Строение звезд

Линии спектров натрия, магния, кальция и водорода совпадают с таковыми же в спектре Сириуса.

Неутомимый астроном Секки изучил спектры более 300 звезд; на основании своих многочисленных исследова­ний он пришел к заключению, что звездные спектры можно подразделить на три главных типа.

К первому типу относятся так называемые белые звез­ды, как, например, Сириус, Бега, Альтаир и др. В их спектре замечаются три толстые линии: одна совпадает с солнечной линией С, другая располагается на близком расстоянии от солнечной линии Я, третья находится в крайней фиолетовой части спектра, но бывает видна толь­ко в спектре очень ярких белых звезд.

Второй тип звездных спектров характеризуется тонки­ми линиями, очень похожими на солнечные. Такой спектр дают желтые звезды, как Арктур, Капелла, Поллукс, и большинство ярких звезд второй величины.

Спектр звезд третьего типа резко отличается от спектра звезд первого типа своими темными полосами. Такой спектр имеют звезды оранжевого и красного цвета: Анта­рес, а Геркулеса, Бетельгейзе и др.

Спектр звезд первого типа изобилует линиями водоро­да, натрия и магния, спектр звезд второго типа вообще имеет замечательное сходство с солнечным спектром, — мы здесь находим присутствие железа, титана, кальция, мар­ганца, натрия, магния, калия и водорода.

Представители третьего типа свидетельствуют, по-видимому, о низкой температуре газов, из которых эти звезды состоят. Возможно, что эти звезды старее и холоднее дру­гих светил и посылают в пространство свои последние лучи. Свет звезд оказывает химическое действие на фото­графическую пластинку; в последнее время звездная фото­графия и фотография спектров небесных светил достигла больших успехов.

Яркость некоторых звезд, как показывают наблюдения, подвергается довольно сильным изменениям и колебаниям.

Подтверждением этой гипотезы служат так называемые временные, или новые, звезды, которые внезапно вспыхива­ют на небосклоне, горят некоторое время очень ярко и за­тем исчезают; так, в августе 1572 года в созвездии Кас­сиопеи неожиданно появилась новая звезда.

По описанию знаменитого датского астронома Тихо де Праге, лично ее наблюдавшего, эта гостья Кассиопеи своим ''•леском превосходила Сириуса, Бегу и Юпитера; ее можно было сравнить только с Венерой, когда та находится в своем наибольшем блеске.

В декабре 1572 года яркость новой звезды стала умень­шаться, по своему блеску она сравнялась с Юпитером. Ослабление света шло дальше; в январе 1573 года новая звезда блестела слабее, чем Юпитер, в марте это уже была новая звезда первой величины, в мае — второй величины и т. д. В декабре 1573 года она обратилась в звезду пятой величины, два месяца спустя — в звезду шестой величины и, наконец, бесследно пропала из виду, «просуществовав» 17 месяцев.

Аналогичное явление наблюдалось Кеплером и Галиле­ем в октябре 1604 года в созвездии Змеедержца. Блеск но­вой яркой звезды стал постепенно ослабевать; спустя 15 месяцев после своего появления пришелица исчезла, не оставив после себя никаких следов.

В 1670 году загорелась блестящая звезда в «голове» Лисицы; весьма интересны были последние моменты ее су­ществования,— она то угасала, то вспыхивала вновь судорожно трепещущим светом, пока не исчезла оконча­тельно.

Такие звезды называются временными; они появляются сравнительно редко, — за все время нашей эры мы знаем только 24 случая появления таких звезд.

Каким же образом можно объяснить себе это явление? Предположение, что временные звезды — новые создания природы, не выдерживает никакой критики; по-видимому, это светила, которые существуют с незапамятных времен и удалены от нас на такие ужасающие расстояния, что совершенно недоступны не только невооруженному глазу, по сильнейшему из наших телескопов. Но вот происходит какой-нибудь колоссальный переворот: гигантской взрыв огромных масс раскаленного водорода — один из тех взрывов, которые несколько напоминают катастрофы, взбудораживающие солнечную хромосферу; в результате полу­чается нечто вроде исполинского пожара, и доселе не­видимая звезда вдруг ярко загорается на небе. Затем взрывы ослабевают, пожар мало-помалу прекращается, и ослепи­тельная звезда начинает меркнуть, пока окончательно не скроется из виду

Наряду с этими сильными и неожиданными переворо­тами известны также правильные изменения в яркости света некоторых звезд, получивших название периоди­ческих.

Из периодических звезд самой замечательной считается о (омикрон) Кита — Дивная, Мира. Эта звезда периоди­чески достигает яркости звезды второй величины, напоми­ная своим видом а Большой Медведицы; такой блеск она сохраняет в течение 15 дней, затем она начинает бледнеть, и свет ее, бывший сначала желтым, слабеет все больше и больше, переходя в красный, и, наконец, дойдя до девятой величины, звезда исчезает совершенно. Через пять месяцев она появляется снова в форме маленькой бледной звездоч­ки; теперь яркость ее увеличивается с каждым днем, до­ходит до своего предела, именно до блеска звезды второй величины, останавливается на этом в течение указанного выше времени, а затем с ней опять начинается прежняя история. Это явление происходит периодически в проме­жуток времени в 332 дня.

Самое правдоподобное объяснение этого явления со­стоит в том, что звезда, по всей вероятности, периодически выбрасывает большие массы раскаленных паров.

Явление это аналогично периодическому возрастанию числа солнечных пятен, с той разницей, что, во-первых, на Солнце этот период длится 11 лет, а на Дивной Кита — всего 332 дня, во-вторых, этот процесс происходит здесь в несравненно более обширных размерах, чем на Солнце.

Интересна переменная звезда Альголь Персея). Аль- голь сохраняет вид звезды второй величины в течение 2 дней и 11 часов, затем свет ее начинает быстро ослабе­вать; через 21/₂ часа Альголь представляет собой уже звезду зУ2-й величины, но спустя 5 или 6 минут яркость ее опять увеличивается, так что через 10 часов после на­чала изменений Альголь принимает свой первоначальный вид. Это явление объясняется совсем иначе, чем измен­чивость Дивной Кита.

Альголь, это далекое солнце, имеет обращающегося вокруг него спутника — менее яркую звезду. Период обра­щения обеих звезд около их общего центра тяжести со­ставляет 2 дня 21 час. Когда сравнительно слабо светя­щийся спутник Альголя становится перед более яркой звездой, то общий свет системы этих двух звезд для нас ослабевает, потому что происходит затмение яркой звезды. Затмения при движении спутника повторяются периоди­чески, и потому видимый нами блеск Альголя периоди­чески меняется. Обе звезды находятся так близко друг к другу и так далеко от нас, что даже в самые сильные те­лескопы не видно, что тут на самом деле не одна звезда, а две. Однако объяснение изменчивости блеска Альголя, приведенное выше, безусловно правильно, как это было подтверждено данными спектрального анализа.

¹ Новые данные об этих временных звездах и об описываемых ниже переменных звездах даются в дополнительных главах.

Альголь — не единственная звезда такого рода. Астро­номам известно еще много других звезд, меняющих блеск подобно Альголю и по той же причине. Попробуйте как- нибудь вечером проследить изменения, происходящие с Альголем. Многие любители звездного неба приносят нау­ке большую пользу, тщательно определяя блеск переменных звезд путем их сравнения с соседними звездами по­стоянной яркости.

Стрелец содержит много переменных звезд; переменны­ми звездами являются также 8 Весов, X (ламбда) Тельца, 8 Цефея, Орла, р Лиры и многие другие.

Звезда R Щита Собесского изменяется с четвертой до восьмой величины; Мира Кита — со второй до девятой, х Лебедя — с четвертой до тринадцатой.

Итак, для объяснения изменчивости света переменных везде существуют такие гипотезы:

1. Сильные и быстрые изменения, происходящие в Фотосфере звезд; периодичность этого процесса имеет сходство с периодическим изменением количества солнечных пятен.
2. Затмения, обусловливаемые прохождением слабо светящихся звезд, которые движутся около яркой звезды-солнца.

До сих пор мы занимались одинокими звездами; перейдем теперь к рассмотрению так называемых сложных звезд.