Материалы по истории астрономии

Звездные пары

Уединение звезд, их обособленность друг от друга нельзя назвать правилом. Многие из них образуют пары, вероятно, на всю их жизнь, называемые двойными звездами. Они обращаются около их общего центра тяжести под действием взаимного тяготения. Бывает, правда, что иногда две звезды в телескоп случайно видны близко друг к другу, тогда как в действительности в пространстве они совершенно не связаны между собой. Это так называемые оптические двойные звезды. В большинстве же случаев мы имеем дело с физически двойными звездами, т. е. тяготеющими друг к другу.

Обращение их около общего центра тяжести обнаружил впервые Гершель в Англии и подтвердил В.Я. Струве в России.

Измеряя взаимное положение двойных звезд из года в год, можно определить период их обращения, который в большинстве случаев весьма велик и превышает тысячи лет. Самый короткий из них составляет около года.

Из таких измерений выясняется и форма их орбит, но истинный размер орбит становится известен только в том случае, когда известно расстояние. В самом деле, наблюдения дают лишь угол, под которым видна большая полуось орбит звезд. Пусть, например, большая полуось орбиты спутника (менее яркой звезды) видна нам под углом 2″, а параллакс звезды, т. е. угол, под которым со звезды была бы видна большая полуось орбиты Земли, составляет 0″,2. Ясно, что в таком случае большая полуось орбиты спутника двойной звезды в 10 раз больше расстояния от Земли до Солнца.

Изучение взаимного движения двойных звезд необычайно ценно для нас прежде всего в двух отношениях. Во-первых, оно показывает, что закон всемирного тяготения справедлив и в мире звезд, далеко за пределами Солнечной системы. Во-вторых, оно предоставляет нам наилучшую возможность определять массы звезд. Напомним, что по III закону Кеплера можно написать такую пропорцию:

где m1 и m2 — массы наших двух звезд, имеющих период обращения Ρ и большую полуось орбиты спутника относительно главной звезды, равную A, М и m — массы Солнца и Земли, T — год и a — расстояние от Земли до Солнца. Если массу Солнца принять за единицу, так же как T и a, то, пренебрегая крошечной массой Земли, имеем

Эта простая формула дает тогда сумму масс компонент двойной звезды, т. е. членов этой системы. Если еще определить из наблюдений расстояния х1 и х2 звезд от их общего центра тяжести, то, как известно, х1:х2=m2:m1. Из этих двух уравнений тогда находится неизвестная масса каждой из звезд в отдельности.

Оказалось, что в противоположность светимостям и размерам массы звезд сравнительно мало отличаются друг от друга. Массы гигантов больше, чем массы карликов, но в общем все они заключены в пределах от 40 до ¼ массы Солнца. Только отдельные редкие звезды имеют массы, доходящие до сотни масс Солнца. Это однообразие в массах звезд наряду с разнообразием размеров их приводит к заключению, что плотности звезд должны быть крайне различны. Между массой и светимостью звезд есть четкая зависимость (правда, ей подчиняются не все звезды) и она показывает, что большую силу света способны иметь лишь массивные звезды, так что масса звезд определяет соотношение между их температурой и размерами.

Но вернемся к двойным звездам. Среди них мы встречаем такие пары, которые напоминают двух близнецов, настолько составляющие их звезды похожи во всем друг на друга. Встречаются пары звезд, похожие и на карикатуру, где неразлучны между собой слон и моська. Обычно в таких случаях слон — огромная, яркая, но холодная и красная звезда, а моська — его спутник — маленькая, слабенькая, но горячая и голубоватая.

Представьте себе, что мы — жители планеты, которая, может быть, обращается вокруг одной из таких звезд. Какие изумительные картины разворачиваются там на небе! Из-за горизонта встает, например, красный громадный круг солнца, в сотни раз большего видимого поперечника, чем наше. За ним встает маленькое голубоватое солнце и постепенно исчезает за массивной спиной своего патрона, чтобы потом снова из-за нее вынырнуть. Или же там настает день, залитый красным светом, как у нас на закате Солнца, а вместо ночи затем наступает голубой день. Может быть, иногда голубое солнце проходит перед красным и сияет, как голубой бенгальский огонь на красном фоне.

А что можно увидеть в системе существующих тройных и даже четверных звезд, где одна из звезд или обе являются сами системами двойных солнц, разного размера и цвета! Какие причудливые комбинации солнц и какая игра красок там должны быть, как сложно там меняются ночи и дни с разным числом солнц на небе, дни, длящиеся иногда годами и, может быть, даже никогда не переходящие в ночь!

Очень тесные пары звезд не раскрывают нам своей природы даже в телескоп. В него такая пара выглядит как одна звезда, но тут на помощь нам приходит спектральный анализ.

В «ручке ковша» Большой Медведицы вторая с конца звезда второй величины называется Мицар.

Нормальным глазом близко-близко от нее (на расстоянии 11′) видна звездочка пятой величины, которую заметили еще арабы и назвали Алькор, что значит «всадник». В небольшой телескоп видно, что сам Мицар состоит из двух почти одинаковых звезд с взаимным расстоянием 14″, а Алькор кажется от них очень далеким. Мицар — визуально-двойная звезда.

В 1887—1889 гг. на Гарвардской обсерватории было получено много фотографий спектра более яркой компоненты в паре Мицара — Мицара А.

Рассматривая эти снимки спектра (спектрограммы), директор обсерватории Эдуард Пиккеринг поразился, увидев, что на одних снимках линии спектра — как линии, а на других они двойные. Когда стали исследовать это подробнее, оказалось, что линии спектра раздваиваются периодически. Точнее говоря, линии по временам расщепляются на две, расстояние между ними все растет, достигает наибольшей величины, затем снова уменьшается, линии опять сливаются и затем снова так же расщепляются, проделывая все свои превращения так же точно, как часы, а вернее сказать, еще точнее. Период расщепления составляет 10¼ дней. Но ведь смещение линий со своего места соответствует изменению скорости движения источника света, — рассуждал Пиккеринг, — а наличие двух линий позволяет подозревать наличие двух источников света — двух звезд. По-видимому, их спектры одинаковы и накладываются друг на друга, так как в телескоп на месте Мицара А двух звезд не видно. Если два спектра, наложенные друг на друга, будут смещаться в разные стороны, то их линии, вначале совпадающие, будут раздвигаться; тут не одна линия иногда раздваивается, а две линии иногда сливаются вместе.

Движение линий в спектре то в разные стороны, то навстречу друг другу вызвано, должно быть, движением звезд — владельцев этих спектров. Когда одна из них движется к нам, тогда линии ее спектра смещаются к фиолетовому концу. В тоже время другая звезда удаляется, и ее линии сдвигаются к красному концу спектра. Скорости движения звезд, как видно, одновременно увеличиваются и убывают, притом периодически. Пиккеринг сделал вывод, напрашивающийся сам собой: перед нами тесная двойная звезда с плоскостью орбиты, близкой к лучу нашего зрения. Обращаясь вокруг общего центра тяжести и несясь по своим орбитам, каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Когда обе они (находящиеся всегда в противоположных точках относительной орбиты) несутся перпендикулярно к лучу зрения, то по принципу Доплера линии их спектра занимают нормальное положение и потому сливаются вместе.

Вскоре А.А. Белопольский в Пулкове и другие ученые за границей открыли еще ряд звезд с периодически раздвигающимися линиями, тоже являющихся спектрально-двойными звездами, как их назвали.

Правильность объяснения такого раздваивания линий в спектре была подтверждена в 1920 г., когда с помощью интерферометра, применявшегося для «измерения диаметров звезд, удалось измерить расстояние между сочленами одной спектрально-двойной звезды. Измеренное интерферометром, но не ощутимое непосредственно в телескоп ничтожно малое угловое расстояние между ними в точности совпало с вычисленным на основании спектральных данных. Эта звезда была Капелла, и угловое расстояние между составляющими ее звездами было равно в это время 0″,045, что чуть-чуть меньше расстояния, на котором две звезды могут быть видимы по отдельности в 2½-метровый телескоп.

У большинства спектрально-двойных звезд спутник слишком слаб, чтобы линии его спектра были видны на фоне яркого спектра главной звезды. Тогда вместо раздвоения линий наблюдается лишь периодическое колебание одиночных линий (см. рис. 146 справа). Потребовалось известное остроумие, чтобы из наблюдений колебаний лучевой скорости звезды вывести данные об орбите двойной системы. Периоды обращения спектрально-двойных звезд более короткие — от 2 часов до 15 лет.

Много таких тесных звездных пар обнаружили, в частности, в Симеизской обсерватории Г.А. Шайн и В.А. Альбицкий. Бывает, что в системе непосредственно видимой двойной звезды один сочлен или даже оба сами по себе — спектрально-двойные.

Эти случаи еще раз показывают, как спектральный анализ разоблачает «всю подноготную» звезд, позволяет открывать невидимые движения их. Спектр звезды — это такой ее паспорт, который выдает ее с головой и не позволяет укрыть от нашего пытливого ока, кажется, ни одну из ее тайн.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку