Анатомия звездных атмосфер

Светлая далекая одинокая точка, на которой ничего не видно даже в сильнейший телескоп, — вот что такое звезда для обычного наблюдателя. Такова, например, и звездочка 3-й величины Дзета Возничего, одна из тех лампад, зажигаемых ангелами ввечеру, за какие почитались звезды суеверными людьми в средние века. Много лет мы не видели в ней ничего особенного, но с 1932, она стала наиболее изученной звездой. С 1932 по 1934 г., за два года, астрономы, как хирурги, произвели как бы полное ее вскрытие или рассечение, изучив всю ее «анатомию», но вместо операционных ножей они воспользовались всем арсеналом приборов, анализирующих свет.

В 1908 г. Компбелл в Ликской обсерватории доказал, что спектр Дзеты Возничего состоит из наложенных друг на друга двух спектров K3 и B8, принадлежащих двум разным, невидимым по отдельности звездам, составляющим Дзету Возничего. Только в 1924 г. был установлен период их взаимного обращения — 972 дня, почти 3 года. По совокупности имевшихся спектрограмм вычислили элементы орбиты и обратили внимание на то, что одна из спектрограмм сильно отличалась от всех прочих. Линии спектра были на ней необычайно резки. Это объяснили тем, что в то время, когда был получен этот спектр, белая звезда со спектром В была в затмении — скрылась от нас за оранжево-красной звездой К. Отсюда заключили, что затмения должны происходить периодически, а Дзета Возничего, следовательно, является затменно-двойной звездой, меняющей свой блеск, — «дьявольской звездой» — алголем. Вычислили и даты предстоящих затмений звезды В: 1926, 1929 и 1932 г., предлагая проверить эти выводы наблюдениями.

Рис. 152. Система двойной звезды ζ Возничего и затмения в ней.

На призыв сразу как-то не откликнулись, и только в 1932 г. две обсерватории к назначенному времени принялись за измерение ее блеска и фотографирование спектра.

Предсказание блестяще оправдалось, и обнаружился минимум блеска, длившийся «40 дней и 40 ночей». Кроме того, вокруг красной K-звезды обнаружилась обширная атмосфера, благодаря особенностям затмения доступная подробнейшему изучению, и потому в 1934 г. астрономы прямо-таки набросились на эту звезду. За ней охотились, как буржуазные репортеры за приезжей знаменитостью. Все же самый интересный период, пока затмение было частным, т. е. пока звезда В выглядывала частично («выглядывала» для нас невидимо!) из-за широкой спины своего толстого и раскрасневшегося хозяина, не удалось проследить достаточно подробно. Частное затмение длится только 19 часов, из которых многие протекают, когда звезда находится под горизонтом, другие же могут прийтись на дневное время или на пасмурную погоду. Полное же затмение длится, как сказано, 40 суток. Как это не похоже на солнечные затмения, когда Луна, кажущаяся того же размера, что и Солнце, в течение часов производит частное затмение и лишь на минуты, а иногда лишь на секунды затмевает Солнце совершенно!

Красная звезда Дзета Возничего больше Солнца в 293 раза, а белая — в четыре раза, так что спутник в 73 раза меньше главной звезды. Он — как ягодка белой смородины в сравнении с красной тыквой, и потому, быстро спрятавшись за ней, долго не показывается.

Орбита спутника по отношению к главной звезде равна орбите Юпитера, причем красная звезда по диаметру почти равна орбите Марса и в 32 раза массивнее Солнца, спутник же массивнее Солнца в 13 раз. Его светимость при температуре 15000° в 400 раз больше солнечной, а светимость красной звезды при температуре 3160° в 1900 раз больше. Вместе они в 2300 раз ярче Солнца. Подобно Бетельгейзе красная звезда имеет очень малую плотность, соответствующую плотности воздуха при давлении в 1 мм ртутного столба (вместо 760 мм нормального атмосферного давления).

Звезда К окружена обширной разреженной атмосферой, сквозь которую просвечивает звезда В, прежде чем спрятаться при затмении, а также перед тем как выглянуть после затмения. В масштабе рис. 152 звезду В надо было бы изобразить едва видимой пылинкой, в 0,2 мм диаметром, и понятно, что мы в течение 2—3 недель можем следить (по спектру), как она, заходя за звезду К, просвечивает через все более низкие и плотные слои красноватой атмосферы. Ее свет поглощается в этой атмосфере, отчего в спектре видны темные линии. Интенсивность последних увеличивается с ростом плотности и толщины слоев атмосферы звезды К, через которые проходит излучение звезды B. Следя за изменением интенсивности линий в спектре, можно было подсчитать число атомов разных химических элементов в столбе атмосферы на разной высоте над поверхностью звезды К. Таким путем атмосфера звезды была изучена как бы в разрезе, и чуть ли не лучше, чем атмосфера нашего Солнца, а между тем, повторяем, звезда эта видна нам только как световая точка.

Изменения блеска звезды в свете, воспринимаемом глазом, едва-едва заметны — всего лишь 0,2 звездной величины, отчего раньше, без точных измерений, переменность Дзеты Возничего и не была обнаружена. Оказалось, что чем дальше в фиолетовую область спектра, тем больше там изменение блеска. В невидимых глазом ультрафиолетовых лучах с длиной волны 3780 Å изменение блеска звезды доходит до 2,14 звездной величины! Это объясняется тем, что вне затмений светят обе звезды, но ультрафиолетовыми лучами богата только горячая белая звезда, видимыми же лучами она заметно беднее, чем более холодная, но яркая для глаза красная звезда. Когда белая звезда в затмении, то видимых лучей из общего света звезды вычитается мало, а ультрафиолетовых много, отчего и изменение в их интенсивности более заметно.

Из наблюдений спектра перед затмением и после него обнаружилось вращение красной звезды вокруг своей оси с периодом 785 дней и в ту же сторону, в какую она обращается по своей орбите.

Выше всего над поверхностью звезды в ее атмосфере, как и в атмосфере Солнца, поднимается кальций. Он достигает высоты 233 млн. км, т. е. простирается над поверхностью звезды на расстояние, в полтора раза больше расстояния от Земли до Солнца!

Таковы «скромные» сведения, полученные нами о светлой точке, находящейся от нас на таком расстоянии, что свет пробегает его за 980 лет.