Земля и небо
Шрифт:
А недавно открыта звезда, получившая обозначение: LP 768–500. Она в 30 раз плотнее звезды, описанной выше. Один кубический сантиметр ее вещества весил бы на Земле тысячу тонн!
Откуда могло взяться такое чудовищно плотное вещество? Ученые разгадали загадку. Но чтобы разъяснить ее, придется немного поговорить о строении вещества.
Тебе, конечно, известно, что все в природе состоит из атомов. Раньше атом считали мельчайшей крупинкой вещества, которую раздробить на части уже невозможно. Но потом оказалось, что устройство атома очень сложное. Он несколько напоминает Солнечную систему, только в бесконечно уменьшенном
Что будет, если оторвать от ядер электроны и составить вещество из одних ядер?
Покажу это на простом примере. Тебе известны головки одуванчика, где вокруг плотного шарика сидят десятки пушинок на тонких длинных ножках. Представь себе, что большой ящик из тонкой фанеры наполнен одуванчиками, и они уложены так аккуратно, что не сбита ни одна пушинка. Сколько весит ящик? Очень мало.
А теперь представим другое. Все пушинки с ножками оторвали и наполнили ящик одними центральными шариками. Сколько он стал весить? В сотни, а может быть, в тысячи раз больше.
Вот так же обстоит дело с «белыми карликами». Под действием огромной температуры и колоссального давления атомы лишились своих электронов, остались лишь центральные ядрышки. Они спрессовались вместе, и получилось вещество такой плотности, которую еще не могут получить ученые Земли в лабораториях.
Природа неистощима в своем разнообразии.
Двойные и кратные звезды
Бывает так. Астроном смотрит в телескоп и видит рядом две звезды. И возникает вопрос: связаны ли эти звезды или их соседство только кажущееся и просто они находятся на одной прямой линии с наблюдателем?
В этом случае одна из них может быть в тысячу раз дальше другой.
В конце концов ученые узнали, что во многих парах одна звезда расположена вблизи другой и что они связаны силой всемирного тяготения. Такие звезды стали называть двойными. В настоящее время известны десятки тысяч двойных звезд. Если рассматривать их в телескоп, они представляют красивое зрелище, когда звезды разного цвета: например, одна красная, а другая синяя или одна оранжевая, а другая зеленая…
Та звезда, у которой масса больше, — главная, другая — спутник и вращается вокруг главной, как планета вокруг Солнца.
Двойные звезды оказались ценной находкой для астрономов. Ученые знают законы, по которым небесные тела обращаются друг около друга. Сравнивая силу притяжения в далеких звездных системах с той силой, с которой наше Солнце притягивает свои планеты, можно определить массу двойной звезды. А зная массу двойной звезды и ее плотность, определяемую по цвету звезды, и зная расстояние звезды от нас, астрономы легко определяют ее размеры, то есть диаметр и объем.
Есть в мировом пространстве и более сложные системы: тройные, четверные, пятерные звезды. В таких системах меньшие звезды вращаются вокруг большей или все они вращаются вокруг общего центра. Изучать такие системы гораздо труднее, чем двойные, и встречаются они реже.
Переменные звезды. Пульсары
Много чудес на небе! Еще с давних пор
Какие могут быть причины того, что сила света звезды меняется? Таких причин оказалось две. Одна из них более простая и понятная. Узнали ее, наблюдая звезду Альголь в созвездии Персея.
Эта звезда в продолжение двух с половиной суток очень ярка, потом в течение пяти часов ее свет постепенно ослабевает, а затем восстанавливается ее первоначальная яркость. Астрономы догадались о причине изменения яркости Альголя уже 200 лет назад. Они сказали:
«Очевидно, вокруг Альголя вращается большой темный спутник, огромная планета. По временам она заслоняет от нас Альголь, но не весь, а значительную его часть. Потом планета уходит, и Альголь снова открывается нам. Мы наблюдаем периодически повторяющиеся затмения Альголя. Период изменения блеска звезды — это и есть период обращения вокруг нее темного спутника».
Предположение оказалось верным.
В наше время известно несколько сотен таких «затменных» звезд. Это, строго говоря, не переменные звезды, а двойные.
Но есть во Вселенной и настоящие переменные звезды — «цефеиды». Их назвали так потому, что первая такая звезда обнаружена в созвездии Цефея. Цефеиды — одно из удивительных явлений космоса. Это своего рода километровые столбы или, лучше сказать, маяки, расставленные в безграничном океане Вселенной для отважных звездоплавателей.
Рассказ о том, как астрономы сумели воспользоваться цефеидами для исследования Вселенной, очень интересен.
Представь себе звезду, которая с каждым часом и даже с каждой минутой светит все сильнее, как будто какой-то исполин подливает в нее горючее. Потом она начинает угасать, словно приток горючего прекратился и догорает лишь остаток. Но проходит некоторое время, исполин снова принимается за работу, и звезда опять разгорается. Такое изменение яркости звезды ученые назвали пульсированием. Ведь у человека пульс бьется потому, что его сердце то сжимается, то расширяется и, таким образом, гонит кровь по артериям.
Каждая цефеида тоже сжимается и расширяется, как колоссальное сердце. Когда она сжимается, ее температура увеличивается, звезда начинает светить ярче, когда расширяется — светит слабее. Но почему пульсирует звезда? Этого астрономы пока не знают.
Пульсирование цефеид происходит с удивительной точностью: по нему можно проверять часы!
У некоторых цефеид период пульсации и изменения силы блеска очень маленький — всего час с небольшим. У коротко-периодических цефеид период пульсации продолжается от часа до суток, долгопериодические цефеиды имеют период пульсации до 70 суток.
В 1912 году было сделано замечательное открытие. Оказалось, что цефеида пульсирует тем быстрее, чем она меньше, а чем она больше, тем пульсирует медленнее. Да это и понятно: для сжатия и расширения большой массы надо и больше времени.
По периоду цефеиды стало возможно определять ее истинную яркость, то есть такую, какую звезда имеет на самом деле. А кажущаяся яркость звезды зависит от ее расстояния до Земли. Ведь даже слабая звезда, расположенная близко, кажется яркой. Сравнивая истинную яркость звезды и ее кажущуюся яркость, астрономы научились очень точно узнавать расстояние до каждой цефеиды.