блеск Луны соответ-
ствует —9 величине, а в полнолуние —12,7 величине.
Звездная величина Солнца составляет —26,7 (опреде-
ления Е. К. Никоновой, Крымская астрофизическая обсер-
ватория, 1949). По приведенным выше формулам легко
подсчитать, что Солнце ярче звезды 6-й величины в
(2,512)33 = 1013 раз. Здесь число 33 есть разность
соответствующих звездных величин. Таким же образом не-
трудно найти, что Солнце ярче самых слабых из известных
сейчас звезд 23-й звездной величины в 1020 раз.
Приведем еще несколько примеров. На расстоянии
одного метра блеск международной свечи, которой изме-
ряют силу света электроламп, равен —14-й звездной вели-
чине. На расстоянии в один километр ее звездная вели-
чина есть 1-я, а на расстоянии 10 километров звездная
величина будет 6-я, то есть невооруженный глаз едва
заметит ее.
18
Точность определения звездных величин современ-
ными фотометрами составляет около 0,08 звездной вели-
чины у обыкновенных фотометров, в которых блеск
звезд уравнивается глазом с блеском искусственной звезды,
и 0,005 величины у фотоэлектрических фотометров, осно-
ванных на принципе измерения силы фотоэлектрического
тока, получающегося от освещения фотоэлемента.
На фотографиях звезды получаются в виде кружочков,
причем их диаметр и чернота па негативах тем больше,
чем больше блеск звезды. Но две звезды с разностью
блеска, например, в одну звездную величину не всегда
дадут ту же разность на фотографической пластинке.
Это происходит вследствие того, что глаз и пластинка
по-разному воспринимают цвета. Так, если две звезды
кажутся глазу одинаковыми по блеску, но одна из них,
например, желтая, а другая белая, то на фотографиче-
ской пластинке с обыкновенной эмульсией первая звез-
да получится слабее примерно на половину звездной
величины, а если первая звезда — красная, то даже на
полторы звездных величины слабее, чем вторая звез-
да. Поэтому различают звездные величины фотогра-
фические (по фотографиям) и визуальные (по наблюде-
ниям глазом). Для обоих родов звездных величин
установлено общее начало счета, а именно принимают,
что у белых звезд фотографические звездные величины
равны визуальным.
Показателем цвета называют разность между фото-
графической и визуальной звездными величинами. Из
предыдущего ясно, что красные и желтые звезды имеют
положительный показатель цвета. Показатели цвета пред-
ставляют более точную характеристику цвета, чем сло-
весные описания его. Числовые значения показателей
цвета для звезд различных цветов приведены в § 8.
7. СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД
Хотя нам звезды и кажутся очень слабыми, но в дей-
ствительности они очень ярки; многие из них не только
не уступают Солнцу, но даже излучают во много раз
больше света, чем Солнце. Зная расстояние до какой-
нибудь звезды и ее видимую звездную величину, можно
2*
19
вычислить, каков был бы блеск, если бы звезда находи-
лась на расстоянии Солнца. Отношение такого блес-
ка к блеску Солнца называется светимостью звезды,
или ее силой света, и обозначается буквой L. Таким
образом, светимость звезды показывает, во сколько раз
эта звезда в действительности ярче Солнца (или слабее
его).
Представим себе, что все звезды находятся от нас на
однохм и том же расстоянии, а именно на расстоянии 10
парсеков. В таком случае звездные величины звезд непо-
средственно характеризовали бы их светимость. Звезд-
ные величины, приведенные к стандартному расстоянию
в 10 парсеков, называются абсолютными звездными вели-
чинами М. По видимой звездной величине т и расстоянию
в г парсеков можно вычислить абсолютную звездную вели-
чину по формуле: М = т + 5 — 5 log г.
Приведем пример. Сириус находится от нас на рас-
стоянии 2,66 парсека и имеет видимую звездную вели-
чину —1,6. На расстоянии в 10 парсеков его звездная
величина равнялась бы: —1,6+5—5 х0,424=+1,3. Это
и есть абсолютная звездная величина Сириуса. Абсолют-
ная звездная величина Солнца равняется +4,8. Следо-
вательно, Сириус в 25 раз ярче Солнца, то есть его свети-
мость: L — 25.
Светимости звезд крайне разнообразны. У звезд
Ригель и Денеб они составляют около 10 000, а свети-
мость звезды S в созвездии Золотой Рыбки (эта звезда
видна лишь в телескоп в южном полушарии неба) состав-
ляет 400 000. Слабейшая из известных звезд — спутник
звезды Вольф 1055. Расстояние этой звезды от нас 5,85
парсека, видимая (визуальная) звездная величина равна
18,0, так что абсолютная визуальная звездная величина
равна 19,2. Таким образом, светимость этой звезды в
600 000 раз слабее светимости Солнца. Если представить
Солнце международной свечой, то S Золотой Рыбки будет
соперничать с мощным авиационным прожектором, в то
время как спутник звезды Вольф 1055 окажется вроде
светлячка.
Представим себе, что на место Солнца помести-
лась S Золотой Рыбки. Тогда ее звездная величина
равнялась бы—41. а температура на Земле поднялась
20
бы до нескольких тысяч градусов. Но если бы на место
Солнца поместилась звезда — спутник Вольф 1055, то
ее видимая звездная величина была бы равна всего —14,
то есть близкой к звездной величине Луны в полнолу-
ние. И даже на экваторе мы получали бы от этой звезды
так же мало тепла, как от костра на расстоянии в несколь-
ко километров.
Мы видим, что Солнце занимает по своей светимости
примерно среднее положение между своими сотовари-
щами-звездами: S Золотой Рыбки обладает примерно во
столько же раз большей светимостью, чем Солнце, во
сколько раз Солнце превосходит по светимости спутник
Вольф 1055.
Расстояния до звезд во многих случаях можно опре-
делять более простым и несравненно более быстрым спо-
собом, чем измерения годичных смещений звезд. Он
состоит в том. что по интенсивности некоторых спектраль-
ных линий в спектрах звезд астрономы научились опре-
делять абсолютные величины звезд. Поэтому расстояния
до таких звезд можно просто найти по недавно приводив-
шейся формуле М — т 4- 5—5 log г.
Вряд ли будут открыты звезды, обладающие много
большей светимостью, чем S Золотой Рыбки. Звезды же,
значительно более слабые, чем спутник Вольф 1055,
наверное будут впоследствии обнаружены. Кроме того,
нужно подчеркнуть, что до светимости примерно 0,0001
звезд тем больше, чем светимость их меньше. Есть осно-
вания предполагать, что, начиная с этой светимости и
ниже, число звезд начинает уменьшаться. Во всяком слу-
чае звезд с меньшими светимостями, чем солнечная, во
много раз больше, чем звезд с большими светимостями.
Особенно редки звезды с огромными светимостями, вроде
S Золотой Рыбки. Они встречаются не чаще, чем одна
на миллиард. В табл. 3 приведено число N звезд различ-
ных фотографических абсолютных звездных величин М
в миллионе кубических парсеков в окрестностях Солнца
(то есть в кубе с ребром в 100 парсеков).
Ненадежно установленные числа заключены в скобки.
Мы видим, что звезды 4-14 или 4-15 абсолютной фото-
графической величины встречаются в миллион раз чаще,
чем звезды —6 абсолютной величины.
21
Таблица 3
м N м N Ж N м N
—6 0,013 +1 220 + 8 2880 +15 11000
—5 0,12 +2 590 + 9 3090 +16 9550
—4 0,45 +3 720 +ю 4360 +17 7410
—3 1,8 +4 1550 +11 6460 +18 4570
—2 5,6 +5 2240 +12 9330 +19 (1900)
—1 11,8 +6 3090 +13 10000 +20 (380)
0 48 +7 3390 +14 11000 +21 (80)
8. СПЕКТРЫ И ТЕМПЕРАТУРЫ ЗВЕЗД
Мы рассмотрели несколько звездных характеристик,
то есть величин, с той или иной стороны характеризую-
щих звезды. Следующей важной характеристикой яв-
ляется спектр звезд, а также тесно с ним связанная тем-
пература поверхности звезд. Эти характеристики, в свою
очередь, тесно связаны с цветом звезд, о котором мы не-
много говорили в конце § 6.
Мы будем предполагать известными основные сведе-
ния о спектрах, а тем читателям, которые хотели бы об
этом вспомнить, рекомендуем обратиться к книжке
А. Г. Масевич «Источники энергии Солнца и звезд» (изд.
АН СССР, 1949 г.). Важно подчеркнуть, что спектры звезд
являются источниками многих весьма существенных све-
дений о звездах. В сущности, все наши сведения о физике
звезд произошли от изучения их спектров.
Спектры звезд различных цветов различны. Их под-
разделяют на несколько типов, которые обозначают раз-
личными латинскими буквами. Около 99 процентов звезд
дают спектры следующих типов.
О — в спектре присутствуют темные, а иногда и свет-
лые линии на фоне непрерывного спектра. Основные
линии принадлежат водороду и гелию. Линии металлов
отсутствуют. Пример: звезда Ламбда Цефея. Звезды этого
типа встречаются редко: те из них, в спектре которых
22
имеются светлые линии и даже светлые полосы, назы-
ваются звездами типа Вольф-Райе.
В — линии поглощения гелия и водорода. Слабые
и немногочисленные линии металлов. Пример: Спика
(Альфа Девы) и Гамма Ориона.
А — линии поглощения водорода очень интенсивны.
Имеются многочисленные, но слабые линии поглощения
металлов. Пример: Сириус и Вега.
F — линии поглощения водорода слабее, чем в типе
А, а линии металлов, наоборот, интенсивнее. Пример:
Процион.
G — весьма многочисленные линии поглощения метал-
лов, среди которых линии водорода уже не выделяются.
Пример: Солнце, Капелла.
К — по сравнению с типом G линии металлов уси-
лены, а линии водорода ослаблены. Пример: Арктур,
Альдебаран.
М — много линий поглощения железа. Интенсивны
полосы поглощения химических соединений, особенно
окиси титана. Пример: Бетельгейзе и Антарес.
N — спектр похож на тип М, но, вместо полос по-
глощения окиси титана, имеются полосы поглощения угле-
родных соединений. Пример: 19 Рыб.
Звезды спектральных типов О, В, А — белые, F и G —
желтые, К — оранжевые, М и N — красные.
Температура поверхностей звезд определяется по их
спектрам. Но даже просто по цвету видно, поверхность
какой звезды горячее, а какой холоднее. В самом деле,
если какое-нибудь тело нагрето, например, до красного
каления, то это означает, что оно испускает красных
лучей больше, чем каких-либо других, видимых челове-
ческому глазу, в силу чего оно и кажется красным. На-
гретое же добела тело горячее; оно испускает уже не только
красные лучи, но и многие другие из числа видимых
человеческим глазом. Поэтому мы можем сказать, что
белые звезды имеют более горячую поверхность, чем крас-
ные. Изучая же спектр звезды, в котором все цвета рас-
положены в непрерывной последовательности, мы можем
точно установить, какие из них преобладают, и отсюда
определить температуру поверхности звезды. Металлурги
определяют температуру металла в печах, в сущности,
23
таким же способом, каким астрономы определяют темпе-
ратуру звездных поверхностей. При температурах, пре-
восходящих несколько сотен градусов применение тер-
мометров становится невозможным, вследствие чего
металлурги, как и астрономы, пользуются для определения
температур законами излучения нагретых тел. При таком
методе безразлично, где находится тело, температура
которого измеряется, в нескольких метрах или в милли-
ардах километров от нас; важно лишь, чтобы до прибо-
ров доходил свет. Таким образом, определения и метал-
лургов и астрономов имеют примерно одинаковую
степень надежности. Астрономы начали определять тем-
пературы небесных тел несколько раньше, чем металлурги.
Это нашло свое отражение в том, что в учебниках пиро-
метрии (так называется определение высоких температур),
предназначенных в значительной степени для металлур-
гов, много места уделено астрономическим определениям
температур и их истории.
В физике выводится следующая зависимость интен-
сивности излучения Е для различных длин волн X от тем-
пературы Т, считаемой от —273° С (такая температура
называется абсолютной, и всюду в этой книжке приво-
дятся абсолютные температуры):
с,
Е = С1Х-5 (ехт- I)"1.
Это выражение называется формулой Планка. В ней
в — основание натуральных логарифмов (2,718), q и са —
постоянные. Если длины волн измерять микронами, то
е2 = 14 320. Формула Планка применима лишь к так
называемым абсолютно черным телам. Абсолютно чер-
ным телом называется такое идеальное тело, которое
способно поглощать все падающие на него лучи, а если
оно накалено и излучает, то оно способно излучать наи-
большим образом. Сажа довольно близка к абсолютно
черному телу. Практически ближе всего к абсолютно
черному телу подходит маленькое отверстие наружу из
какой-нибудь полости. Звезды при своих излучениях
довольно близко подходят к абсолютно черным телам,
так что в большинстве случаев температура, определяемая
24
тем или иным способом по формуле Плавка, хорошо
соответствует действительности. Эти определения произ-
водятся различными способами. Например, по формуле
Планка можно вычислить, как распределяется излучение
в спектре звезд по различным длинам волн при различных
температурах. Сравнивая вычисленные распределения с
наблюденным, можно определить температуру. Прибли-
женно температуру можно оценить по показателям цвета,
а также по наличию или отсутствию в спектрах звезд
тех или иных линий.
Температуры поверхностей звезд менее разнообразны,
чем их светимости. Обычно поверхностные температуры
заключаются в пределах от 25 000° (белые звезды) до 3000°
(красные звезды). Солнце — желтая звезда с температурой
поверхности около 6000°, так что и здесь она занимает
среднее положение среди других звезд. Встречаются
звезды с поверхностными температурами до 100 000°.
Это — ядра планетарных туманностей, о которых речь
будет итти дальше. С другой стороны, существуют звезды,
поверхностная температура которых близка к 1000°. Они
были обнаружены сравнительно недавно на фотографиях,
полученных в инфракрасных лучах. Эти звезды можно
назвать инфракрасными, так как почти все излучение
их состоит из инфракрасных лучей.
Так же как в случае светимостей, можно сказать, что
много более горячие звезды, чем ядра планетарных ту-
манностей, вряд ли будут обнаружены. С другой стороны,
весьма вероятно открытие звезд более холодных, чем те,
о которых сейчас шла речь. Одной из интереснейших
задач будущего явится, несомненно, разрешение следую-
щего вопроса: где — при каких светимостях, температу-
рах и других характеристиках — нижняя граница того,
что мы называем звездой? По некоторым соображениям,
эта граница, повидимому, должна существовать. Такие,
«граничные» звезды, несомненно, будут обнаружены ис-
следованиями в инфракрасных лучах.
Средняя зависимость между спектральным типом, по-
верхностной температурой и показателем цвета дается
в табл. 4 (столбец «болометрическая поправка» будет
объяснен ниже; объяснение слов «карлики» и «гиганты»
будет дано в § 10).
25
Таблица 4
Спектральный тип Г, °C Показа- тель цвета Боло- метриче- ская поправка
в 25 000 —0,4 —2,7
А 11000 0,0 -0,7
F 7 500 +0,3 —0,1
G 6 000 +0,6 —0,1
К карлики 4 500 +0,9 —0,2
М 3 600 +1,3 —1,4
G 5 200 +0,7 —0,2
К 4 200 +1,0 -0,5
М гиганты 3 400 +1,5 —1,6
N 2 500 +2,5 —5,0
Очень важно понятие болометрических звездных вели-
чин. До сих пор мы рассматривали блеск и звездные
величины такими, какими они представляются челове-
ческому глазу и нормальной фотопластинке (визуальные
и фотографические звездные величины). Но глаз может
ощущать излучение лишь в узком интервале длин волн,
примерно от фиолетового (0,40 р) до красного (0,76 р.),
с максимальной чувствительностью к зеленым и желтым
лучам (0,55 р.). Излучение в других длинах волн не ощу-
щается человеческим глазом. Область чувствительности
фотографической пластинки (нормальной, не очувствлен-
ной к желтым и красным лучам) сдвинута сравнительно
с глазом к синим лучам (максимальная чувствительность
0,43 р.), благодаря чему на фотопластинке желтые и крас-
ные звезды выходят слабее белых (§6). В табл. 4 это нашло
отражение в росте показателей цвета по мере уменьшения
температуры, а показатели цвета, как мы знаем, пред-
ставляют разность фотографических и визуальных звезд-
ных величин.
Полное излучение звезд — это излучение во всех дли-
нах волн. Вместо глаза в фокусе телескопа можно устано-
вить приемник, одинаково реагирующий на излучение
26
самых разнообразных длин волн, что дает возможность
измерять общее количество излучения, доходящего к нам
от звезд. Это можно осуществить, например, помещением
в фокусе телескопа термоэлемента, иначе называемого
радиометром, состоящего из спая двух металлов; излу-
чение любой длины волны вызывает в нем ток, измеряе-
мый чувствительным гальванометром. Однако и получае-
мые таким образом радиометрические звездные величины
не вполне характеризуют общее излучение звезд, так как
крайние фиолетовые и ультрафиолетовые лучи и значи-
тельные участки инфракрасных, задерживаясь земной
атмосферой, не попадают на спай термоэлемента. Вводя
на это поправку, получают болометрические звездные
величины', они показывают общее излучение звезд во
всех длинах волн и не зависят ни от ограничивающих
свойств аппарата, воспринимающего излучение (глаз,
фотопластинка), ни от поглощающих свойств земной атмо-
сферы. Как и для визуальных и фотографических звезд-
ных величин, разница в одну болометрическую звездную
величину соответствует отношению полных болометри-
ческих блесков 1 : 2,512.
Вместо наблюдений при помощи термоэлемента можно,
чтобы получить болометрическую звездную величину rrp,
к визуальной звездной величине т,; прибавить поправку
ть — т„. Эта поправка, называемая болометрической,
зависит только от температуры звезды. Но для практи-
ческих целей ее лучше дать в зависимости от спектраль-
ного типа, что и сделано в последнем столбце приведен-
ной таблицы.
Мы видим, что болометрические поправки всюду от-
рицательны, то есть болометрические звездные величины
всегда изображаются меньшими числами, чем визуаль-
ные. Это и понятно, так как болометрический блеск всегда
больше визуального. Лишь для желтых звезд болометри-
ческие поправки близки к нулю, так как почти все излу-
чение таких звезд приходится на участки спектра, хорошо
воспринимаемые человеческим глазом. Как отметил акад.
С. И. Вавилов, это происходит оттого, что чувствитель-
ность человеческого глаза более всего приспособилась
к излучению желтой звезды — Солнца (С. И. Вавилов,
«Солнце и глаз». Изд. 5-е, АН СССР, 1950, стр. 122).
27
Введение болометрических звездных величин во мно-
гих случаях совершенно изменяет обычный порядок блес-
ка звезд, как мы их видим на небе. Так, самой яркой
звездой в визуальных и фотографических лучаях яв-
ляется Сириус. Если бы наш глаз был способен воспри-
нимать в одинаковой мере излучения во всех длинах волн,
то первые два места по блеску заняли бы Бетельгейзе
(Альфа Ориона) и Антарес (Альфа Скорпиона), так как
излучение их является главным образом инфракрасным;
Сириус занял бы лишь третье место. Таким был бы вид
звездного неба для наблюдателя с «болометрическими»
глазами, находящегося, например, на Луне, которая,
как известно, почти совсем лишена атмосферы.
Зная болометрическую звездную величину ть и рас-
стояние до звезды г в парсеках, можно вычислить абсо-
лютную болометрическую звездную величину Мь по фор-
муле, аналогичной приведенной в § 7:
Мь = тъ + 5 — 5 log г.
Абсолютная болометрическая звездная величина (или
болометрическая светимость Ль, аналогичная обычной,
визуальной светимости L) характеризует полнее излу-
чение звезды во всех участках спектра по сравнению с
болометрической светимостью Солнца, принятой за еди-
ницу. Она имеет весьма большое значение в современных
исследованиях строения звезд.
9. РАДИУСЫ, МАССЫ И ПЛОТНОСТИ ЗВЕЗД
Звездные радиусы почти столь же разнообразны,
как и светимости. Лишь у десятка звезд при помощи
особого прибора — интерферометра — удалось измерить
угловые радиусы, то есть углы, под которыми с Земли
видны радиусы звезд. Все эти угловые радиусы ока-
зались очень малыми, не свыше нескольких сотых
долей дуговой секунды. Поэтому даже в самые большие
телескопы звезды представляются точками. У нескольких
сотен двойных звезд особого класса (так называемых за-
тменных двойных звезд, о которых речь будет в § 15) также
можно определить радиусы. Все эти определения очень
28
хорошо согласуются со значениями радиусов, вычислен-
ными теоретически по известной светимости и поверх-
ностной температуре звезды (о том, как это делается, будет
рассказано в § 10). Это дает полную уверенность в том,
что радиус каждой звезды действительно может быть вы-
числен с достаточной точностью и что это вычисленное
значение будет недалеким от истинного.
По своим размерам Солнце занимает опять-таки про-
межуточное положение между другими звездами. Примем
радиус Солнца (он равен 695 500 километрам) за единицу.
Тогда радиус наименьшей из всех известных звезд —
звезды Вольф 457 — будет составлять 0,001; он почти
в десять раз меньше земного радиуса, равного 0,009 в тех
же единицах. Весьма вероятно, что впоследствии будут
найдены звезды с еще более маленькими радиусами. Ра-
диус же самой большой из известных звезд — затменной
двойной VV в созвездии Цефея — составляет 2300. Внутри
этой огромной звезды могла бы поместиться солнечная
система до орбиты Сатурна включительно. А орбита эта
почти в 10 раз больше земной орбиты. Тем не менее нельзя
поручиться, что впоследствии не будут обнаружены еще
большие звезды.
Выше (§ 5) мы сравнивали типичные звезды с вишнями.
Если изобразить Солнце вишней, то наименьшую из
известных звезд пришлось бы изобразить маленькой
пылинкой диаметром в 1/65 миллиметра, диаметр же
самой большой оказался бы равным 35 метрам.
Цефея является представителем звезд, которых назы-
вают красными сверхгигантами. Их отличительная черта —
большой радиус и очень малая плотность. Их огромную
разреженность можно пояснить следующим сравнением.
Средняя плотность VV Цефея в 250 000 раз меньше плот-
ности воздуха у земной поверхности и составляет около
10~8 плотности воды. Одним выдохом легких мы могли
бы наполнить большой, совершенно пустой зал воздухом
такой плотности. Звезда же Вольф 457 — представитель
крайне плотных звезд, белых карликов. По плотности
звезда Вольф 457 в миллиард раз превышает Солнце,
или, что примерно то же, воду, так как плотность Солнца
всего в 1,4 раза больше плотности воды. Мы видим, что
и по плотности Солнце занимает примерно среднее место
29
среди звезд, так как большинство их имеет плотности
порядка плотности воды.
Хорошее представление о типичном белом карлике
можно получить, если вообразить, что Солнце сжалось
до размеров Земли. Что же касается звезды Вольф 457,
то обыкновенная спичечная коробка, наполненная веще-
ством этой звезды, весила бы 20 000 тонн. В белых кар-
ликах атомы почти лишены электронов и атомные ядра
почти соприкасаются друг с другом. Если бы они совсем
соприкасались и были бы хорошо «утрамбованы», то
плотность такой материи составила бы 1013. Это, вероятно,
верхний предел звездных плотностей, которого, надо
думать, никогда не достигают реальные звезды. Нижний
же предел определить очень трудно, может быть, он около
10“10, а может быть, и 10"12 и вряд ли меньше, так как еще
более разреженная звезда была бы уже не звездой, а рас-
сеянной материей, о которой будет речь в § 18. В лабора-
ториях пока невозможно доводить материю до указанной
крайней плотности и разреженности, как у звезд. В подоб-
ных состояниях материю можно изучать только в звез-
дах. Отсюда видно большое значение астрономии в ис-
следовании строения материи.
Массы звезд не столь разнообразны, как светимости,
радиусы и плотности. У самых массивных звезд масса
всего в несколько десятков раз больше солнечной массы,
а у самых «легких» звезд масса всего в 5—10 раз меньше
солнечной. Таким образом, и по массе солнце занимает
среди звезд некоторое среднее положение. Это и неудиви-
тельно, так как массы, радиусы и плотности звезд свя-
заны между собою (см. § 10). Способы определения масс
звезд рассматриваются ниже, в §§ 13—15,
При рассмотрении масс мы намеренно оставили в сто-
роне слабые спутники звезд, открытые в 1938 г. Хольм-
бергом. Они были обнаружены по притягательному дей-
ствию, оказываемому ими на главные звезды. Непосред-
ственно в телескопы их не видно по причине их близости
к главным звездам и их, надо думать, малой светимости,
так что блеск их теряется в блеске главной звезды. Еще
не вполне ясно, звезды ли это, то есть самосветящиеся
газовые шары, или же это большие планеты, обращаю-
щиеся вокруг звезд и светящиеся только отраженным
30
светом их. Массы этих небесных тел заключены в преде-
лах 0,1—0,002 солнечной массы. Напомним, что из пла-
нет солнечной системы наибольшую массу имеет Юпи-
тер; она составляет 0,001 солнечной.
10. ДИАГРАММА ТЕМПЕРАТУРА - СВЕТИМОСТЬ
Все основные характеристики звезд — температуру и
спектральный класс, абсолютную величину и светимость,
радиус, массу и плотность, а также и некоторые другие —
особенно удобно рассматривать и даже определять (если
не требуется особой точности) на диаграмме температура —
светимость. Будем откладывать по оси абсцисс (рис. 3)
спектральный тип (Sp), а по оси ординат — визуальные
абсолютные величины М. Координаты Солнца на этой
диаграмме будут Sp = G3 и М — + 4,8. Еще в 1913 г.
Рэсселл, сделав такое построение и нанеся точками на
диаграмму известные тогда абсолютные величины звезд,
обнаружил, что звезды располагаются на диаграмме не
беспорядочно, а главным образом вдоль полос АВ и CD.
Звезды, принадлежащие к полосе АВ, называются звез-
дами главной последовательности, причем те, которые
лежат на нижней половине этой полосы, называются
звездами-карликами; располагающиеся же вдоль полосы
CD называются звездами-гигантами, а самая полоса —
ветвью гигантов. В 1949 г. автор этой книги обнаружил,
что, по многим данным, следует считать, что полосу глав-
ной последовательности следует считать состоящей из
двух частей — одной от звезд спектрального типа от
О до G и другой— otG до М. Мы будем обозначать эти две
части цифрами I и II.
Очень многие звезды принадлежат к этим двум после-
довательностям. Однако существуют звезды и других после-
довательностей. Успехи астрономии за последние годы
дают следующую картину. Имеются две ветви сверх-
гигантов EF и GH, причем вторая из них соответствует
переменным звездам — цефеидам, о которых будет сказано
в § И. Далее, имеется сравнительно редко встречающееся
подразделение субгигантов JK. Вдоль линии ОР тянется
бело-голубая последовательность, обнаруженная в 1947 г.
31
Рис. 3
Б. А. Воронцовым-Вельяминовым; в ее состав входят весьма
горячие белые и бело-голубые звезды, в частности принад-
лежащие к новым звездам (§ 12) и ядрам планетарных
туманностей (§ 18), а также к звездам типа Вольф-Райе.
Звезды, попадаклцие в область L, называются белыми
карликами, о которых мы уже говорили в конце § 9.
Они известны уже около 25 лет. За последние 12 лет от-
крыты еще субкарлики, причем пишущий эти строки нашел
в 1945 г., что они занимают на диаграмме определенную
последовательность MN. Кроме того, известны уже еди-
ничные звезды, располагающиеся правее области L, но
под последовательностью МN субкарликов. Это — жел-
тые и красные аналоги белых карликов, которым еще
нужно дать какое-либо подходящее название. Ведь нельзя
же следовать странному примеру некоторых зарубеж-
ных астрономов, которые называют их «желтыми белыми
карликами» и «красными белыми карликами»!
Очень важна также другая диаграмма, подобная
только что рассмотренной, но отличающаяся от нее в двух
отношениях. На оси абсцисс откладываются не спектраль-
ные типы, а логарифмы поверхностных температур
(log Т), а на оси ординат — не визуальные, а болометриче-
ские абсолютные величины (Мь). На этой диаграмме тем-
пература — светимость (рис. 4) Солнце показано его обыч-
ным условным обозначением, то есть точкой с кружочком;
для Солнца log Т = 3,78 и Мь = + 4,7. Все звездные
последовательности обозначены на рис. 4 теми же
буквами, что и на рис. 3. Кроме значений log Т, под
осью абсцисс указаны и соответствующие спектраль-
ные типы.
Диаграмма светимость — спектр служит, можно ска-
зать, ключом к определению многих звездных характери-
стик. Так, например, по ней легко определять радиусы
звезд. Принимая, что звезды излучают подобно абсолютно
черным телам (а для подавляющего большинства звезд
это близко к действительности), мы можем применить
к ним закон Стефана — Больцмана. Согласно этому за-
кону, полное (то есть во всех длинах волн, болометриче-
ское) количество энергии, излучаемое каждой квадратной
единицей поверхности абсолютно черного тела, пропор-
ционально четвертой степени абсолютной температуры.
3 Мир звезд 33
ЛбсолютнЬ/е боложетрические беличинб/.
~0S в'о ~ei ЛО Кб FO , G0> КО Йо ГигантЬ
00 КО КО К5 Карлики
Спектралбн/ме типЬ/
Рис. 4
А так как вся поверхность звезды составляет 4тг R2, где
R — радиус звезды, то болометрическая светимость
должна быть пропорциональна R2T*. Написав аналогич-
ное выражение для болометрической светимости Солнца
(RoTo), которая, как мы знаем, принимается за единицу,
и разделив первое выражение на второе, получим следую-
щее выражение для болометрической светимости звезды:
Условимся теперь выражать радиусы всех звезд в
единицах солнечного радиуса, то есть примем 7?0=1.
Тогда, логарифмируя только что приведенное выра-
жение и помня, что для Солнца log Tt = 3,78, получаем
log 7? = -^-logLb — 2 log T + 7,56.
Но, по формуле Погсона (см. § 6),
log Lb = 0,4 (4,7 -Мь),
где абсолютная болометрическая величина Солнца при-
нята равной 4,7. Таким образом, предыдущая формула
принимает вид
log Л = 8,50—0,2 Мь — 2 log?.
Рассматривая эту формулу, мы видим, что радиус
звезды определяется по Мъ и log Т, то есть по величинам,
принятым в качестве координат второй диаграммы тем-
пература — светимость (рис. 4). Мы можем, следова-
тельно, провести на диаграмме линии, соединяющие места
с одинаковыми радиусами. Эти линии равных радиусов,
как видно из формулы, будут прямыми линиями; на рис. 4
проведено несколько таких прямых линий, около которых
надписаны значения соответствующих радиусов. Для каж-
дой звезды с известными Мь и log Т (или Sp) можно опре-
делить радиус, отсчитывая промежуточные значения на-
глаз и помня, что шкала радиусов — логарифмическая.
Болометрическую же абсолютную величину нетрудно
найти по визуальной абсолютной величине и болометри-
ческой поправке, зависящей от Т или Sp, что мы уже
3*
35
знаем из § 8. Во всех случаях, когда радиусы звезд уда-
валось определить непосредственно (при помощи интер-
ферометра или у затменных двойных звезд), полученные
значения очень хорошо согласовались с определенными
по нашей диаграмме.
Рассмотрим теперь массы звезд. Они оказываются
тесно связанными со светимостями: чем больше свети-
мость, тем больше масса. Это впервые обнаружил в 1919 г.
Герцшпрунг. Впоследствии было произведено много
исследований этой зависимости масса — светимость.
Однако самое последнее исследование, произведенное в
1949 г. А. Г. Масевич и пишущим эти строки, показало,
что эта зависимость носит, довольно сложный характер.
Именно, оказалось, что у некоторых последовательностей
на диаграмме температура — светимость имеется у каж-
дой своя зависимость, а единой зависимости масса —
светимость для всех последовательностей не существует.
Кроме того, оказалось, что у каждой последовательности
имеется более общая зависимость, связывающая не две,
а три характеристики: массу, светимость и радиус.
Для различных последовательностей в упомянутом
выше исследовании были найдены эти общие зависимости.
Здесь мы приведем лишь следующие, достаточно простые,
но весьма хорошо соблюдающиеся зависимости для раз-
личных последовательностей (через тп здесь обозначены
массы звезд, выраженные, как и Lb и R, в единицах
массы Солнца):
Главная последовательность I m = 0,89 Г^0,25
» » II m = 2,4 Ль0’44
j_____1
Субкарлики............... m— 4 R 3
Субгиганты............... те = 1,8 V LblR
Гиганты.................. те = 1,1 £ь°’4 R
Сверхгиганты............. те =1,5 Lb0,27
Для белых карликов, по
тельного материала, такие
представилось возможным.
причине скудости наблюда-
формулы пока что найти не
36
Логарифмируя эти выражения, применяя, как и выше,
формулу Погсона, а также приведенное выше выражение
для log R, и определяя log т, мы легко находим следую-
щие формулы:
Главная последовательность I
» » II
Субкарлики ...............
Субгиганты................
Гиганты...................
Сверхгиганты..............
log т = — 0,10 Мь + 0,42
log т = — 0,17 Мь + 1,21
log т = — 0,03 Мь + -|- log Т—2,36
log т = 2 log Т — 7,30
log т — — 0,11 Мь + 0,5 log Т—1,33
log т = —0,11 Мь + 0,69
Мы видим, что выражения для логарифмов масс
звезд различных последовательностей выражаются в ко-
ординатах рис. 4, то есть Мь и log Т. Таким образом,
линии равной массы на рис. 4 изобразятся опять пря-
мыми линиями, для каждой последовательности своими.
На рис. 4 изображены такие прямые линии.
Зная массы и радиусы звезд, легко вычислить и сред-
ние плотности звезд р. Плотность есть масса, деленная
на объем, то есть
т^3
Напишем такое же выражение для плотности Солнца р0,
приняв 1 и Rq= 1, и разделим первое выражение
на второе. Тогда, положив также и плотность Солнца
равной единице (р^ = 1), получим следующее выражение
для плотностей звезд
т
р ~ ~R3'
Здесь все величины выражений в солнечных единицах.
Если желательно выразить эти плотности в обычных
единицах, то есть в единицах плотности воды, то нужно
учесть, что средняя плотность Солнца составляет
1,4 плотности воды.
Логарифмируя только что написанную формулу,
получаем
log р = log/и — 3 log /?.
37
Заменяя log R на выведенное выше выражение через
абсолютную болометрическую величину и поверхностную
температуру, получаем
log р = log т + 0,6М ь + 6 log Т — 25,50.
Если теперь вместо log т подставить выражения, приве-
денные выше для различных последовательностей диаграм-
мы температура — светимость, то у нас получатся сле-
дующие выражения для средней плотности звезд, кото-
рые опять-таки выражаются через координаты на рис. 4,
то есть через Мь и log Т:
Главная последовательность I log р = 0,50 4-6 log Т— 25,08
» » II log р = 0,43 Мь + 6 log Т — 24,29
Субкарлики................. log р = 0,57 + 6-|- log Т — 27,86
Субгиганты ................. log р = 0,60 Мь + 8 log Г—32,80
Гиганты..................... log р = 0,49 Mf, + 6,5 log Т—26,83
Сверхгиганты................ log р = 0,49 + 6 log Т — 24,81
В координатах рис. 4 линии одинаковой средней
плотности опять изображаются прямыми линиями. Не-
сколько таких прямых линий вычерчено па рис. 4 пунк-
тиром.
Таким образом, мы видим, что диаграмма температу-
ра — светимость имеет весьма большое значение. Она
позволяет установить для звезд существование различных
последовательностей, к которым нам придется неодно-
кратно обращаться в будущем. Кроме того, зная абсолют-
ную величину и спектральный тип или поверхностную
температуру какой-нибудь звезды, можно по рис. 4 с до-
статочной для многих целей точностью и с большим удоб-
ством определить радиус, массу и среднюю плотность
этой звезды, то есть все ее основные характеристики.
По этой же диаграмме можно определять и ряд дру-
гих характеристик звезд, но мы на этом не будем оста-
навливаться.
11. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Блеск некоторых звезд не остается постоянным, а
становится по времени то сильнее, то слабее. Такие звезды
38
называются переменными звездами. В настоящее время
зарегистрировано свыше 20 000 переменных звезд. У од-
них переменность блеска вызвана периодически повто-
ряющимся затмением одной звезды другой. Подобные
звезды называются затменными переменными, или за-
тменными двойными звездами. О них мы уже говорили
и будем говорить в § 15. Таких звезд известно около
2500. У других переменных звезд, называемых физиче-
скими переменными звездами, изменения блеска вызы-
ваются внутренними причинами, лежащими в самой
звезде.
Физические переменные звезды бывают нескольких
типов. К одному из них принадлежат долгопериодические
цефеиды — желтые, сверхгигантские звезды, обладающие
периодами изменения блеска от 1,5 до 60 суток. Амплитуда
изменения блеска составляет около одной звездной вели-
чины. Периоду строго соответствует светимость: она тем
больше, чем больше период изменения блеска. Поэтому
расстояния до цефеид очень просто определяются по ви-
димой звездной величине и по длине периода, которая
дает точное значение абсолютной величины. А отсюда
легко и с большой точностью определяются расстояния
до любой звездной системы, в которой находятся цефеиды.
В нашей Галактике таких цефеид должно быть несколько
десятков тысяч, но известно их пока около 500.
Другой тип переменных звезд — короткопериодиче-
ские цефеиды — характеризуется периодами от полутора
часа до одних суток. В остальном они очень похожи на
долгопериодические цефеиды, но светимость их меньше
и они не сверхгиганты, а просто гиганты нулевой абсо-
лютной величины. Цвет их всегда белый. Таких звезд
известно около 2500, но общее число их в нашей Галак-
тике должно составлять несколько сотен тысяч.
Долгопериодические переменные зведы типа Миры Кита
получили это название по имени звезды Миры в созвез-
дии Кита. Периоды изменения блеска таких звезд бывают
от 80 до 700 дней, причем амплитуды изменения блеска очень
велики. Составляя в среднем около 5 звездных величин,
что соответствует изменению блеска в 100 раз, амплитуды
доходят до 10 звездных величин. Долгопериодические
переменные звезды — красные сверхгиганты. Известно
39
около 2500 таких переменных звезд, но всего их в Галак-
тике должно быть более миллиона.
Существуют полу правильные переменные звезды. Обычно
они отличаются от долгопериодических переменных звезд
меньшей амплитудой (от г/2 до 2 звездных величин) и не-
строгой периодичностью. Бывают, наконец, неправиль-
ные переменные звезды', изменения их блеска лишены
какой бы то ни было периодичности. Полуправильных
и неправильных переменных звезд известно около 2000,
но полное число их в Галактике должно быть не менее
100 000. У всех до сих пор рассмотренных физических
переменных звезд причиной изменения блеска является
периодическая или непериодическая пульсация. Звезда
то расширяется, превращаясь при этом в более разрежен-
ную, холодную и слабую звезду, то сжимается, становясь
более плотной, горячей и яркой. Амплитуда пульсации
обычно не превышает 20% величины радиуса звезды,
а чаще всего составляет всего около 10%.
Очень интересный тип переменных звезд—так называе-
мые новые звезды. В течение всего нескольких дней блеск
слабой звездочки вдруг увеличивается в 10 000 раз и
больше, что составляет амплитуду в 10 и более звездных
величин, и затем медленно, годами, ослабевает. Спек-
тральные наблюдения показывают, что радиус звезды
увеличивается в сто раз и более. Звезда раздувается, и при
достижении максимального радиуса и блеска от ее по-
верхности отделяется газовая оболочка, которая, продол-
жая расширяться, улетает в межзвездное пространство.
Сама звезда при этом сжимается и превращается в сла-
бого, плотного белого карлика. Подобные вспышки на-
блюдаются астрономами на небе всего один-два раза в год,
так как уследить за всеми звездами, конечно, невозможно.
Но расчеты показывают, что ежегодно в Галактике
должно происходить не менее ста вспышек различных
новых звезд.
Имеются основания полагать, что в Галактике суще-
ствует около миллиона звезд, которые изредка (раз в не-
сколько тысяч лет; см. об этом ниже) вспыхивают и пре-
вращаются в «новые» звезды. Мы видим, что название
«новые» неудачно, так как никаких новых звезд при опи-
санных явлениях не образуется, а лишь время от вре-
40
мени ярко вспыхивают уже давно существующие слабые
звезды. Название «новые звезды» возникло в прежние
времена, когда невозможно было следить за ослабеваю-
щей звездой и не существовало фотографий звездного
неба, показывающих на ее месте задолго до вспышки
слабую звезду. Тогда, действительно, казалось, что вне-
запно появилась совершенно новая звезда и, поблистав,
исчезла.
Кроме типичных новых звезд имеется еще ряд звезд,
названных новоподобными, которые в тех или иных отно-
шениях отличаются от типичных новых звезд. Более
подробно о новых и новоподобных звездах речь будет итти
в следующем параграфе.
Учение о переменных звездах представляет собою
отдел астрономии, которым может по справедливости
гордиться наша наука; все виды исследования перемен-
ных звезд получили в СССР широчайшее распростра-
нение. Произведено более миллиона наблюдений, визуаль-
но и фотографически, над блеском переменных звезд;
составлена полная библиография всех работ по перемен-
ным звездам; сделано много важных теоретических иссле-
дований, особенно над затменными переменными звез-
дами, и впервые в истории астрономии воспользовались
переменными звездами для изучения строения Галактики
и других звездных систем; было показано, что перемен-
ные звезды являются для этого одним из наиболее под-
ходящих типов звезд. Ряд важнейших результатов в этой
области будет освещен в § 12, 15, 19, 20 и 21.
12. НОВЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ЗВЕЗДЫ
В начале 1930-х годов Б. А. Воронцов-Вельяминов
установил очень важный факт: блеск новых звезд до
вспышек во всех без исключения случаях равен блеску,
которого достигает звезда спустя достаточное время после
вспышки, когда она «успокаивается». Это совершенно
точно устанавливает, что новые звезды — это совсем не
новые звезды в буквальном смысле этого слова. Они лишь
вследствие какой-то катастрофы внезапно вспыхивают
и становятся яркими. Масштабы и темпы вспышек могут
41
быть очень велики: иногда блеск увеличивается в течение
всего одних суток в тысячи раз. В среднем амплитуда
новых звезд составляет у типичных новых около 12 звезд-
ных величин. На рис. 5 изображена кривая изменения
блеска типичной новой звезды в созвездии Ящерицы,
вспыхнувшей в июне 1936 г.
Мы уже говорили в предыдущем параграфе, что при
достижении максимального блеска от раздувшейся звезды
отрывается тонкая газовая оболочка и улетает в про-
странство. По расчетам В. А. Амбарцумяна, В. В. Собо-
лева и других, масса сброшенной оболочки невелика
и составляет всего около 10~5 части солнечной массы
(то есть порядка массы Земли); постепенно расширяясь,
она рассеивается в мировом пространстве. По расче-
там Б. А. Воронцова-Вельяминова, эти рассеивающиеся
газовые оболочки являются одними из поставщи-
ков межзвездного газа и диффузных туманностей
(см. § 18).
Теперь зададим себе вопрос: не может ли и наше Солн-
це когда-нибудь вспыхнуть и превратиться в новую
звезду? В этом случае радиус Солнца увеличился бы в
сотни раз и оно раздулось бы примерно до размеров ор-
биты Венеры или Земли и от близости к нам раскаленной
солнечной поверхности Земля неминуемо сгорела бы.
42
Эта мысль высказывалась некоторыми зарубежными астро-
номами (шведом Леиквистом в 1931 г. и англичанином
Милном), причем не в качестве простой голословной
догадки, а приводились подсчеты. Приведем их, основы-
ваясь на современных числовых данных.
Нам известен достаточно надежно возраст земной
коры, он составляет около двух миллиардов лет. Совер-
шенно очевидно, что Земля в целом должна быть старше.
Если каждый год в Галактике вспыхивает около 100
новых звезд, то за время существования Земли должно
было быть не менее 200 миллиардов вспышек. Но в Га-
лактике насчитывается всего около 150 миллиардов звезд.
Это приводит к ошеломляющему выводу, что только
за время существования Земли число вспышек новых
звезд — порядка числа всех звезд в Галактике. Отсюда
делается вывод, что каждая звезда в нашей Галактике
обязательно, рано или поздно, должна вспыхнуть и стать
новой звездой. Следовательно, та же участь ожидает
и Солнце.
Классово-чуждый характер подобного воззрения оче-
виден, так как при этом создается видимость «научного»
объяснения религиозных сказок о конце мира, «страшном
суде» и т. д.
Однако в 1933 г. Б. В. Кукаркин и автор этой книжки
показали, что Солнцу не угрожает опасность стать новой
звездой. Существуют новоподобные звезды типа звезды
U в созвездии Близнецов. Обычно они бывают слабыми,
но изредка в течение нескольких часов вспыхивают. Их
блеск возрастает на 3—5 звездных величин, а затем в те-
чение нескольких ближайших дней он ослабевает, и звезда
опять становится такой же слабой, какой она была до
вспышки. Через десятки или сотни дней вспышки повто-
ряются. Но строгой периодичности, на основании которой
можно было бы предсказать момент очередной вспышки,
тут не наблюдается. Однако средний промежуток вре-
мени между вспышками оказывается весьма устойчивым
и характеризующим данную переменную звезду типа
U Близнецов.
Рассмотрим, например, звезду SS Лебедя — перемен-
ную звезду типа U Близнецов. Часть кривой ее блеска
показана на рис- В. Отдельные промежутки времени
43
между последовательными вспышками (мы будем назы-
вать их циклами) колеблются в пределах от 20 до 80 дней;
наблюдается большое сгущение отдельных значений к
среднему значению, равному 50 дням. И за какое бы пяти-
летие мы ни вычислили величину среднего цикла, она
обязательно оказывается весьма близкой к 50 дням.
В 70% всех случаев продолжительность цикла у SS Ле-
бедя заключена в пределах от 35 до 65 дней.
т
U
nt
U
по
и
по
S.0
по
S.0
по
S.0
по
1.0
по
Ш7 ни пн то т/
тг шз nn mi ms
Рис. 6
Б. В. Кукаркин и автор этих строк исследовали все
известные к тому времени переменные звезды типа U
Близнецов и нашли, что существует тесная зависимость
между средней продолжительностью цикла и амплитудой
вспышки, а именно: чем продолжительнее цикл, тем боль-
ше амплитуда. Даже у одной какой-нибудь звезды этого
типа более длинным циклам обычно соответствует боль-
шая амплитуда вспышек. Так, например, из анализа
50-летних наблюдений звезды SS Лебедя получены сле-
дующие данные (табл. 5):
44
Таблица 5
Ср. продолжит, цикла в днях Ср. амплитуда вспышки в вв. велич. Число циклов
34 2,88 60
46 3,29 60
56 3,45 60
71 3,65 57
К тому времени, когда производилась эта работа
(1933), у двух новых звезд, с виду совершенно типичных,
было известно не по одной, а более вспышек. Это —
RS Змееносца (вспышки 1898 и 1933 гг.) и Т Компаса
(вспышки 1890, 1902 и 1920 гг.). Амплитуды их вспышек
составляли около 8 звездных величин. Данные об этих
двух звездах уложились в упоминавшуюся выше зави-
симость средней амплитуды вспышек А от средней длины
цикла Р для звезд типа U Близнецов и позволили суще-
ственно уточнить эту зависимость. По двум десяткам
новоподобпых звезд была выведена следующая зависи-
мость между Р (в днях) и А (в звездных величинах):
4 = 0,40 4- 1,85 log А
На рис. 8 изображена эта зависимость.
Наблюдения позволили заключить, что никакой прин-
ципиальной разницы между спектральной картиной при
вспышках типичных новых звезд, повторных новых звезд
вроде RS Змееносца и новоподобных переменных звезд
типа U Близнецов не существует. Можно сказать, что
звезда типа U Близнецов — это новая звезда в миниа-
тюре: у нее в малом масштабе повторяются те же явле-
ния, что и у типичной новой звезды. Детальные наблю-
дения последних лет полностью подтверждают эти
выводы.
Мы заключили, что если между перечисленными кате-
горями новых и новоподобных звезд нет принципиаль-
45
ного различия, то это значит, что типичные новые звезды
должны также повторно вспыхивать, но через весьма
большие промежутки времени. Средняя амплитуда типич-
ных новых звезд составляет около 12 звездных величин,
Jlozapucpjttbi циклов в Знях
Рис. 8
так что по приведенной выше формуле средний промежу-
ток времени между вспышками типичных новых звезд
должен быть порядка 5000 лет. Историческим данным это
не противоречит, так как в пределах такого большого
промежутка времени у нас нет вполне надежных доку-
46
ментальных данных, касающихся предыдущих вспышек
каких-либо достаточно ярких новых звезд за последние
2000 лет.
Через десяток лет после опубликования нашей работы
стали одна за другой происходить вспышки новых звезд
с не очень большой амплитудой, уже вспыхивавших
раньше в прошлом и текущем столетиях. Вот полный
список шести повторно-новых звезд с амплитудой
изменения блеска в 7 звездных величин и более
(табл. 6).
Таблица 6
Название звезды Годы вспышек Ср. амплитуда В ЗВ. велич.
RS Змееносца 1898, 1933 6,2
Т Компаса 1890, 1902, 1920, 1944 7,0
U Скорпиона 1863, 1906, 1936 9,0
Т Сев. Короны 1866, 1946 9
WZ Стрелы 1913, 1946 9,1
V 1017 Стрельца 1901, 1919, 1946 7,1
Т Компаса вспыхивает уже четвертый раз (см. рис. 7).
Вспышки U Скорпиона в 1906 и 1933 гг. были обнару-
жены лишь в 1940 г. при просмотре коллекции негативов
за предыдущие годы; до этого была известна только одна
вспышка в 1863 г., при которой эта звезда была открыта
визуальным способом как переменная звезда 7-й звезд-
ной величины, вскоре совершенно исчезнувшая для теле-
скопов того времени.
Особенно интересен случай новой звезды Т Северной
Короны. Ее вспышка наблюдалась в 1866 г., когда звезда
достигла в максимуме блеска звезд 2-й звездной величины.
Вскоре ее нашли в одном звездном каталоге, составлен-
ном за десятилетие до этой вспышки; она значилась в этом
каталоге как звезда 11-й величины по современной
шкале звездных величин. Это было первое в истории
астрономии указание на то, что новые звезды — не
47
буквально «новые», а лишь ярко вспыхивающие уже
существующие звезды. Полностью это было доказано
лишь через несколько десятилетий, после того как
накопилось достаточное количество фотографий звезд-
ного неба.
Уже через несколько месяцев после вспышки Т Се-
верной Короны ослабела и снова достигла 11-й звездной
величины, то есть стала такой же, какой опа была до
вспышки. Темп развития этой звезды был значительно
быстрее, чем у остальных, типичных новых звезд, но на
это никто не обратил должного внимания. В работе
1933 г., на основе обнаруженной нами зависимости, мы
с Б. В. Кукаркиным нашли, что, судя по амплитуде
вспышки, средний цикл Т Северной Коропы должен
заключаться в пределах от 60 до 100 лет, и предсказали
скорую повторную вспышку этой звезды. Действительно,
ровно через 80 лет она вновь вспыхнула. Первым заметил
ее 8 февраля 1946 г. советский любптель астрономпп па
Дальнем Востоке А. С. Каменчук, по профессии путевой
обходчик. В это время звезда была в наибольшем блеске,
а именно 2-й звездной величины по наблюдениям Камен-
чука, то есть, как в 1866 г. На другой день, 9 февраля,
вспыхнувшую звезду открыли и в США; блеск ее был уже
3-й звездной величины. Он все уменьшался, и через не-
сколько дней Т Северной Короны перестала быть доступ-
ной невооруженному глазу. Через несколько месяцев
звезда возвратилась к своему обычному состоянию, то
есть к 11-й звездной величине.
В той же работе мы доказали, что звезды типа U Близ-
нецов являются в своем нормальном блеске карликами
низкой светимости. Позднейшие наблюдения это полно-
стью подтвердили, и теперь мы твердо знаем, что в своем
нормальном, минимальном блеске звезды типа U Близ-
нецов суть желтые карлики, светимости, не выше солнеч-
ной. Но спектр их, хотя он и несколько походит на сол-
нечный (спектральный тип G), все же сильпо отличается
от него тем, что в нем имеются светлые линии и полосы,
которых нет в спектре Солнца. Это показывает на про-
должающееся и в нормальном блеске истечение вещества
с поверхностей таких звезд. Подобное же явление на-
блюдается и у всех новых звезд.
48
Итак, теперь уже не приходится сомневаться в том,
что Солнце не может превратиться в новую звезду и что
типичные новые звезды — это лишь немногие звезды в Га-
лактике, которые время от времени вспыхивают. При-
нимая средний промежуток времени между вспышками
равным 5000 лет и зная, что в Галактике ежегодно про-
исходит около 100 вспышек, мы можем легко подсчитать,
что всего в Галактике имеется около полумиллиона (5000 х
X100) звезд, подверженных вспышкам. Таким образом,
продолжая пользоваться неудачным, но привычным для
астрономов термином «новая звезда», мы можем сказать,
что всего в Галактике существует около полумиллиона
новых звезд.
Мы видим, что взгляды Ленквиста и Милна являются
реакционными, ведущими к поповщине и имеющими
острый классово-чуждый смысл. Чем же объясняются
вспышки новых звезд? Очевидно, что в недрах таких
звезд накапливаются с течением времени какие-то про-
тиворечия, нарушающие нормальную деятельность меха-
низма, который производит внутри звезд энергию, при-
чем освобождается огромное количество энергии. Ленин-
градский ученый А. И. Лебединский разработал в 1946 г.
теорию, согласно которой вспышка новой — это след-
ствие взрыва в недрах звезды, обусловленного атомными
реакциями. Получающаяся при этом взрывная волна
распространяется со сверхзвуковой скоростью; звезду
начинает как бы «распирать» изнутри; она раздувается,
интенсивно излучая освобождающуюся энергию, и сбра-
сывает с себя газовую оболочку. Сбросив эту оболочку,
звезда сжимается и остается в таком состоянии до тех
пор, пока в ней снова не накопится то, что приводит
к новой вспышке.
Эта теория представляется весьма правдоподобной,
но необходима дальнейшая ее разработка и наблюда-
тельная проверка. В частности, теория после ее развития
должна объяснить количественно полученную нами
с Б. В. Кукаркиным зависимость.
Кроме перечисленных выше новых и новоподобных
звезд типа U Близнецов имеются и другие новоподобные
звезды. Нет возможности в маленькой книжке даже
просто перечислить все виды новоподобных звезд, не
4 Мир звезд 49
говоря уже о ряде увлекательных проблем, которые
возникают в связи с исследованиями таких звезд. Мы
кратко остановимся еще на звездах типа Р Лебедя.
В 1600 г. мастер земных и небесных глобусов голлан-
дец Янсон Блау, сверяя изготовляемый им небесный
глобус с звездным небом, обнаружил в созвездии Лебедя
звезду 3-й звездной величины, которой ранее не было
видно и которая отсутствовала в звездных каталогах
Птолемея, Аль-Суфи, Улуг-Бека и Тихо Браге. Это зна-
чит, что она была тогда слабее во всяком случае 5-й звезд-
ной величины. Звезду назвали латинской буквой Р, и
она оказалась представителем немногочисленной, но весьма
интересной группы звезд.
В течение всего XVII века звезда Р Лебедя то дела-
лась невидимой для невооруженного глаза, то была 5
и 6-й величины, то блеск ее опять достигал блеска звезд
3-й величины. Удивительно, что никому не пришло в
голову внимательно последить за изменением блеска этой
звезды. G 1715 г. блеск Р Лебедя сохраняется почти
неизменным, звезда имеет звездную величину 4,9. В 1933 г.
Куликовский, Никонов и Харадзе обнаружили при по-
мощи фотоэлектрического фотометра, что блеск звезды
подвержен небольшим колебаниям, примерно на 0,2
звездной величины.
Спектр Р Лебедя соответствует спектру звезд типа В,
но в нем видны не только темные, но и светлые линии
водорода и гелия. Он похож на спектр новых звезд.
Изучение спектра показывает, что атмосфера звезды нахо-
дится в неустойчивом состоянии и что с поверхности
звезды все время происходит выброс раскаленных газов.
Впоследствии было обнаружено несколько десятков дру-
гих звезд, похожих на Р Лебедя, так что эти звезды полу-
чили название звезд типа Р Лебедя. В соседней с нашей
Галактикой звездной системе — Большом Магеллановом
облаке — был также обнаружен десяток звезд типа Р Ле-
бедя и среди них звезда S Золотой Рыбки 9-й абсолют-
ной величины, то есть звезда с наибольшей известной
светимостью (см. § 7). Но вообще все звезды типа Р
Лебедя сверхгиганты со средней абсолютной величи-
ной —6.
50
13. ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
Некоторые звезды при рассматривании их в телескоп
оказываются не одиночными, а состоящими из двух звезд.
Реже случаи не двойных, а тройных звезд, еще реже
звезды четверные, пятерные и т. д. Все такие звезды,
двойственность которых обнаруживается при наблюде-
нии глазом в телескоп, называются визуально-двойными
звездами. Примерно каждая пятая звезда — двойная.
В двойной системе обе звезды выглядят расположен-
ными рядом. При этом менее яркая звезда — спутник
движется относительно более яркой — главной звезды.
В некоторых редких случаях такие звезды находятся вовсе
не рядом в пространстве, а видны лишь приблизительно
на одном луче зрения. Движение же одной звезды отно-
сительно другой объясняется престо тем, что все звезды
вообще движутся и поэтому их взаимное расположение
изменяется. Такие двойные звезды называются оптическими-,
относительное движение спутника в таких двойных звез-
дах представляется нам равномерным и прямолинейным.
Гораздо чаще двойные звезды бывают физическими.
В этих случаях взаимная близость двух звезд не кажу-
щаяся, не результат случайной перспективы. Такие звез-
ды, действительно близкие друг к другу, физически свя-
заны между собою, их относительные движения вызыва-
ются обращением каждой из них вокруг общего центра
масс. Периоды обращения колеблются у разных звездных
пар в пределах от двух лет до очень больших промежут-
ков времени, исчисляемых миллионами лет. Наиболее
часты, повидимому, периоды примерно 1000 лет. Но
вследствие того, что астрономы наблюдают двойные
звезды всего немногим более полутораста лет, такие пе-
риоды установить из наблюдений еще очень трудно. Если
известны периоды обращения и другие данные, характе-
ризующие орбиту, то можно найти массы двойной звезды.
Этот способ — один из важнейших при определении звезд-
ных масс.
Известны десятки тысяч визуально-двойных звезд;
примерно у 250 из них определены орбиты спутников
вокруг главных звезд. Мы уже говорили, что в сущности
обе звезды обращаются вокруг общего центра масс, так
4* 51
что и главная звезда и спутник описывают свои орбиты
относительно центра тяжести. Но так как наблюдения
двойных звезд обычно состоят в измерении положения спут-
ника относительно главной звезды, то орбиты спутников
определяются в предположении, что главная звезда на-
ходится в покое и что спутник обращается вокруг нее.
Определить орбиту — значит определить так назы-
ваемые орбитальные элементы. Мы не будем рассматри-
вать все орбитальные элементы, а разберем только два
элемента, наиболее для нас интересных,— период обра-
щения Р спутника вокруг главной звезды и среднее рас-
стояние а между ними, являющееся большой полуосью
эллиптической орбиты. Период обращения выражается
в годах; он представляет собою, очевидно, также период
обращения и главной звезды и спутника вокруг общего
центра масс. Большая полуось а выражается в угловых
секундах, но если знать расстояние г до звезды, то можно
найти большую полуось в линейных единицах. Обозна-
чим длину большой полуоси в астрономических едини-
цах через А. Тогда, если г выражено в парсеках, то
А = аг.
В самом деле, на расстоянии в один парсек астрономи-
ческая единица видна под углом в 1" — это есть опреде-
ление парсека (от слов: параллакс и секунда). Если же
какой-то отрезок виден под углом не в 1", а в а" и притом
не на расстоянии в один парсек, а в г парсеков, то, следо-
вательно, этот отрезок должен быть длиннее одной астро-
номической единицы в аг раз.
Применим теперь к двойной звезде, с одной стороны,
и к Солнцу — Земле, с другой, третий закон Кеплера,
хорошо известный из школьного курса астрономии. Обо-
значим через т1 и т2 массы главной звезды и спутника,
а через и т8 — массы Солнца и Земли. Среднее рас-
стояние Земли от Солнца обозначим через Ао, а период
обращения Земли вокруг Солнца — через Ро. Тогда,
согласно закону Кеплера,
__£_ = _ 4
Р2 (От! + т2) Pg (т@ + та)
52
Но А выражается в астрономических единицах, так
что Ло = 1. Период Р выражается в годах, следова-
тельно, PQ = 1. Массы звезд выражаются в единицах
массы Солнца, так что т® = 1. Наконец, массой Земли
мы можем пренебречь, так как она в 330 000 раз меньше
массы Солнца. Тогда предыдущая формула принимает
вид А3
*
Таким образом, сумма масс обеих звезд найдена.
Если систематически наблюдать положение главной
звезды относительно других звезд на небе, то по проше-
ствии достаточного промежутка
времени и при достаточно точ-
ных наблюдениях можно обна-
ружить, что собственное дви-
жение главной звезды не рав-
номерно и прямолинейно, а пе-
риодически искривляется.
На рис. 9, в правой верхней
части, изображена орбита спут-
ника относительно главной звез-
ды в системе Сириуса. Числа
означают годы, в которые спут-
ник занимал соответствующие
положения. В левой части ри-
сунка жирными точками пока-
заны через каждые пять лет, с
1850 по 1920 год, положения
Сириуса на небе. Этот путь Си-
риуса на небе оказывается не
прямолинейным, а искривлен-
ным и притом периодически.
Происходит это под влиянием
притяжения спутника Сириуса. При помощи правого
чертежа мы можем изобразить на левом чертеже положе-
ния на небе и спутника в те же моменты через каждые
пять. лет. Мы видим, что движения обеих звезд на небе
изображаются кривыми линиями с 50-летней периодич-
ностью. Этот промежуток времени в 50 лет и есть ор-
битальный период в системе Сириуса.
53
Найдем теперь на линиях, соединяющих одновремен-
ные положения Сириуса и его спутника, такие точки,
которые изобразили бы движение по прямой линии. Эта
точка будет центром масс обеих звезд, так как центр
масс, вокруг которого происходит орбитальное движение,
должен отражать движение в Галактике всей двойной
звезды в целом и это движение вполне можно считать
равномерным и прямолинейным. На рис. 9 движение
центра масс показано прямой линией со стрелкой на ниж-
нем конце. В каждый момент центр масс делит расстоя-
ние между обеими звездами в отношении, обратном их
массам. Из рисунка видно, что Сириус массивнее своего
спутника, так как он всегда ближе к центру масс. По чер-
тежу или вычислительным приемом можно определить
отношение масс обеих звезд. Зная же, по предыдущему,
сумму масс, можно найти массу каждой звезды в отдель-
ности.
В случае Сириуса Р = 50 годам, а = 7",6. Расстоя-
ние до Сириуса составляет 2,66 парсека, так что А = 20
астрономическим единицам; тогда по приведенной выше
формуле находим сумму масс: -J- т2 — 3,2 массы
Солнца. Отношение масс определено из почти что двух-
сотлетних наблюдений положения Сириуса на небе; оно
оказалось равным тг : т2 = 2,5. Решая эти два урав-
нения с двумя неизвестными, находим, что масса Сириуса
составляет т1 = 2,3, а масса спутника т2 = 0,9 солнеч-
ной массы.
Упомянем еще об одном орбитальном элементе. В пра-
вой верхней части рис. 9 орбита спутника Сириуса пока-
зана так, как мы ее видим, то есть в проекции «на небо»
(астроном скажет «на небесную сферу»). В действитель-
ности же плоскость орбиты спутника расположена под
некоторым углом i к небесной сфере. Этот угол пред-
ставляет еще один элемент, характеризующий орбиту.
В системе Сириуса он составляет: i = 44°. Если i = 90°,
то спутник должен казаться движущимся относительно
главной звезды по прямой линии. Он будет виден то с
одной стороны главной звезды, то с другой. В этом слу-
чае луч зрения наблюдателя направлен вдоль плоскости
орбиты, которая перпендикулярна к «плоскости неба»
(точнее сказать, к плоскости, перпендикулярной лучу
зрения).
54
Кратные звезды (тройные, четверные и т. д.), как уже
говорилось, попадаются значительно реже обычных двой-
ных звезд и тем реже, чем выше их кратность. Так на
каждые 20 двойных звезд приходится приблизительно
одна тройная звезда. У громадного большинства кратных
звезд имеется одна важная закономерность, которая очень
существенна для понимания современных идей о воз-
никновении и развитии звезд. Именно, в тройной звезде
обычно две звезды образуют тесную двойную звезду,
Ницар
ЛлЬкор
Рис. 10
а третья располагается от первых двух на довольно зна-
чительном расстоянии, превышающем расстояние в тес-
ной паре обычно не менее чем в пять раз. На рис. 10 изо-
бражен типичный случай тройной звезды, а именно звезды
Дзеты Большой Медведицы. Далекий спутник называется
Алькором, и нормальный глаз без труда видит его рядом
с главной звездой, или Мицаром (это — вторая звезда
в хвосте Большой Медведицы). Даже в небольшой теле-
скоп сам Мицар разделяется на две звезды.
Четверные звезды обычно бывают двух родов. В одном
из них мы имеем дальнейшее обобщение только что опи-
санного случая тройной звезды, а именно: четвертая
звезда располагается еще дальше, чем третья, от первых
двух, причем ее расстояние от последних не менее чем
в пять раз превосходит расстояние третьей звезды от тес-
ной пары. Такой случай изображен на рис. 10, так как
главная звезда в системе Мицара, в свою очередь, спек-
55
трально-двойная (см. § 14), с расстоянием между компо-
нентами в полторы тысячи раз меньшим, чем обе звезды
Мицара. Обе звезды примерно одинаковы по своим
физическим характеристикам. Случай другого рода —
это две тесные пары, отделенные друг от друга расстоя-
нием, опять-таки не менее чем в пять раз большим, чем
взаимные расстояния в обеих тесных парах. Типичным
примером является четверная звезда Эпсилон Лиры или
Ню Скорпиона. В Эпсилон Лиры слабый телескоп легко
Рис. 12
обнаруживает две звезды, и даже зоркий глаз чувствует
удлиненность Эпсилон Лиры. Более сильный телескоп
раздваивает каждую из этих двух звезд, и Эпсилон Лиры
предстает перед нами как четверная звезда (рис. 11).
Пятерные звезды представляют уже много случаев;
их мы здесь перечислять не будем; каждый желающий
может легко сообразить, какие здесь возможны случаи;
важно только помнить, что все эти случаи являются обоб-
щением предыдущих. На рис. 12 изображена одна из
пятерных звезд, звезда № 5854 по каталогу Эйткена.
Отчего у кратных звезд имеются такие закономер-
ности, которым подчиняются почти все кратные звезды?
56
На этот вопрос мы ответим ниже (§ 21), а сейчас сообра-
зим только, что во всех перечисленных случаях кратных
звезд мы, конечно, имеем дело с устойчивыми, периоди-
ческими движениями. В самом деле, если, например,
две звезды близки друг к другу (рис. 10), а третья отстоит
от них значительно дальше, то первые две звезды обра-
щаются относительно друг друга по некоторой орбите
с определенным периодом, испытывая при этом лишь
небольшие возмущения от притяжения третьей звезды.
Рис. 13
Что же касается этой третьей звезды, то для нее тесную
пару можно уподобить одной звезде, настолько они близки
друг к другу. При этом третья звезда и центр масс
тесной пары будут обращаться вокруг общего для всех
трех звезд центра масс также по некоторой орбите
с определенным периодом. Такие же периодические дви-
жения, конечно с теми или иными возмущениями, будут
иметь место и в других рассмотренных выше случаях
кратных звезд.
Однако указанная выше закономерность присуща по-
давляющему большинству кратных звезд, но не всем.
Есть кратные звезды, у которых составляющие их звезды,
или, как говорят, компоненты, расположены на примерно
одинаковых расстояниях друг от друга. Типичный при-
мер представляет так называемая Трапеция Ориона в
центре большой туманности Ориона (рис. 13). В этом
57
случае вряд ли может итти речь о каком-нибудь упорядочен-
ном устойчивом, периодическом орбитальном движении.
Такие кратные звезды должны быть неустойчивыми; по
истечении некоторого времени они могут разойтись и пе-
рестать образовывать кратную звезду. О звездах типа
Трапеции Ориона будет сказано в § 21.
14. СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
У многих двойных звезд угловое расстояние между
компонентами настолько мало, что в телескоп они не раз-
личаются. В этих случаях на помощь приходит спектраль-
ный метод исследования. Два источника света дают
два спектра, откуда и видно, что каждая звезда двойная.
Такие звезды называются спектрально-двойными. Периоды
обращения здесь бывают от пяти часов до нескольких
лет. Визуально-двойные звезды можно наблюдать и спек-
тральным методом, но не наоборот.
Измерение положений спектральных линий позволяет
определить лучевые скорости звезд. У спектрально-двой-
ных звезд эти скорости оказываются переменными; они
изменяются периодически оттого, что эти двойные звезды
обладают орбитальным движением. В одних случаях
спутник обладает очень слабым светом сравнительно
с главной звездой. Тогда мы устанавливаем изменение
лучевой скорости только главной звезды. В других слу-
чаях спутник достаточно ярок, и, наблюдая в спектре
линии обеих звезд, можно установить орбитальное дви-
жение каждой звезды вокруг общего центра масс. В таких
случаях можно определить массу каждой из звезд, умно-
женную на куб синуса угла наклона, то есть 7rexsinsj
и Hi2sin3i. А так как угол наклона остается неизвестным,
то неизвестными остаются и массы. Для них получается
минимально возможное значение, поскольку sin3i или
всегда меньше единицы, или ей равен, когда i = 90°.
Точно можно найти отношение масс пг1: ти2, так как при
этом sin3i сокращается.
Мы не будем останавливаться на определении других
орбитальных элементов. Упомянем только об орбиталь-
ном периоде Р и о среднем расстоянии, которое получается
58
хотя и неотделимым от множителя sim, но зато сразу
в километрах в секунду, а не в угловых секундах, как
у визуально-двойных звезд. Таким образом, для спек-
трально-двойных звезд, в спектрах которых видны только
линии главной звезды, получается только acini', а если
в спектрах видны линии обоих компонентов, можно
определить a1sini и a2sinj, где аг и а2 — средние рас-
стояния (большие полуоси)
каждого компонента от центра
масс обеих звезд.
Довольно часто один или два
компонента визуально-двой-
ной звезды оказываются в свою
очередь спектрально-двойными,
а это значит очень тесными
парами. Пример такого случая
с Мицаром был изложен в кон-
це предыдущего параграфа.
Важно, что отмоченная выше
закономерность у кратных звезд
проявляется и здесь. В каче-
стве примера можно указать
звезду Кастор (или Альфу
Близнецов). Эта звезда, кото-
рую невооруженный глаз ви-
дит как одиночную звезду,
на самом деле шестерная звез-
да. В телескоп даже умеренной силы Кастор делится
на две звезды 2,0 и 2,8 звездных величин на расстоянии
5—6" друг от друга, обозначаемые Кастор А и Кастор В.
Кроме того, на расстоянии 73" от них имеется еще сла-
бенькая звездочка 8,8 звездной величины — Кастор С,
обладающая тем же собственным движением на небе
и той же лучевой скоростью, что и звезды А и В. Уже
это обстоятельство делает бесспорным физическую бли-
зость звезды С со звездами А и В, но есть и непосред-
ственные определения параллаксов всех трех звезд, кото-
рые оказываются, в пределах точности наблюдений, со-
вершенно одинаковыми. Среднее значение параллакса
составляет 0",072. На рис. 14 приведено взаимное распо-
ложение звезд А, В и С в 1950 г. Период обращения А
Рис. 14
59
и В вокруг центра масс составляет около 350 лет. Звезда
С также должна обращаться вокруг общего центра масс,
но этот период должен быть весьма велик и определить
его из наблюдений пока невозможно. Можно подсчитать
(по третьему аакону Кеплера), что этот период должен
быть порядка 10 000—20 000 лет.
Все эти три звезды спектрально-двойные. У звезды
А орбитальный период 9 суток, у звезды В 3 суток, у
звезды С очень короткий орбитальный период, всего
19,5 часа. В спектре первых двух звезд виден только
спектр одной звезды, а у звезды С в спектре видны линии
обоих компонентов. У звезды С есть еще и затмения, так
что это — затменная двойная звезда, наблюдаемая и как
спектрально-двойная.
Взаимные расстояния в этой шестерной системе крайне
разнообразны. Выражая их в астрономических единицах,
имеем (спутников этих трех звезд будем обозначать
малыми латинскими буквами)
АС. . . 1000 Аа. . . 0,10 Сс. . . 0,018
АВ . . . 80 В . . . 0,05
Мы видим, что расстояния подчиняются указанной выше
закономерности.
Массы всех звезд можно или точно определить, или
оценить. Они далеко не столь разнообразны, как это
впрочем всегда и бывает в мире звезд. Вот значения масс
в единицах массы Солнца:
А . . . . 1,7
В. . . . 1,8
С. . . . 0,63
а. . . . 0,2
Ь . . . . 0,4
с. . . . 0,57
Спектры звезд А и В принадлежат к типу А, а обеих звезд
С и с — к типу карликов М. Спектры двух остающихся
звезд а и Ь не известны.
15. ЗАТМЕННЫЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
О затменных двойных звездах мы уже не раз упоми-
нали. Блеск таких звезд периодически ослабевает вслед-
ствие затмений одной звезды другой. Подобные звезды
60
можно наблюдать и как спектрально-двойные звезды
и в таких случаях надежнее всего определяются многие
физические характеристики.
У затменных двойных звезд, как легко сообразить,
угол наклона i плоскости орбиты должен быть близок
к 90°, иначе затмения не были бы видны. В подавляющем
большинстве случаев угол i заключается в пределах 80—
90°, у особенно же близких друг к другу двойных звезд
угол i может доходить до 70 и даже до 60°.
Тщательно понаблюдав затменную переменную звез-
ду, можно определить ее период и кривую изменения
блеска, показывающую, как изменяется блеск в течение
орбитального периода. Здесь, очевидно, измеряется
суммарный блеск обеих звезд, поскольку порознь они,
как и спектрально-двойные звезды, в телескоп не
видны.
Исследуя кривую блеска затменной переменной, можно
определить ее орбитальные элементы. К их числу при-
надлежат: орбитальный период, наклонение i плоскости
орбиты к «плоскости неба», радиусы обеих звезд, выра-
женные в долях среднего расстояния а между компонен-
тами R^/a и R2]a, относительные светимости обеих звезд
Lx и L2, выраженные в долях суммарной светимости
Ч~£>2-
Читатель наверное уже понял, как много сведений
о звездах можно получить, когда затменная переменная
наблюдается как спектрально-двойная. Тогда исчезнет
всякая неопределенность, связанная с углом наклона г,
поскольку для затменной двойной звезды этот угол опре-
деляется из изучения кривой блеска. Мы сможем найти
массы ?и1 и т2 обоих компонентов, а также средние рас-
стояния ах и а2 в километрах. Тогда станет известным
и среднее расстояние а = + а2, откуда немедленно
становятся известными радиусы обеих звезд. Зная же
массы и радиусы, можно определить и средние плотности.
Наконец, если известно расстояние до двойной звезды,
то по видимому суммарному блеску компонентов мы най-
дем суммарную светимость + L2, а значит и светимость
каждой звезды.
Такое удивительное богатство сведений может быть
получено только у затменных переменных звезд. Но это
61
еще не все. Изучая кривую блеска, мы можем определить
отклонение формы обеих звезд от формы шара. Это всегда
бывает в тесных парах, где шаровая форма нарушается
под действием взаимного притяжения обеих звезд. Именно
здесь действуют приливные силы: притяжение какой-
нибудь одной звездой более близкой части и более дале-
кой части другой звезды заметно не одинаково, и звезды
принимают сплющенную форму. Недавно казанский
астроном Н. И. Чудовичев начал с успехом произво-
дить определения угла между большими осями сплю-
щенных звезд и линией, соединяющей их центры.
Можно также подметить различие в сплющенностях
обеих звезд.
Более того, при наличии достаточно точных и много-
численных наблюдений лучевых скоростей обычно всегда
удается обнаружить вращение звезд около их осей. Его
можно заметить во время частных фаз затмений, когда
большая часть одной звезды закрыта другой звездой. При
этом лучевая скорость оставшейся незатемненной части
дает, конечно с поправкой на орбитальную скорость,
почти что в чистом виде скорость вращения звезды около
оси. Следует заметить, что практически дело обстоит
не так уже просто. Нужно точно учитывать степень за-
крытия одной звезды другой, однако для понимания сути
дела сказанного достаточно, и читателю нет необходимо-
сти входить здесь в сложные расчеты.
Но и это еще не все. Оставляя в стороне подробности,
скажем, что у некоторых затменных переменных можно
определить степень концентрации материи к центру звезды,
изучить строение атмосферы и получить еще ряд других
данных. Наконец, можно определить температуры по-
верхностей, не производя при этом никаких добавочных
измерений. Последнее легко поясняется. Радиусы за-
тменных переменных известны, и если мы знаем расстоя-
ние, то тем самым мы знаем и светимости, или абсолют-
ные величины. По формуле, связывающей Мь, R и Т
(см. § 10), определение температуры не представляет
затруднений.
62
16. СТРОЕНИЕ ЗВЕЗД И ИСТОЧНИКИ ИХ ЭНЕРГИИ
Строение звездных атмосфер устанавливается путем
спектральных исследований. Основываясь на принципах
теоретической физики, можно определить даже число
атомов в атмосфере звезды над единицей ее поверхности.
Это достигается изучением интенсивностей спектральных
линий поглощения, образующихся в атмосфере звезды
путем поглощения света, исходящего от поверхности
звезды.
Результаты подобных исследований показывают, что
главный элемент на Солнце — водород. Если условно
принять число атомов водорода в солнечной атмосфере
за миллион, то атомов других элементов примерно будет
столько:
Водорода.............. 1 000 000
Гелия.................... 210 000
Углерода.................... 40
Азота....................... 140
Кислорода................... 600
Серы........................ 30
Различных металлов . . 250
Состав атмосфер звезд оказался значительно более
однообразным, чем можно было думать, судя по очень
различному виду спектров различных звезд. Но, как
выяснилось, разнообразие спектров вызывается разли-
чием не химического состава, а физических условий в
звездных атмосферах, в первую очередь температур и
давлений.
Но что представляют собою сами звезды? Это — ги-
гантские. раскаленные газовые шары, более плотные
в середине и более разреженные к поверхности. Поверх-
ности звезд постепенно переходят в еще более разрежен-
ную и холодную атмосферу, о которой мы только что
говорили. Внутреннее строение еще не всех типов звезд
известно с полной уверенностью, но в самых общих чер-
тах строение большинства звезд сходно с строением на-
шего Солнца. Это следует из работ московского астро-
физика А. Г. Масевич. И источники энергии, с помощью
63
которых поддерживается излучение Солнца и большин-
ства звезд в течение огромных промежутков времени,—
также примерно одинаковы. Это — сложные процессы
ядерных преобразований, в результате которых выде-
ляется огромное количество энергии. При этих ядерных
преобразованиях водород постепенно превращается в
гелий. Подробности о внутреннем строении Солнца и звезд
и об источниках энергии звезд читатель может узнать из
книжки А. Г. Масевич «Источники энергии Солнпа
и звезд», изд. АН СССР, 1949 г.
17. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
Кроме двойных звезд, есть еще и другая, более редкая
форма звездных объединений. Это — звездные скопле-
ния. Они бывают двух родов, довольно резко отличаю-
щихся друг от друга: шаровые скопления и рассеянные
скопления.
Каждое шаровое звездное скопление содержит сотни
тысяч сравнительно тесно сгруппированных звезд. Если
бы мы очутились внутри шарового звездного скопления,
то увидели бы не 20 звезд первой величины и ярче (как
с Земли), а около тысячи. Среди них были бы звезды,
превосходящие по блеску планету Венеру на нашем небе
(—4 и —5 звездной величины). Шаровые скопления на-
званы так потому, что форма их почти правильная шаро-
вая (или несколько сжатая). Диаметры шаровых скопле-
ний 40—100 парсеков (130—300 световых лет).
Рассеянные звездные скопления, в противоположность
шаровым, содержат всего от нескольких десятков до
нескольких сотен звезд и во многих случаях не очень
резко выделяются на фоне звездного неба. Пример их —
скопление Плеяд. Размеры рассеянных звездных скоп-
лений редко превышают несколько парсеков (десять све-
товых лет).
Шаровых звездных скоплений известно 96. Таким
образом, это очень редкие образования. Мы знаем их
почти что все, так как они обладают очень большой сум-
марной светимостью и видны издалека. Они видны почти
во всей Галактике, а не только в окрестностях Солнца.
64
Что же касается рассеянных звездных скоплений, то
их известно около 500, но полное число их в нашей
Галактике, по оценке К. А. Бархатовой, должно быть
около 20 000.
Работами В. А. Амбарцумяна выяснено, что звездные
скопления постепенно теряют своих членов. Этот процесс
происходит очень медленно, так что полное истощение,
например, Плеяд может завершиться лишь через несколь-
ко миллиардов лет. Таким образом, звездные скопления
постепенно разрушаются, и звезды, входящие в их состав,
постепенно рассеиваются по всей Галактике. Некоторое
время эти звезды еще можно выделить среди других вслед-
ствие более или менее заметных признаков их бывшего
общего движения в скоплении, а затем исчезают и эти
признаки. Такие отмирающие скопления известны. Но
шаровые звездные скопления гораздо старше рассеян-
ных, они могут продолжать существовать без заметных
изменений много бблыпие промежутки времени. По оцен-
кам Амбарцумяна, шаровые звездные скопления могут
существовать без существенных изменений биллионы лет
(1012—10й). Существующие сейчас шаровые звездные скоп-
ления должно считать очень старыми образованиями.
Несколько лет назад В. А. Амбарцумян и его сотруд-
ники обнаружили новый вид звездных группировок. Эти
группировки названы звездными ассоциациями. Примером
их является мощная звездная группа, окружающая боль-
шую туманность Ориона. Это — группы, в которых звезды
располагаются редко, и потому такие ассоциации не были
известны раньше. О звездных ассоциациях и о связи
их с рассеянными звездными скоплениями и двойншми
звездами, а также об отношении их к важнейшему
вопросу о происхождении и развитии звезд речь будет
итти ниже.
18. ГАЗ И ПЫЛЬ В МЕЖЗВЕЗДНОМ ПРОСТРАНСТВЕ
Мы уже знаем, что в Галактике встречаются или оди-
ночные звезды, или двойные и кратные звезды, или же
звездные скопления. Однако бывают случаи, когда звезды
связаны с газовыми или пылевыми туманностями. Иногда
на небе наблюдаются туманные образования довольно
5 Мир звевд @5
правильной формы в виде почти правильного круга или
колечка. В середине обычно бывает ядро •— более или
менее слабенькая звездочка. Такие туманности, вслед-
ствие их внешнего сходства (по правде говоря, не очень
большого) с дисками планет, названы планетарными ту-
манностями. Спектральные исследования показывают,
что планетарные туманности состоят из газов очень малой
плотности, составляющей около 10“20 плотности воды.
Такие туманности светятся потому, что их освещают
центральные звезды, возбуждают газовое вещество и за-
ставляют светиться. Эти центральные ядра представляют
собою весьма раскаленные звезды. Так, например, по
определению Б. А. Воронцова-Вельяминова, температура
центральной звезды в планетарной туманности в созвез-
дии Лисички составляет 85 000°. В настоящее время изве-
стно 288 планетарных туманностей, но, по определению
Воронцова-Вельяминова (1950), полное число планетар-
ных туманностей в Галактике должно быть около 100 000.
Размеры планетарных туманностей очень велики по сравне-
нию со звездами, их диаметры составляют примерно
от 1000 астрономических единиц (6 световых суток)
до 2,5 парсеков (8 световых лет).
В планетарных туманностях нас поражает способ-
ность центральных звезд вызывать свечение газов на
таких огромных расстояниях и необычайно низкая плот-
ность материи в этих туманностях. Суммарная светимость
планетарных туманностей довольно велика: абсолютная
фотографическая звездная величина их составляет, по
недавнему определению Воронцова-Вельяминова, около
—0,5, так что светимости их оказываются порядка
L = 250.
Химический состав планетарных туманностей довольно
близок к составу звездных атмосфер (см. § 16). Если мы
опять условно примем число водородных атомов равным
одному миллиону, то получим следующее:
Водород ... 1 000 000
Гелий .... 100000
Углерод . . . 600
Азот......... 200
Кислород . . 250
Фтор........... 0,1
Неон........... 10
Сера........... 36
Хлор........... 2
Аргон.......... 1,5
66
Планетарные туманности довольно быстро расши-
ряются, как это показывают спектральные исследования.
Поэтому мы должны их рассматривать как сравнительно
кратковременные образования. Средняя скорость рас-
ширения планетарных туманностей составляет около
20 км/сек. Отсюда можно подсчитать примерный возраст
этих образований. Он оказывается около 103—106 лет.
Мы должны, следовательно, считать планетарные туман-
ности весьма молодыми образованиями.
Планетарные туманности — пример материи во Все-
ленной, находящейся в состоянии крайнего разрежения.
Известны, однако, еще большие степени разрежения.
В таком состоянии материя называется диффузной, что
означает разреженная, рассеянная. Плотности звезд, как
мы видели выше (§ 9), бывают в пределах 10”—10~8г/см3.
Мы говорили, что впоследствии могут быть обнаружены
еще более плотные и еще более разреженные звезды,
однако вряд ли плотности звезд выйдут за пределы 1010—
10“12 г/см3. Диффузная же материя характеризуется плот-
ностями от 10-20 до 10“25 г/см3. Мы видим, что между
звездным и диффузным состоянием материи имеется боль-
шой пробел в плотностях—от 10“8 или 10~12 до 10~20,
то есть в миллиард раз. В пределах же плотностей звезд
и плотностей диффузной материи можно найти любые
промежуточные плотности, так что среди них имеется
непрерывный переход. Причина такого пробела еще неиз-
вестна, но можно думать, что этот пробел есть следствие
того, что происхождение звезд и диффузной материи в
корне отличается друг от друга.
Другой пример диффузной материи — диффузные ту-
манности. Форма их неправильна: эти туманности бы-
вают и светлыми и темными. В светлых туманностях све-
тится газ или пыль под влиянием освещения близлежа-
щими звездами. В планетарных туманностях газовая
материя выброшена в пространство центральной звез-
дой, а это значит, что туманность и звезда связаны род-
ственными узами. В светлых диффузных туманностях
нужно различать два случая. Те светлые диффуз-
ные туманности, которые имеют в спектрах светлые
линии, являются газовыми туманностями; они, вероятно,
также связаны родственными узами с освещающими их
5*
67
звездами. Другие светлые диффузные туманности (их
большинство), в спектрах которых нет светлых линий,
состоят из пыли, отражающей свет звезды осветителя.
Спектр таких туманностей представляет собою, можно
сказать, копию спектра звезды осветителя (так же как
спектр планет и Луны — копия спектра Солнпа). Такие
пылевые туманности, как показали в 1938 г. В. А. Амбар-
цумян и Ш. Г. Горделадзе, никаким родством не связаны.
Здесь туманности и звезды случайно сблизились до таких
расстояний, что отраженные от пылевого вещества туман-
ности лучи звезды стали настолько интенсивными, что
улавливаются на фотографиях.
Наиболее яркие белые звезды, сверхгиганты, как,
например, Денеб или Ригель, способны освещать туман-
ности так, что они становятся достаточно яркими, чтобы
их можно было наблюдать на расстояниях в несколько
десятков световых лет. До сближения со звездами туман-
ности не светятся, они темные. Подобные туманности
известны, они обнаруживаются как темные места на фоне
Млечного Пути. Проектируясь на звездный фон, они
частично поглощают свет лежащих за ними звезд. Это
ослабление чаще всего бывает около х/4 звездной вели-
чины, но может достигать в отдельных случаях 1—2
звездных величин. Оказавшись достаточно близко (пе
следует забывать, что это «близко» означает расстояние
в световые годы1) к какой-нибудь звезде с достаточно
высокой светимостью, эта темная туманность превратится
в светлую. При относительной скорости звезды и туман-
ности в несколько десятков километров в секунду туман-
ность может быть десятки и сотни тысяч лет достаточно
освещенной, чтобы ее можно было фотографировать со-
временными телескопами как светлую туманность. Пройдут
миллионы лет, и теперешние светлые туманности станут
темными, а вместо них другие, теперь темные туманности
станут светлыми. По подсчетам Амбарцумяна и Горде-
ладзе, лишь одна двухтысячная доля всех темных туман-
ностей достаточно освещена, чтобы их можно было на-
блюдать как светлые. Подсчеты автора этой книжки
показывают, что в нашей Галактике должно быть
около 100 миллионов темных туманностей — скоплений
пыли.
68
Темные и светлые диффузные туманности вообще
значительно больше планетарных. Размеры их, по рабо-
там К. Ф. Огородникова, О. В. Добровольского, П. П. Па-
ренаго и других, составляют от 0,1 до 10 парсеков, при
средней величине около 3,5 парсека (И световых лет).
Плотность материи этих туманностей составляет примерно
от 10-22 до 10-25 г/см3. Состав диффузных газовых туман-
ностей — преимущественно водород (как и везде), а также
газы гелий, азот, неон и др. Состав же пылевых туман-
ностей — весьма мелко раздробленная пыль. Подавляю-
щее число пылинок имеет размер около десятой части
микрона.
Наряду с газовыми и пылевыми туманностями в меж-
звездном пространстве имеется значительное количество
отдельных пылинок и атомов газа. Межзвездное про-
странство не пусто — это один из интереснейших выво-
дов современной астрономии. Межзвездное пространство
заполнено, хотя и с очень низкой плотностью, светом
звезд, газом и пылью. Можно подсчитать, что в среднем
в одном кубическом сантиметре межзвездного простран-
ства содержится несколько атомов газа. Для сравнения
можно сказать, что в нашем обычном воздухе в одном ку-
бическом сантиметре содержится около 1019 молекул.
Вопрос о взаимоотношении газовой и пылевой мате-
рии еще не ясен. Может быть, из пыли выделяется газ,
а может быть, газ образует пыль, так как бывают газово-
пылевые туманности. Может быть, газ и пыль происходят
независимо друг от друга. Во всяком случае мы можем
догадываться, откуда берется газ. По расчетам Б. А. Во-
ронцова-Вельяминова, он берется из выброшенных в
пространство неустойчивых газовых оболочек некоторых
звезд. Спектральные наблюдения некоторых звезд (звезды
типа Вольф-Райе) показывают, что с их поверхностей все
время происходит выброс газа. На место выброшенного
газа из недр звезд поступают в атмосферу все новые и
новые порции, поддерживающие этот процесс. Некоторая
часть газа поставляется газовыми оболочками новых
и новоподобных звезд, которые сбрасываются при вспыш-
ках этих звезд. Часть газа происходит от улетучивания
в межзвездное пространство планетарных туманностей.
Подсчеты показали, что главное количество газа постав-
69
ляется звездами типа Вольф-Райе, которые даже за время
только существования земной коры (2-109 лет) способны
поставить все наличное сейчас количество межзвездного
газа.
Космическая пыль, собранная в огромное количество
темных туманностей, вызывает еще одно, в высшей сте-
пени интересное явление — поглощение света лежащих
за ними звезд. Вследствие этого далекие звезды кажутся
нам ослабленными, то есть в действительности блеск
их больше, чем нам кажется. Если мы вспомним о весьма
распространенном теперь способе определять расстояние
до звезд по светимости и блеску (по абсолютной и види-
мой звездной величине по формуле: М = т + 5—5 log г),
то станет ясно, что искаженный поглощением света блеск
приводит к искаженному, преувеличенному расстоянию.
Чтобы этот способ давал правильные результаты, нужно
уметь учитывать влияние поглощения света на блеск
звезд. Когда эти звезды находятся далеко от нас, это
влияние очень велико: на каждую тысячу парсеков свет
звезд ослабляется на 0,5—4 звездные величины. Это влия-
ние различно в разных направлениях.
Важно отметить, что до того, как было открыто погло-
щение света, господствовало совершенно неправильное
представление о строении и размерах нашей Галактики.
Размеры ее получались преувеличенными в несколько раз,
а представление о строении было совершенно неправиль-
ным. После открытия межзвездного поглощения света дело
«пошло на поправку».Но истинная картина строения Галак-
тики стала проясняться лишь после того, как мы стали
уметь правильно учитывать влияние поглощения света.
Главная роль в этом принадлежит советским ученым.
Впервые доказал существование межзвездного погло-
щения света русский ученый В. Я. Струве, первый
директор Пулковской обсерватории. Это было еще в
1847 г. Но эта работа была несправедливо забыта, и в
1930 г. поглощение света было «открыто» вторично. Тогда
и вспомнили о работе Струве. В разработке вопросов
о поглощении света решающую роль сыграла работа
Амбарцумяна и Горделадзе, о которой мы уже упоминали
(1938). В том же году появилась работа К. Ф. Огородни-
кова, в которой впервые был дан строгий математический
70
способ определения расстояний до темных туманностей
и поглощения света в них. Было показано, что усиленно
применявшийся до того способ Вольфа приводит к иска-
женным результатам. Метод Огородникова был развит
и применялся О. В. Добровольским и В. В. Лавдовским.
В 1940 и 1945 гг. мной разработан способ учета влияния
межзвездного поглощения света на определение рас-
стояний при помощи приведенной выше формулы (по
светимости и блеску) и определены некоторые физические
характеристики темных туманностей и их полное число
в Галактике.
В. А. Амбарцумян в работах 1940—1947 гг. определил
оригинальными способами среднее поглощение света в
темных туманностях, которое оказалось равным 1/4 звезд-
ной величины. Совершенно такие же результаты получили
Б. В. Кукаркин (1943), П. П. Паренаго (1945), Б. Марка-
рян (1946) и Ш. Хабибуллин (1948), применявшие дру-
гие приемы. Вопрос этот надо считать окончательно
решенным.
Исследование поглощения света в различных направ-
лениях производил во многих работах Е. К. Харадзе.
Он, а также М. А. Вашакидзе и О. А. Мельников много
занимались теорией межзвездного поглощения. Ими ис-
следовалась физическая природа межзвездной пыли, и
приведенные выше размеры пылинок, полученные этими
авторами, заслуживают полного доверия. Наконец, в
1940 г. В. Г. Фесенковым и в 1945 г. мною была оценена
полная масса пылевой материи в Галактике. Мы произ-
вели эту оценку различными способами, но пришли к оди-
наковому результату: 108 солнечной массы. В 1949 г.
Е. К. Харадзе оценил эту массу равной 3-106 масс Солнца.
Эти результаты показывают, что полная масса пылевой
материи во много раз меньше массы всей Галактики,
которая составляет около 1011 солнечных масс.
Мы видим, что межзвездное поглощение света и тем-
ные туманности составляют проблему, получившую
полное и всестороннее освещение в работах советских
астрономов. Астрономы капиталистических стран хотя и
производили много важных наблюдений, но не смогли
подняться до всесторонней теоретической разработки про-
блемы и до практических приложений ее к вопросам строе-
71
ния и развития Галактики. Это оказалось под силу только
советским астрономам. Благодаря этим работам мы хо-
рошо знаем физические характеристики темной материи.
Умение же правильно учитывать величину межзвездного
поглощения позволяет получать правильные результаты
о расстояниях до отдельных звезд, а значит и о строении
всей нашей великой звездной системы — Галактики.
Познакомимся еще с так называемыми глобулами, от-
крытыми астрономом Боком в 1947 г. Глобулы пред-
ставляют собою очень маленькие темные туманности
размером не в несколько световых лет, а в 5—50 тысяч
астрономических единиц (несколько световых месяцев)
и с поглощательной способностью не в 1/4, а 2—5 звезд-
ных величин. Это значит, что луч света, проходя через
глобулу, ослабляется очень сильно, до 100 раз. Глобулы
обнаружены в качестве маленьких темных пятнышек на
фоне некоторых светлых диффузных туманностей. Самое
интересное то, что они почти совершенно круглые, в то
время как обычные темные туманности бывают очень
неправильной формы. Значит, глобулы представляют со-
бою огромные, почти непрозрачные, пылевые, холодные
шары. Как будто большие глобулы несколько прозрачнее
(поглощение света в 1—2 звездные величины), чем малень-
кие (поглощение света до 5 звездных величин). Напра-
шивается заключение, что, сжимаясь, глобулы становятся
менее прозрачными. Вспомним, что звезды совершенно
непрозрачны. Диаметр сверхгигантской звезды VV Це-
фея — самой большой из известных звезд — составляет
около 22 астрономических единиц. Вероятно, существуют
глобулы еще меньших размеров, но их очень трудно
обнаружить.
Ряд астрономов (Шпитцер, Уиппл) считают, что гло-
булы представляют собою зарождающиеся звезды («про-
тозвезды»). Темные туманности постепенно сгущаются,
так как на пылинки, их составляющие, со всех сторон
производят давление лучи света от звезд. При известной
степени сгущения все более проявляется сила притяже-
ния между пылинками, вследствие чего туманность еще
больше сжимается. Получается протозвезда — глобула —
размером менее парсека и с плотностью, достаточной
для устойчивости этого образования. Дальнейшее сжатие
72
приводит к образованию звезды. Очень возможно, что
в сжимающейся темной туманности возникает несколько
центров сгущения, так что из глобулы образуется не
одна звезда, а сразу несколько — рассеянное звездное
скопление. Как будто эта точка зрения подтверждается
еще и тем, что в некоторых рассеянных звездных скоп-
лениях, например в Плеядах, имеются пылевые туман-
ности. Такой путь развития диффузной пылевой материи
представляется вероятным, но, несмотря на всю возмож-
ность этого пути, эта гипотеза высказана совсем недавно
и представляет собою только чисто умозрительную гипо-
тезу. Нужны дальнейшие наблюдения для накопления
фактов, которые или подтвердят, или опровергнут эту
гипотезу.
19. СТРОЕНИЕ ГАЛАКТИКИ
Мы уже знаем, что Галактика — гигантская звезд-
ная система, состоящая примерно из 150 миллиардов
звезд. Изучить строение Галактики, это значит исследо-
вать ее состав (этому посвящены предыдущие параграфы),
а также узнать, как звезды расположены в Галактике.
Изучение строения Галактики стало на твердую почву
только за последнее время, когда наблюдательная астро-
номия начала получать и накапливать огромное множе-
ство фактов, а теоретические науки, как динамика звездных
систем и теоретическая астрофизика, сделали большие
успехи. Крайне важную роль играла также указанная
выше возможность учитывать в работах по строению
Галактики искажающее влияние межзвездного погло-
щения света. Не менее важным было и то, что мы узнали
за последнюю четверть столетия, а именно, что Галактика
не является каким-то единственным образованием во
Вселенной. Оказалось, что есть и другие звездные си-
стемы — галактики, причем наиболее близкие из них
были разложены на отдельные звезды, что доказало их
звездную природу и показало, что они действительно
являются другими звездными системами. Возможность
сравнивать нашу Галактику с другими галактиками яв-
ляется исключительно ценной для исследования строе-
ния первой.
73
Как мы уже говорили, исследование строения Галак-
тики сводится к исследованию ее состава и звездной плот-
ности в различных ее местах. Звездную плотность не
следует смешивать с плотностью звезд, то есть с плотно-
стью материи в самих звездах. Звездная плотность —
это число звезд в единице объема, например в кубиче-
ском парсеке или в кубическом световом годе. Звездная
плотность показывает, как часто распределены звезды
в Галактике, причем густота их в различных местах
различна — на окраинах Галактики меньше, а в центре
больше. Если соединить в Галактике места с одинаковой
звездной плотностью, то получатся некоторые поверх-
ности равных звездных плотностей. Форма и размер этих
поверхностей и характеризует строение Галактики.
В галактических окрестностях Солнца средняя звезд-
ная плотность составляет одну звезду на 10 кубических
парсеков (говорят и так: 0,1 звезды на кубический пар-
сек), или, другими словами, одну звезду на 300 кубиче-
ских световых лет, или, наконец, одну звезду в кубе с
ребром в 6,5 световых лет. Эта звездная плотность в окре-
стностях Солнца во многих работах условно принимается
за единицу.
Исследование строения и развития Галактики в СССР
в корне отличается от исследований в капиталистических
странах. У нас было установлено, что звезды различных
типов по-разному расположены в Галактике (работы
Б. В. Кукаркина и остальных). Звезды одного типа,
например горячие сверхгиганты, распределены в Галак-
тике по одному закону, а звезды других типов — по дру-
гому, хотя в каждом из этих законов есть и общее. Эти
общие черты заключаются в том, что звезды всех типов
более или менее сильно концентрируются к некоторой
общей плоскости, называемой галактической плоскостью.
Солнце находится совсем недалеко от этой плоскости,
а именно на расстоянии от нее всего в 15 парсеков, или
50 световых лет. Вследствие такого расположения Солнца
и солнечной системы в Галактике мы видим вокруг себя
вдоль галактической плоскости огромное количество звезд,
густо усеивающих небо. Звезды представляются нам
серебристой полосой Млечного Пути, опоясывающей небо
почти точно по большому кругу. Фотографии показывают,
74
что Млечный Путь состоит из огромного множества от-
дельных очень слабых звезд.
Вообразим, что мы мчимся с огромной скоростью
вдоль галактической плоскости по направлению к полосе
Млечного Пути. Звезды будут расступаться перед нами
и все время образовывать звездное небо, но состоящее
все из новых и новых звезд. Постоянно мы будем встре-
чать повышенное число звезд, гораздо больше, чем в обла-
стях Галактики, далеких от галактической плоскости.
Но когда мы станем приближаться к границам Галак-
тики, Млечный Путь начнет слабеть и, наконец, исчезнет.
Наоборот, оглядываясь назад, мы увидим, что звезды во
время нашего полета все время сдвигаются за нами и
сливаются в серебристое сияние Млечного Пути. Нечто
похожее наблюдается при хождении по лесу.
К окраинам Галактики звездная плотность умень-
шается, звезды попадаются все реже и реже. Затем они
почти совсем исчезают, если не считать отдельных звезд
(короткопериодических цефеид и др.) и шаровых скопле-
ний, которые изредка встречаются и за пределами Галак-
тики. Наоборот, в направлении на центр Галактики (это
направление на созвездие Стрельца и соседние с ним
созвездия Скорпиона и Змееносца) звездная плотность
сильно возрастает. В центре она достигает примерно зна-
чения 100 (мы говорили уже, что звездная плотность
в окрестностях Солнца принимается за единицу). Своей
общей формой Галактика напоминает утолщенный в цен-
тре блин или тонкие карманные часы, окруженные с мень-
шей плотностью звездами и «над» и «под» плоскостью
блина или часов. Диаметр Галактики составляет около
85 000 световых лет, или 26 000 парсеков. Толщина самой
плотной части (блин или часы) составляет около тысячи
световых лет, а полная толщина Галактики около ее
центра примерно такая же, как и ее диаметр. Иными сло-
вами, вся Галактика, а не только ее наиболее плотная
часть представляет собою примерно шар. Солнце нахо-
дится на расстоянии около 23 000 световых лет, или
7200 парсеков, от центра Галактики и, как уже говори-
лось, очень недалеко от галактической плоскости. По
аналогии с карманными часами, место Солнца внутри
часов будет почти точно в «галактической плоскости»,
75
примерно под центром секундного циферблата. Весь же
кружок секундного циферблата и все, что находится
«под ним», изобразит широкие окрестности Солнца в
Галактике, изученные более или менее полно.
В результате работ московского астронома Б. В. Ку-
каркина в 1943—1947 гг. установлено, что Галактика
представляет собою довольно сложную смесь групп звезд
многих категорий. Каждой такой категории присвоено
наименование «подсистемы». Одни звезды, например сверх-
гиганты или долгопериодические цефеиды, образуют весь-
ма плоскую, блиноподобную подсистему; они очень тесно
концентрируются около галактической плоскости, но не
около центра, а главным образом на окраинах Галактики.
Другие звезды, например короткопериодические цефеиды,
наоборот, очень слабо концентрируются к галактической
плоскости. Они встречаются на огромных расстояниях
от галактической плоскости и даже изредка и вне самой
Галактики. Они же составляют подавляющую часть со-
става галактического ядра. Наконец, существуют звезды,
занимающие по их расположению в Галактике промежу-
точное место. К числу таких звезд относятся, например,
долгопериодические переменные звезды типа Миры Кита.
Говоря о таких подсистемах, употребляют названия:
плоские подсистемы, сферические подсистемы и проме-
жуточные подсистемы. Можно сказать, что плоские под-
системы обладают большой концентрацией к галакти-
ческой плоскости, а сферические подсистемы показы-
вают большую концентрацию к галактическому центру,
или галактическому ядру.
Ядро нашей Галактики было обнаружено впервые
в 1948 г. советскими астрономами Калиняком, Красов-
ским и Никоновым на Крымской обсерватории АН СССР.
Простым глазом и на обычных фотографиях это ядро
почти не видно и не выделяется ничем среди других обла-
ков Млечного Пути. Разве только оно несколько ярче
многих других облаков. Дело в том, что его свет в высшей
степени сильно и не одинаково поглощен межзвездной
материей, о которой мы говорили выше. Наши советские
астрономы воспользовались для обнаружения галакти-
ческого ядра наблюдениями в инфракрасных лучах, в
которых поглощение света много меньше, чем в лучах
76
фотографических и визуальных. Галактическое ядро ока-
залось очень недалеко от того места, где оно и ожидалось
на основании теоретических соображений, связанных
с вращением Галактики. Направление на центр вращения
отличается от направления на обнаруженное галактиче-
ское ядро всего только на 4°. Галактическое ядро оказа-
лось довольно большим — около 18° длиной, чему соот-
ветствует в линейной мере примерно 3000 световых лет.
Однако эти числа дают лишь общее представление о
размерах галактического ядра, так как у него нет резких
границ и оно постепенно превращается в периферические
части Галактики. Примерно такие же ядра имеют и неко-
торые другие галактики. Галактическое ядро состоит
преимущественно из объектов, образующих сферические
подсистемы.
Звезды же, образующие плоские и промежуточные
подсистемы, не встречаются в галактическом ядре. Они
располагаются главным образом на окраинах Галактики,
но вблизи от галактической плоскости, и образуют там
мощные спиральные ветви. Спиральные ветви хорошо
заметны и у других галактик, получивших вследствие
этого название спиральных туманностей.
Плоские подсистемы в Галактике образуют долго-
периодические цефеиды, звезды спектральных типов О,
В и А, темные и светлые диффузные туманности, межзвезд-
ный газ, рассеянные звездные скопления, желтые и крас-
ные гиганты и, наконец, сверхгиганты.
Сферические подсистемы в Галактике образуют корот-
коперподические цефеиды, шаровые звездные скопления,
субкарлпки и некоторые гиганты особого типа.
Промежуточные подсистемы образуют долгопериоди-
ческие переменные звезды типа Миры Кита, белые
карлики, планетарные туманности, полуправильные и
неправильные переменные звезды, желтые и красные
карлики второй части главной последовательности и
субгиганты.
Галактика сложна, и ее не следует представлять как
нечто простое и единообразное, как это делают некоторые
формалистически мыслящие ученые капиталистических
стран (например, Чандрасекар), для которых самоцелью
является теоретическое исследование какой-нибудь упро-
77
щенной схемы строения Галактики. Галактика сложна
и, развиваясь, делается еще сложнее.
На рис. 15 сделана попытка представить схематически
строение Галактики по современным представлениям.
Галактика изображена, как она видна сбоку для наблю-
дателя, находящегося в галактической плоскости, но вне
Галактики. Различной густотой точек передается строе-
ние плоских, промежуточных и сферических подсистем.
Примерно таков же вид многих других галактик,
наблюдаемых «сбоку».
На рис. 16 показано строение ближайших к Солнцу
окрестностей Галактики по работе голландского астро-
78
нома Оорта (1938). Кружком отмечено положение Солнца.
Числа показывают звездные плотности, а линии — это
сечения плоскостью чертежа различных поверхностей
одинаковой звездной плотности. Изображенная на этом
рисунке область Галактики приблизительно соответствует
месту под секундным циферблатом карманных часов,
о которых говорилось выше.
На рис. 17 показано строение подсистемы короткопе-
риодических цефеид по работе Б. В. Кукаркина (1946).
Этот рисунок охватывает всю Галактику, а звездные
плотности соответствуют плотностям распределения толь-
ко короткопериодических цефеид, причем плотность их
распределения в окрестностях Солнца принята также за
единицу. Это — типическая сферическая подсистема.
На рис. 18 показано (также по работе Б. В. Кукар-
кина) строение подсистемы долгопериодических пере-
менных звезд типа Миры Кита. Рисунок аналогичен пре-
дыдущему. Это — типичная промежуточная подсистема.
На рис. 19 дано распределение рассеянных звездных
скоплений по работе К. А. Бархатовой (1948). Это также
вид сбоку. Каждая точка изображает одно рассеянное
79
звездное скопление. Числа внизу рисунка и слева дают
шкалу в парсеках, считаемую от Солнца. Этот рисунок,
так же как и предыдущий, распространяется не на всю
Галактику, а только на более или менее широкие окре-
стности Солнца. Причина этого в том, что мы пока еще
не видим всех звезд типа Миры Кита или рассеянных
звездных скоплений во всей Галактике. Что же касается
80
Мир звезд
Рис. 19
X
рис. 17, то хотя мы также не видим еще всех короткоперио-
дических цефеид, но знаем их почти все на больших рас-
стояниях от галактической плоскости и поэтому можем
получить ясное представление о строении всей подсистемы
короткопериодических цефеид. Пунктиром вычерчены пред-
полагаемые направления линий, направления которых
хорошо известны в случае сплошных линий.
Рис. 20
На рис. 20 дано предполагаемое строение нашей Га-
лактики при виде сверху. Форма спирали дана по работе
автора этой книжки (1948). Два сгущения, заметные на
рис. 16 и 17 ближе и дальше к центру Галактики от Солнца,
соответствуют двум ветвям на рис. 20, проходящим в
окрестностях Солнца.
О рис. 16—20 можно еще сказать, что если бы мы захо-
тели вычертить их в таком масштабе, чтобы на них Земля
показалась пылинкой в 0,01 миллиметра, то нам пришлось
бы увеличить эти рисунки до размеров, превышающих
расстояние от Земли до Луны.
82
20. ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В ГАЛАКТИКЕ
И ЕЕ ВРАЩЕНИЕ
Особенностям распределения в Галактике различных
подсистем соответствуют и другие их характеристики,
например особенности движения звезд, изученные в по-
следние годы рядом московских астрономов. Еще лет 20
назад было обнаружено, что звезды обращаются около
галактического центра и одновременно совершают коле-
бательные движения перпендикулярно галактической плос-
кости. Большинство звезд в окрестностях Солнца дви-
жется по направлению созвездия Лебедя; их скорость
составляет около 230 км/сек, а период галактического
вращения, который, по аналогии с обычным годом, можно
назвать галактическим годом, равен примерно 190 мил-
лионам лет. В отдельных случаях наблюдаются неболь-
шие уклонения от этих чисел. В частности, Солнце обла-
дает относительно ближайших к нему звезд еще небольшой
дополнительной скоростью в 20 км/сек, направленной
к созвездию Геркулеса. Так движутся в Галактике звезды,
образующие плоские подсистемы. Их движение можно
назвать упорядоченным; отклонения от него редко пре-
вышают 30 км/сек.
В противоположность им, совершенно иначе движутся
звезды, образующие в Галактике сферические подсистемы.
Движения звезд этого типа далеки от той упорядочен-
ности, которая характерна для звезд, входящих в состав
плоских подсистем. Средняя скорость их галактического
обращения мала и составляет не 230, а 100—130 км/сек,
причем скорости отдельных звезд могут отличаться от
средней не на 30, а на 100—300 км/сек. В 1946 г. москов-
ские астрономы Н. М. Артюхина, Д. К. Каримова,
О- В. Катц, П. Г. Куликовский и П. П. Паренаго, а в
1948 г. рижский астроном Я. Я. Икауниекс обнаружили
несколько звезд, движущихся даже в сторону обратную,
чем подавляющее большинство звезд в Галактике.
К 1950 г., по сводке Икауниекса, число таких обратно
движущихся звезд, обнаруженных советскими астроно-
мами, достигло 16. Есть основание думать, что звезды,
образующие плоские подсистемы в Галактике, движутся
в ней по почти круговым орбитам, а звезды, образующие
6*
83
сферические подсистемы,— по весьма вытянутым орби-
там. Звезды же промежуточных подсистем движутся по
орбитам промежуточных форм. Средняя скорость их галак-
тического вращения составляет около 220 км/сек.
Упорядоченное движение звезд плоских подсистем
может быть проиллюстрировано на примере долгоперио-
дических цефеид. На рис. 21 показаны движения 20 дол-
гопериодических цефеид в проекции на галактическую
плоскость; белой стрелкой представлено движение Солн-
ца. Галактический центр находится направо за пределами
рисунка; пользуясь масштабом расстояний, его положе-
ние можно вообразить: он находится на расстоянии 7200
парсеков от Солнца, расположенного в начале координат.
На рисунке дана шкала скоростей, и мы видим, что шкалы
расстояний и скоростей совершенно различны и не срав-
нимы друг с другом. Но сейчас мы сделаем их сравни-
мыми. Дело в том, что скорость в 1 км/сек — это почти
точно скорость в 1 парсек в миллион лет. Поэтому длина
стрелок почти точно соответствует по шкале скоростям
в парсеках в миллион лет.
84
На рис. 22 показано движение 28 короткопериоди-
ческих цефеид, которые, как мы уже говорили, принад-
лежат к сферическим подсистемам. Рис. 21 и 22 основаны
на вычислениях автора этой книжки. Мы видим, что дви-
жения долгопериодических цефеид весьма упорядочены,
чего нельзя сказать о движениях короткопериодических
цефеид, напоминающих беспорядочное движение молекул
воздуха. Но все же средняя скорость короткопериоди-
ческих цефеид по всем направлениям не равна нулю, а
составляет, как мы уже говорили выше, около НО км/сек.
Эта средняя скорость направлена на рисунке вверх,
в сторону общего галактического вращения. Отклонения
от этой средней скорости очень велики и доходят до 300
км/сек и больше. Некоторые звезды, как, например, AR
Геркулеса и особенно RV Козерога, имеют движения
в обратную сторону.
Галактическое вращение не представляет собою ка-
кого-нибудь исключения; все другие галактики, подвер-
гавшиеся исследованиям, также показывают вращатель-
85
ные движения. Но галактическое вращение оказывается
довольно сложным явлением. Оно не похоже на обраще-
ния планет в солнечной системе; не похоже оно также
и на вращение твердого тела, например вращение Земли
вокруг своей оси или вращение патефонной пластинки.
Средние скорости галактического вращения, различные
для подсистем различной степени сплющенности, пока-
Расстояние от центра Галактики,
килопарсека!
Рис. 23
зывают еще различие, зависящее от расстояния от галак-
тического центра. На рис. 23, на оси абсцисс, показано
расстояние от галактического центра, а по оси ординат
отложены средние скорости вращения — на верхней ча-
сти чертежа для плоских подсистем, а на нижней для сфе-
рических подсистем. Рисунок основан на вычислениях
автора этой книжки. Часть кривой для плоских подсистем
вычерчена пунктиром, она относится к небольшим рас-
стояниям от галактического центра, где представителей
86
плоских систем не встречается. Рассматривая рис. 23,
мы убеждаемся, с одной стороны, в сложности явления
галактического вращения, а с другой — в том, что пло-
ские и сферические подсистемы ведут себя совершенно
различно. На последнее обстоятельство мы еще обратим
внимание в следующем параграфе.
21. СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ
О РАЗВИТИИ ЗВЕЗД И ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ
Рассмотренные в предыдущих параграфах работы
Б. В. Кукаркина, в которых было установлено суще-
ствование различных галактических подсистем, и другие
работы, в которых было дано развитие первых,
имеют очень большое значение. Важное значение этих
работ состоит не только в обнаружении и исследовании
различных подсистем. Б. В. Кукаркин доказал, что
звезды, образующие сферические подсистемы, являются
старыми звездами в Галактике, звезды же, образующие
плоские и промежуточные подсистемы — звезды среднего
возраста и молодые. Таким образом, мы должны пред-
ставлять, что наша Галактика сначала существовала
в виде звездной системы, в состав которой входили только
теперешние старые звезды, образующие в ней и сейчас
сферические подсистемы (нам известны такие галактики —
это так называемые сферические и эллиптические галак-
тики). А затем уже образовались звезды, образующие
плоские и промежуточные подсистемы, и наша Галактика
стала спиральной. Подробности этого процесса еще не
известны, но и то, что сделано, представляет собой вклад
огромной важности.
Однако возникает вопрос, как все это доказано? Как
узнать, какие звезды молодые? Очень большим препят-
ствием является относительная кратковременность наших
наблюдений небесных тел. За время в несколько десят-
ков или сотен лет астрономических наблюдений невоз-
можно подметить даже тенденции развития небесных тел
(за исключением, конечно, случаев скачкообразного
перехода тел из одного состояния в другое, например
новые звезды). Продолжительность же жизни звезд,
87
туманностей, звездных скоплений исчисляется огром-
ным числом лет.
При изучении развития небесных тел положение астро-
номов много невыгоднее, чем физиков или биологов,
которые могут наблюдать развитие различных формаций
материи в условиях опыта. Эта трудность в астрономии
преодолевается тем, что есть возможность наблюдать
множество небесных тел. При изучении какой-либо одно-
родной, в смысле своих характеристик, группы звезд
всегда удается вскрыть некоторые закономерности в свой-
ствах этих звезд. Сопоставляя данные наблюдений с дан-
ными физики, можно глубже проникнуть в понимание
процессов, происходящих в звездах. Одновременно с этим
наблюдения небесных тел обогащают и теоретическую
физику, так как во многих случаях астрономы исследуют
материю в таких состояниях, которые невозможно пока
что осуществить на Земле, например необычайно разре-
женные газовые и пылевые туманности, о которых мы
говорили выше, а также материя звезд в условиях не-
обычайно высокой температуры или большой плотности.
Различными методами, а также методами теоретиче-
ской астрофизики и молодого отдела звездной астроно-
мии — динамики звездных систем, можно опенить воз-
раст различных звезд или других образований, в которых
материя существует во Вселенной (туманностей, звезд-
ных скоплений, ассоциаций). Под возрастом мы будем
понимать продолжительность существования звезды (или
другого объекта) в данном состоянии, то есть без суще-
ственных изменений. Сопоставление же возраста с раз-
личными физическими свойствами звезд и других образо-
ваний, а также с распределением их в Галактике и с их
движениями позволяет судить о происхождении и разви-
тии небесных тел. Этот многообещающий метод исследо-
вания развития небесных тел в применении к звездам
начал впервые применять Б. В. Кукаркин, а за ним и
другие советские астрономы, преимущественно в Москве
и Ереване. Буржуазные астрономы не смогли дать общего
метода изучения развития небесных тел, к тому же их
высказывания носят зачастую идеалистический, реак-
ционный характер. Об этом мы уже говорили и еще будем
говорить ниже.
88
Возвратимся к вопросу об установлении молодых
звезд. Рассмотрим звезды спектрального типа О. Эти
звезды, легко различимые по их характерным спектрам,
обладают огромной светимостью, во много тысяч раз
превышающей светимость нашего Солнца. Одновременно
с этим звезды типа О представляют собой самые массив-
ные из известных нам звезд: их масса в десятки раз пре-
вышает массу нашего Солнца. Так как при излучении
звезды расходуется ее масса и тем скорее, чем светимость
больше, то мы должны притти к выводу, что звезды, кото-
рые мы сейчас видим как звезды типа О, не могут быть
старыми звездами. Эти звезды так расточительны в своем
излучении, что при теперешней скорости этого процесса
спустя 109 лет их масса окажется полностью израсходо-
ванной. Поэтому мы должны заключить, что звезды типа
О не могут длительное время оставаться звездами этого
типа. Ведь получается, что раньше их масса должна была
бы быть еще большей, а значительно более массивные
звезды, чем звезды типа О, нам неизвестны. Значит воз-
раст звезд типа О не должен быть большим, и его можно
оценить в 108 лет. А это совсем небольшой срок в жизни
звезды. Вспомним, что в окрестностях Солнца период
галактического вращения составляет для большинства
звезд около 190 миллионов лет; мы назвали этот период
(§ 20) галактическим годом. Тогда, раздробляя для
наглядности галактический год, по примеру обычного
года, па «галактические дни», мы можем сказать, что
возраст звезд типа О порядка нескольких «галактических
месяцев».
Рассмотрим другие звезды — типа Вольф-Райе. Они
почти столь же массивны, как и звезды типа О, и обла-
дают почти такой же светимостью. Ясно, что и эти звезды
не могут быть старыми. Но, кроме того, звезды типа
Вольф-Райе выбрасывают со своих поверхностей раска-
ленные газы с огромными скоростями, достигающими
1000—2000 км/сек. Этот процесс — основная причина
потери массы таких звезд. Производя наблюдения над
спектрами этих звезд, можно подсчитать (впервые такие
подсчеты сделал Амбарцумян), что они ежегодно теряют,
путем выбрасывания в пространстьо, массу, равную от
одной стотысячной до одной миллионной доли всей своей
89
массы. Но это означает, что стадия, в которой сейчас нахо
дится какая-нибудь звезда типа Вольф-Райе, никак не
может быть длительной, она равна примерно всего не-
скольким сотням тысяч лет.
Звезды типа Р Лебедя (см. § 12) в отношении потери
массы похожи на звезды типа Вольф-Райе. Они также не
могут быть старыми звездами и даже звездами «средних
лет». Недавние детальные вычисления А. Г. Масевич
показали, что звезды типа В пребывают в этой стадии
несколько десятков миллионов лет. после чего пре-
вращаются в звезды типа А.
Мы только что упомянули о звездах «средних лет».
Каков же может быть возраст таких звезд? Амбарцумян
нашел, что средний возраст вообще всех звезд в Галактике
составляет несколько миллиардов лет. Поэтому приве-
денные выше звезды действительно вполне заслуживают
названия молодых звезд. В Галактике совершенно другие
масштабы возрастов и времени, чем в нашей повседневной
жизни. Если среднюю продолжительность существова-
ния звезд для наглядности уподобить средней продол-
жительности жизни человека, то продолжительность су-
ществования звезд в стадии Вольф-Райе получается также
равной нескольким месяцам. Эти звезды подобны недавно
рожденным младенцам.
Кстати и о Солнце. Выше мы установили, что Солнце
во многих отношениях является средней звездой. То же
относится и к его возрасту. Возраст Солнца А. Г. Масе-
вич нашла равным около 10 миллиардов лет (1010 лет).
Это— действительно средний возраст. Наряду с рас-
смотренными звездами, есть и старые звезды. Вспомним
(§ 17), что возраст шаровых звездных скоплений оцени-
вается в 1012—10й лет. Очевидно, таков же должен быть
и возраст входящих в состав таких скоплений звезд.
Отметим еще, что звезды, образующие сферические под-
системы в Галактике, практически не отличаются от
звезд в шаровых звездных скоплениях. Это заставляет
думать, что вообще все звезды сферических подсистем
обладают большим возрастом, вроде только что указан-
ного.
Согласно современным представлениям, звезды, излу-
чая свет и тепло в мировое пространство, постепенно
90
меняются. Из очень ярких и горячих они становятся менее
яркими и более холодными. Дальнейшая судьба звезд
еще не выяснена, но это относится уже к огромным гро-
межуткам времени. Так наше Солнце, по работе Масевич,
в течение ближайших десяти миллиардов лет уменьшит
свое излучение всего на 0,03%, а его масса уменьшится
только на 0,01%. Мы видим, что Солнце — это звезда,
которая находится в такой стадии, в которой ее свойства
меняются весьма медленно.
В конце § 17 мы уже упоминали об открытии Амбар-
цумяном нового вида звездных группировок, названных
им звездными ассоциациями. Это открытие сделано весьма
недавно (1947), многое еще не до конца изучено, но уже
и то, что может считаться сейчас установленным, откры-
вает перед советской звездной астрономией очень боль-
шие перспективы.
Из работ Амбарцумяна и его сотрудников следует,
что ассоциации бывают нескольких видов. В одних из
них самыми яркими звездами являются горячие гиганты
и сверхгиганты типов О и В, а также звезды типов Вольф-
Райе и Р Лебедя. Такие ассоциации получили название
О-ассоциаций.
Другие ассоциации состоят из звезд карликов второй
части главной последовательности, у которых характер-
ной особенностью является присутствие в спектрах, кроме
темных линий, еще и светлых линий, свидетельствующих
о каких-то процессах в атмосферах, вероятно состоящих
в выбросе горячих газов. В число таких звезд в составе
ассоциаций рассматриваемого вида входят физические
переменные звезды типа Т Тельца. Эти звезды — также
карлики спектральных типов G и К, часто также со свет-
лыми линиями в спектре (это обозначается так: Ge и Ке);
кроме того, эти звезды показывают очень большую и
быструю переменность блеска с амплитудой изменения
его до 4 звездных величин. Никакой периодичности, ни-
какой правильности в изменениях блеска нет; иногда
блеск звезды меняется на несколько звездных величин
в течение всего нескольких часов, а иногда блеск остается
неделями без существенных изменений. Эти звезды при-
надлежат к неправильным переменным звездам. По имени
этих звезд такие ассоциации названы Т-ассоциациями.
91
Весьма вероятно, что в состав Т-ассоциаций входят и
другие звезды.
Почему звездные ассоциации не были открыты раньше
и почему они не бросаются сразу в глаза так, как, на-
пример, звездные скопления? Дело в том, что число звезд,
входящих в данную ассоциацию, невелико (звездная
плотность в ассоциациях невелика) и вместе со звездами,
принадлежащими ассоциации, на то же самое место неба
проектируются и другие звезды, находящиеся в про-
странстве ближе и дальше звезд ассоциации. Звезды,
которые мы причисляем к ассоциации, легко отличаются
от других звезд характерными особенностями, например
звезды типа О или Вольф-Райе, звезды Ge и Ке со свет-
лыми линиями в спектре, переменные звезды типа Т Тельца,
выдающие свое присутствие неправильной и беспокойной
переменностью. Но по причине очевидных трудностей
еще не решен вопрос, есть ли в ассоциациях дру-
гие звезды, более обычные. Например, есть ли в Т-ассо-
циациях обычные звезды карлики второй части главной
последовательности (типов G, К и М) без светлых линий
в спектрах? Такие звезды, особенно среди слабых звезд,
не легко выявить в массе, их приходится искать индиви-
дуально.
Если нанести на звездные карты только звезды, на-
пример типа Вольф-Райе или Т Тельца, то окажется,
что распределение их на карте совсем не равномерное. Эти
звезды в большинстве случаев располагаются отдельными
сгущениями (скоплениями), которые иной раз астрономы
образно называют «гнездами». Это и есть отдельные
ассоциации.
В случае О-ассоциаций мы имеем дело со звездами
типа О, то есть со звездами, обладающими весьма высокой
светимостью. На обычной фотографии звездного неба
сгущение О-звезд в ассоциацию, как мы уже говорили
выше, незаметно. Более близкие звезды, хотя и с меньшей
светимостью, могут иметь блеск больший, чем звезды
типа О и В в ассоциации. Но если бы мы стали рассмат-
ривать нашу Галактику извне, то звезды типа О как
звезды с огромной светимостью резко выделились бы на
фоне других звезд своей яркостью, и мы могли бы непо-
средственно видеть звездные ассоциации.
92
Такой случай имеет место при наблюдениях других
звездных систем. Например, в двух ближайших к нам
галактиках — Большом и Малом Магеллановых Облаках
(обе эти галактики в несколько раз меньше нашей Галак-
тики) — имеется ряд гигантских звездных скоплений,
состоящих из звезд типов О, Вольф-Райе и Р Лебедя.
Несомненно, это звездные ассоциации, которые по своим
линейным размерам таковы же, как и О-ассоциации в
нашей Галактике (от 30 до 170 парсеков) и много больше
обычных рассеянных звездных скоплений, по своим диа-
метрам редко превосходящих несколько парсеков. По
диаметрам звездные ассоциации скорее подходят к шаро-
вым звездным скоплениям, но в состав последних никогда
не входят молодые звезды, которые входят в звездные
ассоциации. Следовательно, гигантские звездные скоп-
ления в Магеллановых Облаках могут быть только звезд-
ными ассоциациями. В состав одной такой ассоциации
в Большом Магеллановом Облаке, наряду с другими го-
рячими сверхгигантами, входит и звезда S Золотой Рыбки,
которая (§ 7) обладает наибольшей из всех известных
светимостей. Нужно еще добавить, что в обоих Магел-
лановых Облаках, кроме звездных ассоциаций, есть и
обычные звездные скопления.
В других галактиках, более отдаленных, также имеются
звездные ассоциации. Они чаще всего встречаются в спи-
ральных галактиках, с очень мощными спиральными
ветвями, и в неправильных галактиках. По виду это
сгущения на спиральных ветвях, состоящие из белых
и голубовато-белых сверхгигантов, часто с газовым спек-
тром, вроде спектра наших диффузных туманностей.
Но такие диффузные туманности в нашей Галактике, как
мы хорошо знаем, всегда светятся под влиянием близко
расположенных звезд типа О и В.
Малая звездная плотность в ассоциациях свидетель-
ствует о том, что такие звездные группировки не могут
существовать долгое время. Они неминуемо будут разру-
шены силами галактического вращения, а также путем
ухода звезд из ассоциаций. Дело в том, что галактическое
вращение, как мы видели выше (§ 20), различно на раз-
личных расстояниях от центра Галактики. Поэтому вся-
кое образование, имеющее не слишком малый размер,
93
подвергается различному действию галактического вра-
щения на стороне, более близкой к центру Галактики,
и на стороне, более далекой от него. Такое различие
постепенно приводит к растягиванию образования и,
наконец, к его разрушению. Этому способствует еще
и малая плотность, а звездные ассоциации имеют очень
малую плотность, иногда даже меньшую, чем плотность
окружающих мест в Галактике. Мы видели, что шаровые
звездные скопления, обладающие большой звездной плот-
ностью, могут сохраняться без существенных изменени
многие тысячи миллиардов лет. Рассеянные звездные
скопления менее плотны; силы галактического вращения
разрушают их уже в небольшое число миллиардов лет.
Еще менее плотные звездные ассоциации должны быть
разрушены уже по истечении нескольких десятков мил-
лионов лет, то есть в совсем небольшой срок, составляю-
щий всего около одной десятой части галактического года.
Таким образом, мы неминуемо приходим к выводу,
что звездные ассоциации весьма молоды, а это значит,
что звезды, входящие в их состав, также молоды. Но мы
и без того знаем, что эти звезды — молодые звезды. Сле-
довательно, получено независимое подтверждение моло-
дости таких звезд, с одной стороны, и молодости ассо-
циаций — с другой. Все это показывает, что процесс
образования звезд в Галактике продолжается и сейчас
и что возникновение звезд происходит группами, ассоциа-
циями. На этом выводе мы еще остановимся дальше.
Теперь обратим внимание на то, что звездам, встре-
чающимся в О-ассоциациях, всегда соответствуют плос-
кие подсистемы, а звездам в Т-ассоциациях — промежу-
точные подсистемы. Вспомним также, что автор этих
строк доказал, что главная последовательность подраз-
деляется на две части. Это было показано так, что всем
звездам первой части главной последовательности соот-
ветствуют практически одинаковые характеристики дви-
жений в Галактике и именно те, которые соответствуют
движениям звезд плоских подсистем. Всем же звездам
второй части главной последовательности соответствуют
также практически одинаковые свойства движений, ха-
рактерные для промежуточных подсистем. Есть и другие
подтверждения правильности сделанного вывода, в ча-
94
стности различные зависимости масса — светимость для
обеих частей главной последовательности (§ 10).
Тогда непосредственно возникает мысль, что, быть
может, вообще все «население» Галактики, образующее
плоские подсистемы, образовалось в О-ассоциациях, а
все «население» промежуточных подсистем — в Т-ассо-
циациях. Подсчет В. А. Амбарцумяна показывает полную
возможность такого предположения. Тогда мы должны
предположить, что звезды возникают в ассоциациях и
уходят из них при распадении ассоциаций и превращаются
в обычные звезды общего галактического поля.
Произведем этот расчет. Сейчас, трудами Бюракан-
ской астрономической обсерватории, распознано уже около
20 звездных ассоциаций. Эти звездные ассоциации рас-
положены от Солнца на расстояниях не свыше 2000—
3000 парсеков. Поэтому можно считать, что полное число
О-ассоциаций в Галактике составляет около 1000. Примем,
что продолжительность жизни каждой О-ассоциации при-
мерно 107 лет. Тогда каждые 107 : 1000=10* лет в Галак-
тике возникает одна О-ассоциация. За время в 1010 лет
(то есть за тот период, в течение которого в Галактике
существуют звезды плоских и промежуточных подсистем;
напоминаем, что среди них более старых звезд не обнару-
жено) полное число существовавших и рассеявшихся,
а также существующих ныне О-ассоциаций составляет
1010 : 104=106 штук. Если в каждой О-ассоциации имеется
несколько сотен или тысяча звезд, то это значит, что в
каждой ассоциации возникло несколько сотен или тысяча
звезд. Тогда за указанный период времени в 1010 лет об-
щее число звезд, зародившихся в О-ассоциациях и пере-
шедших в Галактику после их разрушения, должно быть
около нескольких сотен миллионов или одного милли-
арда. Примерно таково же полное число в Галактике
звезд, образующих плоские подсистемы.
Аналогичный расчет можно сделать и для звезд, воз-
никших в Т-ассоциациях. Из последней работы москов-
ского астронома П. Н. Холопова (1950) известно 13
Т-ассоциаций, то есть примерно столько же, сколько и
О-ассоциаций. Однако полное число Т-ассоциаций в Галак-
тике должно быть много больше, чем число О-ассоциаций.
В самом деле, вследствие слабой светимости входящих
95
в Т-ассоциации звезд мы видим и распознаем Т-ассоциа-
ции на значительно более близких к Солнцу расстояниях,
чем О-ассоциации. Принимая абсолютные величины са-
мых ярких звезд в О-ассоциациях равными М = — 5,
а в Т-ассоциациях М = + 5, легко можно подсчитать
по формуле Погсона, что первые в 10 000 раз ярче вто-
рых. Значит по закону обратной пропорциональности
квадрату расстояния первые звезды видны в объеме про-
странства, радиус которого в J/10 ООО = 100 раз превы-
шает радиус объема, внутри которого видны вторые звезды.
Но принимая во внимание межзвездное поглощение света,
нужно полагать, что радиус не в 100, а лишь в 10 раз
больше. По причине того, что рассматриваемые звезды
располагаются в Галактике не сферическим, а плоским
образом (О-ассоциации) или промежуточным образом
(Т-ассоциации), мы должны отношение соответствующих
объемов считать равным не 103, а 102=100. Тогда полное
число Т-ассоциаций в Галактике будет равно 10®. При-
нимая остальные данные такими же, как и для О-ассоциа-
ций, легко подсчитать, что за 1010 лет через Т-ассоциации
прошло 1011 звезд второй части главной последо-
вательности. Но примерно таково же и оцениваемое пол-
ное число таких звезд: оно должно быть близким половине
полного числа в Галактике всех звезд, которое состав-
ляет 1,5-1011.
Таким образом, простой примерный подсчет показы-
вает, что все звезды, образующие в Галактике плоские
и промежуточные подсистемы, произошли в звездных
ассоциациях и что этот процесс продолжается и сейчас.
Звезды рождаются в звездных ассоциациях, затем, по
мере разрушения их, звезды становятся отдельными звез-
дами Галактики. Скорости, с которыми они покидали
ассоциации, есть те индивидуальные скорости звезд,
о которых шла речь выше (в § 5 и 20, где мы сообщали
о величине отклонений скоростей звезд от средней ско-
рости галактического вращения). Так, исследование звезд-
ных ассоциаций позволило Амбарцумяну впервые дать
объяснение происхождению индивидуальных скоростей
звезд. По моим последним работам, эти индивидуальные
скорости составляют в среднем у звезд плоских подсистем
около 20 км/сек, у звезд промежуточных подсистем около
96
35 и у звезд сферических подсистем около 80 км/сек. По-
чему у звезд промежуточных подсистем индивидуальные
скорости в среднем больше, чем у звезд плоских подси-
стем? Вероятно, это происходит оттого, что массы первых
меньше, чем у вторых (см. § 10, рис. 4), а также и от дру-
гих несколько различных свойств О- и Т-ассоциаций.
Если процесс образования звезд в ассоциациях про-
исходит и сейчас, то это значит, что в звездных ассоциа-
циях следует искать материю в дозвездном состоянии.
Пока еще трудно делать какие-либо вполне обоснованные
предположения об этих протозвездах. Вопрос еще слиш-
ком нов и мало исследован. Но такими протозвездами,
может быть, является диффузная материя (газ и пыль),
например глобулы (§ 18). Может быть, протозвездами яв-
ляются так называемые радиозвезды.
В самые последние годы обнаружено, что от Солнца
и от Галактики исходит радиоизлучение различной и
иногда переменной интенсивности. Возникновение радио-
излучения еще не совсем ясно. Радиоизлучение Галак-
тики сосредоточено в области, занятой на небе светящейся
полосой Млечного Пути. При этом радиоизлучение в неко-
торых местах очень велико, а в некоторых мало. Несо-
мненно, что источником радиоизлучения являются неко-
торые объекты, имеющие малые угловые размеры. Однако
точность наведения на те или иные участки неба радио-
телескопа (представляющего особую антенну в качестве
объектива и радиоприемник для приема радиоволн дли-
ной в несколько сантиметров или метров в качестве оку-
ляра) невелика и соответствует всего нескольким
минутам дуги. Поэтому точно локализовать источник ра-
диоизлучения и узнать его угловые размеры пока еще не-
возможно; можно только сказать, что угловые размеры
этого источника не превышают нескольких минут дуги и
что в пределах кружка с таким диаметром на небе нет
ничего особенного, есть лишь много слабых звезд, как и
на любом месте неба, особенно в полосе Млечного Пути,
где слабых звезд очень много. Не исключено, что источ-
ник таких длинных волн, как радиоволны, практически
не излучает в тех лучах, к которым чувствителен глаз
или фотопластинка. Это означает, что ни глаз, ни фото-
пластинка такой источник излучения не обнаружат.
7 Мир звезд 97
До настоящего времени зарегистрировано несколько
десятков радиозвезд, то есть мест на небе с особенно
большим радиоизлучением. Интересно, что это радиоизлу-
чение переменное по интенсивности. Многие из этих
радиозвезд попадают в области неба, занятые звездными
ассоциациями (например, в созвездии Лебедя и Кассио-
пеи). Поэтому предположение, что радиозвезды и пред-
ставляют собою зарождающиеся в ассоциациях прото-
звезды представляется вполне вероятным.
Дальнейшее изучение звездных ассоциаций привело
В. А. Амбарцумяна и его сотрудников еще к некоторым
интересным фактам. Как отмечено выше (§ 13), среди
кратных звезд подавляющее большинство представляет
собой системы, в которых отношение взаимных расстоя-
ний значительно отличается от единицы, равняясь 5 и
больше. В таких кратных системах имеются устойчивые
периодические движения. Но есть небольшое число звезд,
названных Амбарцумяном кратными звездами типа Тра-
пеции Ориона (см. рис. 13), в которых отношение взаим-
ных расстояний — порядка единицы, то есть компоненты
у таких кратных звезд расположены на примерно одина-
ковых расстояниях друг от друга. Никаких периодиче-
ских движений здесь уже нет, такие кратные звезды
неустойчивы и должны распасться всего за несколько мил-
лионов лет.
В каталоге двойных звезд, составленном в 1932 г.
Эйткеном, содержится 17 180 двойных и кратных звезд.
Кратных звезд в этом каталоге около тысячи. Из них
всего около 40— кратные звезды типа Трапеции Ориона.
Все они входят в состав уже известных звездных ассо-
циаций. Кратковременность существования кратных
звезд типа Трапеции Ориона дает еще одно независимое
подтверждение молодого возраста существующих звезд-
ных ассоциаций и вообще кратковременности их су-
ществования.
Некоторые из таких кратных звезд представляют
собою системы высокой кратности, вплоть до десятикрат-
ных звезд. Существует как бы непрерывный переход
к рассеянным звездным скоплениям, причем в ряде звезд-
ных ассоциаций имеются и рассеянные звездные скопле-
ния, являющиеся ядрами звездных ассоциаций. Ядра
98
бывают или в виде рассеянных звездных скоплений, или
в виде кратных звезд типа Трапеции Ориона, причем число
ядер в ассоциации доходит до пяти. Такой случай имеет
место в ассоциации в Лебеде, в состав которой входит
сама звезда Р Лебедя. Главная звезда в таких кратных
звездах всегда принадлежит к типу О или первым подраз-
делениям типа В (как говорят — типа ВО). Сотрудник
Бюраканской обсерватории Б. Е. Маркарян установил
очень важный факт: если в каком-нибудь рассеянном звезд-
ном скоплении имеется какая-либо кратная звезда типа
Трапеции Ориона, то оно обязательно является ядром
некоторой звездной О-ассоциации.
В некоторых ассоциациях имеются и другие образо-
вания, на которые впервые обратил внимание В. А. Ам-
барцумян. Это так называемые звездные цепочки, пред-
ставляющие собой прямолинейные или слегка искривлен-
ные ряды нескольких звезд, располагающихся на почти
одинаковом расстоянии друг от друга. Отмечено даже
существование двух параллельных цепочек. Вероятность
того, что эти цепочки — лишь случайно проектирующиеся
на небо ряды звезд, в действительности расположенных
от нас на различных расстояниях, ничтожно мала или
даже равна нулю, так как Б. Е. Маркарян доказал дру-
гое положение, аналогичное приведенному выше: если
в каком-нибудь рассеянном звездном скоплении имеется
цепочка, то это скопление обязательно является ядром
некоторой звездной ассоциации. Очевидно, звездные це-
почки, так же как и кратные звезды типа Трапеции
Ориона,— кратковременно существующие, молодые обра-
зования.
Справедливо также и обратное предположение: всякое
рассеянное звездное скопление, являющееся ядром звездной
ассоциации, обязательно содержит внутри себя кратную
систему (или системы) типа Трапеции или цепочку
(цепочки).
Таким образом, существование в звездных ассоциа-
циях кратных звезд типа Трапеции или звездных цепочек
не случайность, а определенная закономерность. Но так
как есть все данные предполагать, что звезды зарождаются
в звездных ассоциациях, то мы должны притти к выводу,
что образование звезд там происходит не по-одиночке,
7*
99
а группами, скоплениями, кратными системами типа
Трапеции или звездными цепочками. Представление о
групповом рождении звезд — оригинальная идея. Це-
почки и кратные звезды типа Трапеции быстро распадают-
ся, и компоненты их расходятся по Галактике. Кратные
же системы обычного типа — устойчивые образования.
Это, так сказать, выжившие кратные звезды, могущие
существовать длительное время. Важная задача буду-
щего — установить, при каких начальных условиях об-
разуется устойчивая кратная звезда.
Итак, из изучения звездных ассоциаций вытекают
следующие выводы:
1) образование звезд в Галактике продолжается и
сейчас;
2) образование звезд происходит не по-одиночке, а
группами;
3) все звезды, образующие в Галактике плоские
и промежуточные подсистемы, зарождались в звездных
ассоциациях;
4) индивидуальные скорости звезд (плоских и проме-
жуточных подсистем)—это скорости, с которыми звезды
покидали звездные ассоцпации.
Эти выводы открывают перед советской наукой боль-
шие перспективы. Приведем еще некоторые обнаружен-
ные мной данные, которые также свидетельствуют в
пользу идеи о рождении звезд в ассоциацпях.
Прежде всего разделение главной последовательности
на две части (это иллюстрируется различием для ее об-
щих частей формул в § 10) соответствует образованию
звезд в О- и Т-ассоциациях. Далее, в туманности Ориона
есть О- и Т-ассоциации. Имеющиеся в туманности в боль-
шом количестве переменные звезды соответствуют первой
части главной последовательности (спектральные типы
от В до F) и субгигантам (спектральные типы G и К,
часто со светлыми линиями в спектре). Это указывает на
то, что субгиганты, повидимому, относятся к Т-эссоциа-
ции и должны быть по своему происхождению близки ко-
второй части главной последовательности. Переменные
звезды второй части главной последовательности в туман-
ности Ориона еще не распознаны вследствие их слабости
(из рис. 3 ясно видно, что субгиганты ярче таких звезд
100
на несколько звездных величин). Вывод же о близости
субгигантов ко второй части главной последовательности
подкрепляется еще и тем, что всестороннее исследование
движений звезд, принадлежащих к обеим этим группам,
показало полное сходство между ними. А это свидетель-
ствует и об одинаковом распределении в Галактике обеих
этих групп звезд. Наконец, возможность одновременного
образования звезд первой части главной последователь-
ности и субгигантов, что имеет место в туманности Ори-
она, подкрепляется тем, что у затменных двойных звезд
компонентами очень часто являются: главная звезда —
типа В или А, а спутник — субгигант типа G или К.
В том же, что компоненты тесных двойных звезд имеют
общее происхождение, сомневаться не приходится.
Возвратимся теперь к звездным системам. Нам изве-
стны звездные системы, состоящие исключительно из
звезд, образующих в нашей Галактике сферические под-
системы, то есть являющихся старыми формациями мате-
рии (см. начало настоящего параграфа). К таким звезд-
ным системам принадлежат сферические и эллиптические
галактики. Известны и другие звездные системы, напри-
мер наша Галактика или большая спиральная туманность
в созвездии Андромеды, в состав которых входят все
звезды, образующие сферические, промежуточные и пло-
ские подсистемы. Но мы не знаем ни одной галактики,
в состав которой входили бы только те объекты, которые
образуют в нашей Галактике плоские и промежуточные
подсистемы, то есть молодые формации материи. Из
этих фактов естественно сделать два важных вывода
(Кукаркин, 1946):
1) раз старые формации материи могут существовать
без молодых, а молодые не существуют без старых, следо-
вательно, молодые формации материи произошли из ста-
рых прямым или косвенным путем;
2) определенным стадиям развития звездных систем
соответствует и определенный состав этих звездных систем
(например, состав только сферических подсистем или еще
и плоских и промежуточных подсистем) и в определенном
процентном отношении друг к другу.
Эти выводы открывают перед нами перспективы иссле-
дования развития звездных систем, которые, конечно,
101
тесно связаны с проблемой развития самих звезд. Хотя
каких-либо более определенных выводов пока еще не
сделано, но надо думать, что они не замедлят по-
явиться в ближайшем будущем, так как для них уже под-
готовлена почва. Особенно интересно выяснить следую-
щие вопросы:
1. Что такое протозвезды? В каких условиях из
них образуются звезды? Каково физическое состояние
материи в протозвездах?
2. Из чего и как формируются звезды, составляющие
сферические подсистемы в нашей Галактике и, без со-
мнения, являющиеся старыми образованиями? Возникли
ли они из своих протозвезд и своих звездных ассоциаций?
Нет ли тогда аналогии между рассеянными и шаровыми
звездными скоплениями в том смысле, что и те и другие
являются одними из форм, в которых возникли звезды
плоских и промежуточных подсистем, а также сфериче-
ских подсистем?
22. ИДЕОЛОГИЧЕСКОЕ ЗНАЧЕНИЕ СОВЕТСКИХ РАБОТ
ПО ИССЛЕДОВАНИЮ РАЗВИТИЯ ЗВЕЗД
И ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ
Четкие и важные выводы советских астрономов о раз-
витии звезд и звездных систем интересно сопоставить
с тем, что дают астрономы капиталистических стран.
Общий кризис науки в капиталистических странах нашел
отражение и в астрономии. Отрасль астрономии, занимаю-
щаяся изучением происхождения и развития небесных
тел, так называемая космогония, является там ареной
вздорных идеалистических вывертов, приводящих к по-
повской сказке о сотворении мира.
Около 20 лет назад большой популярностью пользо-
валась космогоническая гипотеза английского астронома
Джинса. Согласно этой гипотезе, планетная система про-
изошла в результате близкой встречи Солнца с другой
звездой, вследствие чего из Солнца выплеснулась струя
раскаленного газа; она потом распалась на сгустки, из
которых произошли планеты. Такая гипотеза приводит
102
к идеалистическому выводу об исключительности нашей
солнечной системы, так как сближения звезд происходят
невероятно редко, примерно один раз в тысячу биллионов
лет (1015 лет). Советская астрономия развенчала гипо-
тезу Джинса. Астроном Н. Н. Парийский математическими
расчетами показал, что эта гипотеза просто ошибочна, а
советский астроном Н. Ф. Рейн подвергла разрушительной
критике методологические основания гипотезы Джинса.
Не понимая того, что все явления природы находятся
во взаимной связи, некоторые астрономы капиталистиче-
ских стран сводят свои новейшие космогонические исследо-
вания к построению искусственно придуманных схем, ко-
торыми они пытаются объяснить происхождение отдельных
небесных тел. Они не понимают, что единственно правиль-
ный путь — накопление фактов, вдумчивый анализ их
и установление на основе этого анализа общих законо-
мерностей в развитии небесных тел. Кроме провалившейся
гипотезы Джинса, недавно появилось еще более искус-
ственное построение Литтлтона. Он пытается свести
происхождение солнечной системы также к звездным
сближениям, но к еще более невероятному сближению
уже не двух (как у Джинса), а трех звезд. Есть и другие
попытки «спасти» (подновить) гипотезу Джинса, приписав
происхождение солнечной системы другим видам звездных
сближений с совершенно невероятными комбинациями
случайностей (Джефрис, Хойл). Во всех этих искусствен-
ных попытках ярко выражается желание приписать обра-
зование солнечной системы делу редчайшего случая и тем
самым сделать солнечную систему исключительным, еди-
ничным образованием. Но это немедленно ведет к исклю-
чительности человека и по существу является возвратом
к древнему геоцентризму и антропоцентризму, к попов-
щине. Недаром поэтому за рубежом стараются «доказать»,
что, согласно теории относительности, все равно — обра-
щается ли Земля вокруг Солнца или же Солнце обращается
вокруг Земли. Эти реакционные попытки были недавно
разоблачены ленинградским ученым акад. В. А. Фоком,
показавшим, что из теории относительности такого вы-
вода сделать нельзя.
Идеи Эддингтона и Милна связаны с так называемой
«теорией» расширяющейся Вселенной. В спектрах дале-
103
ких галактик наблюдается смещение спектральных линий
к красному концу спектра, которое тем больше, чем дальше
от нас галактика. Но, по правилам определения лучевых
скоростей, такое смещение приводит к все возрастающим
скоростям удаления от нас галактик (чем дальше галак-
тика, тем больше скорость ее удаления). Формально
математическая трактовка этого смещения линий к крас-
ному концу спектра приводит к выводу, что подобное
явление распространяется не только на те пределы рас-
стояний, в которых заключены наблюдаемые галактики,
но и на всю Вселенную вообще. А отсюда делается вывод,
что около двух миллиардов лет назад вся Вселенная
состояла из одной точки, из которой во все стороны выле-
тели различные галактики. Эта «теория» пытается создать
видимость научного объяснения сотворения мира. Эта
«теория» основана на искусственных и потому незакон-
ных предположениях, что Вселенная построена по неко-
торой определенной модели, согласно которой Вселен-
ная конечна в пространстве и сейчас расширяется. Эта
«теория» так и называется «теорией расширяющейся
Вселенной». Интересно, что возраст земной коры также
оценивается в два миллиарда лет. Совпадение этих чисел
способствовало тому, что эта «теория» рассматривалась
всерьез. Кроме того, распространенная за рубежом не-
правильная идея, что все звезды в Галактике возникли
одновременно, приводит к необходимости приписать всем
звездам средний возраст тоже в несколько миллиар-
дов лет.
Вот, например, что писал в 1932 г. де-Ситтер: «Очень
соблазнительно отождествить эпоху начала расширения
с возникновением мира, что бы это ни означало. Говоря
астрономически, это расширение началось только вчера,
немногим раньше, чем на Земле возникли старейшие
горы».
В теории расширяющейся и возникшей несколько
миллиардов лет назад Вселенной концы с концами не
сходятся. Последние данные говорят, что возраст земной
коры уже не два, а три—три с половиной миллиарда
лет. Возраст Земли, конечно, старше. А последние опре-
деления пресловутого красного смещения в спектрах
далеких галактик, даже при идеалистическом предполо-
жи
женин, что Вселенная начала образовываться из точки,
приводят к тому, что время этого «образования» получается
уже не два, а один миллиард лет назад. Это связано с от-
крытием ленинградским астрономом М. С. Эйгенсоном
поглощения света в пространстве между галактиками,
вследствие чего все расстояния в мире галактик нуждаются
в некотором сокращении.Таким образом,получается вздор—
сначала произошла Земля, а затем уже вся Вселен-
ная, включая все галактики, звезды и самую Землю. При-
бавим еще, что недавние определения возраста самих
галактик, по расчетам американца Смита, приводят к ты-
сячам миллиардов лет. Следовательно, результаты на-
блюдений полностью опровергают вздорную теорию ко-
нечной и расширяющейся Вселенной.
Однако и без этого, полученного из наблюдений опро-
вержения теория конечной и расширяющейся Вселенной
вообще ложная, научно не обоснованная, противореча-
щая принципам диалектического материализма. Именно
об этой «теории» говорил на философской дискуссии това-
рищ А. А. Жданов: «Не понимая диалектического хода по-
знания, соотношения абсолютной и относительной истины,
многие последователи Эйнштейна, перенося результаты
исследования законов движения конечной, ограниченной
области Вселенной на всю бесконечную Вселенную, дого-
вариваются до конечности мира, а астроном Милн даже
«подсчитал», что мир создан два миллиарда лет тому
назад. К этим английским ученым применимы слова их
великого соотечественника философа Бэкона о том, что
они обращают бессилие своей науки в клевету против
природы» («Вопросы философии», 1947, № 1, стр. 271).
Для полной характеристики положения дел в космого-
нии капиталистических стран приведем еще несколько
примеров. Английские астрономы Хойл и Бонди выдви-
нули недавно гипотезу, что материя попросту повсюду
рождается. Подвизавшийся в Западной Германии физик
Иордан проповедует беспричинное рождение звезд из
ничего. Эти гипотезы настолько абсурдны, что их даже
не стоит опровергать; их стоит только привести как инте-
ресные образчики того, до чего могут договориться люди
в капиталистических странах, стоящие на антинаучных
позициях.
105
А вот несколько высказываний о Вселенной, имею-
щихся в статье Л. Барнета «Вселенная и труды д-ра Эйн-
штейна», в которой ярко отражается реакционная, махист-
ская философия и проповедь безнадежности научных иска-
ний: «Мысль о том, что наше знание о Вселенной является
лишь результатом впечатлений, замутненного несовершен-
ством наших чувств, заставляет относиться к поискам ре-
альности, как к чему-то безнадежному». А в предисловии к
этой статье прямо сказано, что картина Вселенной «мало
похожа на картину той вещественной, осязаемой, меха-
нической Вселенной, которую дает классическая теория.
В настоящее время ученые приближаются ощупью к та-
кой концепции космоса, согласно которой реальность
последнего... лежит за пределами наших восприятий».
Вот как отравляется сознание людей в капиталистических
странах! Наши читатели посмеются над этими потугами
зарубежных мракобесов.
На фоне этого обнищания науки в капиталистических
странах у нас создаются замечательные теории и прово-
дятся важные наблюдения. Исследования звездных ас-
социаций привели В. А. Амбарцумяна к выводу о проис-
хождении многих звезд в ассоциациях. В. А. Амбарцумян
установил, что практически все звезды типов Вольф-
Райе и Р Лебедя входят в звездные ассоциации. Можно
думать, что, выйдя из ассоциаций, звезды перестают быть
звездами этих типов. Новейшиеисследования акад. В. Г. Фе-
сенкова и А. Г. Масевич об истории развития Солнца
убедительно показывают, что оно зародилось горячей
звездой (вероятно типа В), а затем, постепенно уменьшая
свою массу не только лучеиспусканием, но и выбрасы-
ванием материи в виде маленьких частиц-корпускул, в те-
чение нескольких миллиардов лет превратилось в то
не очень горячее Солнце, которое нам сейчас хорошо
известно.
Исследования В. А. Амбарцумяна, Б. В. Кукаркина
и других советских астрономов нанесли жестокий удар
идеализму. Советская астрономия перешла теперь на
идеологическом фронте в решительное наступление. До
этого она ограничивалась преимущественно критикой.
Распространенная в науке капиталистических стран реак-
ционная идея о существовании некоторого особого мо-
106
мента в истории развития Земли, звезд, галактик и всей
Вселенной должна быть заменена основанным на работах
советских астрономов учением о непрерывном процессе
возникновения звезд. Это учение тесно связано с именем
В. А. Амбарцумяна, получившего со своим сотрудником
Б. Е. Маркаряном в 1950 г. Сталинскую премию первой
степени за работы по звездным ассоциациям. Прослушав до-
клад В. А. Амбарцумяна о звездных ассоциациях в апреле
1950 г. в Париже, прогрессивный французский астроном
Анри Минер сказал, что благодаря работам Амбарцу-
мяна, космогония вырвана из рук теологии (то есть по-
повщины) и впервые становится экспериментальной нау-
кой. Можно думать, что советская паука впоследствии
скажет свое решающее слово о возникновении планет
и галактик.
Пока советская наука не располагает законченной
теорией происхождения солнечной системы. Есть лишь
более или менее правдоподобные гипотезы. Но нас это не
должно смущать. Вопрос очень сложен, в нем нельзя
исходить из надуманных за письменным столом отвле-
ченных схем. Нужно сначала решить два тесно связан-
ных друг с другом вопроса о происхождении звезд и звезд-
ных систем. Вывод Амбарцумяна, что звезды рождаются
не по-одиночке, а группами,— блестяще опровергает
вздорность надуманных схем.
Групповое рождение звезд установлено из анализа
данных наблюдений, но за все время существования кос-
могонии ни один теоретик еще не предложил такой схе-
мы. Почему не предложил? Потому что не было соответ-
ствующего наблюдательного материала, не было практи-
ки. Нужно исходить из наблюдений, нужно собирать
факты, нужно обобщать факты, нужно направлять изу-
чение фактов.
Все это соответствует лучшим традициям советской
передовой науки, и как не вспомнить замечательные
слова из завещания И. П. Павлова: «Факты—это воздух
ученого. Без них вы никогда не сможете взлететь. Без
них ваши «теории»—пустые потуги... Не превращайтесь
в архивариусов фактов... Настойчиво ищите законы, ими
управляющие».
Говоря о последних работах советских ученых, важно
107
отметить, что все они отличаются большой организующей
силой; они четко указывают пути дальнейших исследо-
ваний и намечают программу дальнейших работ. Это —
пути передовой советской науки. В то же время в буржу-
азных странах мы часто наблюдаем беспомошное топта-
ние на одном месте. Пусть читатель уяснит до конца убо-
жество мысли многих зарубежных ученых: все звезды
построены по единой модели, все звезды подчиняются
единому соотношению масса — светимость, все звезды
произошли одновременно, все галактики также произо-
шли одновременно, вместе со звездами и единственной
солнечной системой, а значит и с Землей. Ложность этих
взглядов разоблачена советскими учеными. Применяя
методы критики и самокритики, советские ученые идут
вперед, создают теории, все лучше и лучше отображающие
строение и развитие материи в объективно существующей
Вселенной.
В буржуазных же странах наблюдается какая-то
неопределенность, стихийность в развитии науки, отсут-
ствие плановости и организующего начала в научной
работе. Но, конечно, среди работ зарубежных ученых
есть и очень ценные, принадлежащие отдельным прогрес-
сивным ученым, которые пытаются осмыслить строение
Вселенной, исходя из материалистических позиций. Мы
здесь не говорим о работах чисто наблюдательных, кото-
рые ценны как работы, отражающие объективную реаль-
ность. Мы говорим о работах организационного и теоре-
тического характера, в которых даются те или иные
общие выводы. Задача советской науки — не только
выработка своего направления, но и критика работ астро-
номов капиталистических стран и отбор среди них цен-
ных исследований. Наше направление совершенно ясное.
Советские астрономы разрабатывают проблемы строения
и развития Вселенной и отдельных ее частей на основе
диалектического материализма.
Небывалый подъем, характерный для советской науки
эпохи сталинской послевоенной пятилетки, наблюдается
и в астрономии. Несмотря на варварское разрушение
советских обсерваторий немецко-фашистскими полчи-
щами, мы ожидаем вступления в строй восстановленных
обсерваторий, еще лучше, чем раньше, вооруженных астро-
108
комическими инструментами. Ряд старых обсерваторий
переоборудуется, строятся и частично построены новые
обсерватории. В ближайшие годы мы, несомненно, будем
свидетелями еще больших успехов науки о строении
и развитии Вселенной. Порукой тому неустанная забота
о советской науке нашей партии и правительства, во
главе с величайшим гением человечества товарищем
Сталиным!
ОГЛАВЛЕНИЕ
Стр.
Предисловие •........................................ 3
1. Что такое Вселенная.................................. 5
2. Единицы расстояний в астрономии..................... 8
3. Солнце — ближайшая к нам звезда...................... 9
4. Расстояния до звезд....................•............ 11
5. Движения звезд...................................... 14
6. Блеск звезд........................................ 17
7. Светимость звезд.................................... 19
8. Спектры и температуры звезд......................... 22
9. Радиусы, массы и плотности звезд.................... 28
10. Диаграмма температура — светимость................ 31
11. Переменные звезды.................................. 38
12. Новые и новоподобные звезды........................ 41
13. Визуально-двойные звезды........................... 51
14. Спектрально-двойные звезды......................... 58
15. Затменные двойные звезды........................... 60
16. Строение звезд и источники их энергии.............. 63
17. Звездные скопления . . •........................... 64
18. Газ и пыль в межзвездном пространстве.............. 65
19. Строение Галактики................................. 73
20. Движения звезд в Галактике и ее вращение........... 83
21. Современные представления о развитии звезд и звездных
систем................................................. 87
22. Идеологическое значение советских работ по исследованию
развития звезд и звездных систем...................... 102
Печатается по постановлению
Редакционно-издательского совета
Академии Наук СССР
$
Редактор издательства Г. А. Аристов
Технический редактор Н. А. Невраева
Корректор Е. И. Чукина
*
РИСО АН СССР № 4601. Т-00037. Издат. № 3039
Тип. заказ № 864. Подп. к печ. 23/11 1951 г.
Формат бум. 84Х1081/,,. Печ. л. 5,74 Бум. л. 1,75
Уч.-издат 5,5 Тираж 20000
2-я тип. Издательства Академии Наук СССР
Москва, Шубинский пер., д. 10
Цена 3 руб.