Происхождение и развитие галактик и звезд

Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики –
Магеллановы Облака – видны невооруженным глазом на южном полушарии неба
и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика
северного полушария – Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия
этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом
С.Мариусом (1570–1624) началось научное изучение галактик, туманностей и
звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными
астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые
обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688–1772) в Швеции,
Т.Райт (1711–1786) в Англии, И.Кант (1724–1804) в Пруссии, И.Ламберт
(1728–1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738–1822) в Англии. Однако лишь в
первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было
однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов
Г.Кертиса (1872–1942) и Э.Хаббла (1889–1953). Они доказали, что
расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей»
значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936
Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до
предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон,
т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет. В 1929 Хаббл открыл
зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта
зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной
космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное
изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными
усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров.
Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую
возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик,
квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные
наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить
рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.

Каталоги галактик. Первый каталог «туманностей» был опубликован в 1782
французским астрономом Ш.Мессье (1730–1817). В этот список попали как
звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и
внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье
используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) – это знаменитая
Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в
созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к
открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была
продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792–1871), который провел наблюдения
в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834–1838) и опубликовал в
1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй
половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер
(1852–1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General
Catalogue – NGC), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908
двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей
и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC
с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо
М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной
величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и
А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и
третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де
Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги,
основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были
опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898–1974) в США и
Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс.
галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор
южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной
обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.


Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять
их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й
звездной величины (к северу от склонения ?20?), проделанного Ч.Шейном и
К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких
галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас
широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на
обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной
величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по
небесной сфере (севернее склонения ?30?). По этим данным на всем небе
более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и
светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет
соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как
правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925
Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде.
Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все
галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные,
спиральные и неправильные.

Эллиптические (E) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без
резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это
вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма
зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра
отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ? 5/10
(обозначается E5).

Линзовидные (L или S0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме
сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся
экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие
колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более
сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Спиральные (S) галактики также состоят из двух компонентов –
сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной
структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa, Sb, Sc, Sd (от
«ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще,
сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или
балдж) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра,
спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по
относительной яркости балджа и диска.

Неправильные (I) галактики бывают двух основных видов: магелланового
типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность
спиралей от Sm до Im, и немагелланового типа I0, имеющие хаотические
темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа
линзовидной или ранней спиральной.

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от
наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск
линейной структуры (бар), а также центральносимметричного кольца (рис. 1
и 2):

Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК. Основные типы: E, L, S, I
располагаются последовательно от E до Im; семейства обычных A и
пересеченных B; вида s и r. Круглые диаграммы внизу – сечение главной
конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.

Рис. 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной
конфигурации в области Sb.

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более
тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная
классификация, основанная на фотометрических, кинематических и
радиоизмерениях.

Состав. Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие
в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом
В.Бааде (1893–1960).

Население I, присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах
спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O
и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль
с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и
маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи
Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II, присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а
также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит
красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики;
в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых
(рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или
цветом) звезд и их светимостью у различных населений.

Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ. На фотографии спиральной галактики
Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты
и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд
Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды: галактика NGC
205 (внизу) и М 32 (вверху слева). Самые яркие звезды на этом фото
принадлежат нашей Галактике.

Рис. 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА, на которой видна связь между
спектральным классом (или цветом) и светимостью у звезд разного типа. I:
молодые звезды Населения I, типичные для спиральных рукавов. II:
состарившиеся звезды Населения I; III: старые звезды Населения II,
типичные для шаровых скоплений и эллиптических галактик.



Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только
Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось,
что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных
пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких
близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем
показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее,
чем думал Бааде.

Расстояние. Измерение расстояний до далеких галактик основано на
абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают
несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод
тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет.
Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении
собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд.
На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR
Лиры и ? Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до
ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и
эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами
и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик.
Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и
светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно
используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его
абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m – M) называют «видимым
модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо
исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка
обычно достигает 10–20%.

Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а
значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В
табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших
групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды
световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их
красному смещению (см. ниже: Природа красного смещения).

Таблица 1. РАССТОЯНИЯ ДО БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИК,ИХ ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ

Галактика или группа Видимый модуль расстояния

(m – M) Расстояние, млн. св. лет

Большое Магелланово Облако 18,7 0,15

Малое Магелланово Облако 19,0 0,18

Группа Андромеды (М 31) 24,5 2,15

Группа Скульптора 27,2 8,20

Группа Б. Медведицы (М 81) 27,4 8,60

Скопление в Деве 30,7 40

Скопление в Печи 31,3 54

Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную
светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной
светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики.
Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены
подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости
(рис. 5,а):

Рис. 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК. а – эллиптические галактики
(изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня
четвертой степени из приведенного радиуса (r/re)1/4, где r – расстояние
от центра, а re – эффективный радиус, внутри которого заключена половина
полной светимости галактики); б – линзовидная галактика NGC 1553; в –
три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий
прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от
расстояния).

Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис.
5,б) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных
участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные
между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона
для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей
вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии
экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов
не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик.
Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и
значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается
от Sa к Sd (рис. 5,в).

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль
расстояния (m – M), вычисляют абсолютную величину M. У самых ярких
галактик, исключая квазары, M ? ?22, т.е. их светимость почти в 100
млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M ???10,
т.е. светимость ок. 106 солнечной. Распределение числа галактик по M,
называемое «функцией светимости», – важная характеристика галактического
населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины,
функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова
(колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах Mm =
?18,5 и дисперсией ? 0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до
Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в
скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости,
т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество
гигантских (рис. 6):

Рис. 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК. а – выборка ярче некоторой
предельной видимой величины; б – полная выборка в определенном большом
объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество
карликовых систем с MB < -16.

Размер. Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно
спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности
телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей
галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет
регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это
примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте
(линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких
тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантских.
Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной
светимостью.

/мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря
на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам
звезд определенного класса от A до K, причем есть заметная корреляция
между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр
класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd. Спектры
класса A–F у спиралей Sd и Sc. Переход от Sc к Sb сопровождается
изменением спектра от F к F–G, а спирали Sb и Sa, линзовидные и
эллиптические системы имеют спектры G и K. Правда, позже выяснилось, что
излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из
смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K.

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется
интегральный показатель их цвета (B – V), т.е. разность между звездной
величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель
цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 – желтоватому, 1,0 –
красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется
от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава.
Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей
это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их
дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно
лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр,
приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от
приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть
спектра, а от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера,
относительное изменение длины волны линии составляет ??/? = Vr/c, где c
– скорость света, а Vr – лучевая скорость, т.е. компонента скорости
источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров
галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального
движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает
максимального значения (VM) на некотором расстоянии от центра (rM), а
затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики VM = 230 км/с на
расстоянии rM = 40 тыс. св. лет от центра:

Рис. 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ, вращающейся вокруг оси N, при
ориентации щели спектрографа вдоль оси ab. Линия от удаляющегося края
галактики (b) отклонена в красную сторону (R), а от приближающегося края
(a) – в ультрафиолетовую (UV).

Рис. 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ. Скорость вращения Vr достигает
максимального значения VM на расстоянии RM от центра галактики, а затем
медленно уменьшается.

Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую
форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой
скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых
полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам
ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов:
во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра,
рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В
простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе,
получим массу галактики внутри орбиты звезды: M = rVr2/G, где G –
постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет
оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 2?1011 солнечных масс,
у Туманности Андромеды 4?1011, у Большого Магелланова Облака – 15?109.
Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости
(L), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в
голубых лучах равное M/L ? 5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв
вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в
галактике (?v), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют
дисперсией скоростей: M ? R?v2/G, где R – радиус галактики (теорема
вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от
50 до 300 км/с, а массы от 109 солнечных масс у карликовых систем до
1012 у гигантских.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую
радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит
в широком диапазоне длин волн ? или частот ? = c/?, от нескольких
мегагерц (??? 100 м) до десятков гигагерц (? ? 1 см), и называется
«непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов,
важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов,
движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле.
В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и
К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от
многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, –
слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну
миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных
галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева
А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость
составляет 10–4?10–3 от оптической. А у редких объектов, таких, как
радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через
несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось
отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых
радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор
не отождествлено с оптическими объектами.

Кроме непрерывного радиоизлучения, галактики испускают узкие
спектральные линии, например на волне 21 см. Эта линия принадлежит
межзвездному нейтральному водороду и излучается им, когда электрон в
атоме самопроизвольно поворачивает свой спин относительно спина протона.
Излучение водорода на волне 21 см было предсказано в 1944 Х.ван де
Хюлстом (Лейденская обсерватория, Нидерланды) и обнаружено в 1951 от
Млечного Пути, а вскоре и от других галактик. Это очень важная линия,
поскольку других спектральных линий у нейтрального водорода нет. Долгие
годы она вообще была единственной спектральной линией в радиодиапазоне,
давая возможность измерять количество газа в галактике и его движение
(по доплеровскому смещению). Оказалось, что в эллиптических галактиках
почти нет межзвездного газа, в линзовидных его масса ок. 0,1% массы
галактики, в спиралях ок. 1–2%, а в неправильных галактиках 5–10% и даже
больше. Нашлось даже несколько галактик-«призраков», целиком состоящих
из газа и невидимых в оптике.

Оказалось, что часть межзвездной среды, порой значительная, находится в
плотных и очень холодных облаках, где большинство атомов объединено в
молекулы (H2, CO, H2O, HCN, NH3 и др.), имеющие разнообразные
спектральные линии. Поэтому изучение радиоспектров галактик стало очень
полезным инструментом для их исследования.

Пары и группы. Галактики часто объединены в пары, триплеты и более
сложные группы. Относительно редки одиночные галактики. Так, Большое и
Малое Магеллановы Облака составляют двойной спутник (рис. 9) Млечного
Пути. У Туманности Андромеды тоже есть спутники. Все они, в свою
очередь, входят в «Местную группу» галактик (табл. 2) диаметром ок. 5
млн. св. лет и толщиной менее 2 млн. св. лет (рис. 11). В пределах 30
млн. св. лет от Местной группы обнаружено еще более дюжины подобных
групп.

Массы двойных галактик оценивают по разности их лучевых скоростей,
считая, что их компоненты, подобно двойным звездам, движутся по
эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс. Однако орбитальные
периоды галактик в парах очень велики (108–109 лет), поэтому истинную
форму орбиты определить невозможно и приходится ограничиваться средними
статистическими оценками массы. Обычно при этом масса пары оказывается
близкой к сумме масс ее компонентов, измеренной по их внутренним
движениям. Но для групп из нескольких галактик масса, полученная из
теоремы вириала по дисперсии скоростей ее членов, обычно бывает больше
суммарной массы всех видимых членов группы. Это расхождение называют
«проблемой скрытой массы». Многие астрономы считают, что на периферии
галактик и между ними действительно присутствует невидимая масса:
межгалактический газ, темные звезды, черные дыры или что-то еще.

Таблица 2. ГЛАВНЫЕ ГАЛАКТИКИ МЕСТНОЙ ГРУППЫ

Галак- тика Тип Расст.1 Видимые Абсолютные Масса6 M/L7



Вел.2 Диам.3 Свети-мость4 Диам.5



Млечный Путь Sbc – – – 14,5? 80? 200? 14?

БМО Sm 0,15 0,6 12° 2,75 31 15 5,5

ММО Smp 0,18 2,8 4° 0,52 13 3 5,8

М 31 Sb 2,10 4,4 3° 22,9 110 400 17

М 32 E2 2,10 9,1 4? 0,21 2 1? 5?

М 33 Sc 2,20 6,3 1° 3,63 38 20 5,5

Скульптор E 0,35 9,2? 45? 0,004 5 – –

Печь E 0,75 9,0 50? 0,019 11 0,1? 5

NGC 205 E 2,10 8,8 11? 0,27 6 – –

NGC 6822 Im 1,80 9,3 20?? 0,11? 7 – –

IC 1613 Im 2,10 9,9 20? 0,076 10 – –

1 Расстояние в миллионах световых лет.

2 Видимая звездная величина в голубых лучах.

3 Видимый угловой диаметр в градусах или минутах дуги.

4 Абсолютная светимость в миллиардах солнечных единиц.

5 Линейный диаметр в тысячах световых лет.

6 Масса в миллиардах солнечных единиц.

Рис. 9. БОЛЬШОЕ И МАЛОЕ МАГЕЛЛАНОВЫ ОБЛАКА – ближайшие и ярчайшие
галактики, которые видны невооруженным глазом на южном небе. Они были
известны арабам в 11 в. Структура Большого Облака похожа на неправильную
пересеченную спираль.

Взаимодействие и столкновение галактик. Сближения галактик в группах
приводят к их впечатляющему взаимодействию. Множество примеров такого
рода обнаружили Ф.Цвикки, Х.Арп и Б.А.Воронцов-Вельяминов. Часто длинные
«мосты» протягиваются между взаимодействующими галактиками, но нередко
от них в разные стороны отходят «хвосты», указывая на наличие приливных
эффектов. Иногда галактики соединяются внешними частями своих спиральных
рукавов. Компьютерное моделирование показало, что большинство этих форм
можно объяснить гравитационным взаимодействием галактик, подбирая их
ориентацию и скорость сближения.

Рис. 11. ЧЛЕНЫ МЕСТНОЙ ГРУППЫ ГАЛАКТИК в проекции на экваториальную
плоскость группы.

Особый редкий тип взаимодействия демонстрируют кольцевые галактики без
ядра (рис. 12). В одних случаях это может быть результатом лобового
столкновения двух галактик (А.Туумре, Р.Линдс), в других – столкновения
галактики с невидимым межгалактическим облаком (К.Фриман, Ж. де
Вокулер).

Рис. 12. КОЛЬЦЕВАЯ ГАЛАКТИКА может быть результатом столкновения
спиральной галактики с межгалактическим газовым облаком.

Многие пекулярные галактики типа М 82, NGC 1275, NGC 5128 (рис. 13)
могли образоваться в результате взаимодействия с межгалактическим газом
и пылью, но не исключены и взрывные явления в их ядрах. Большинство из
них – сильные радиоисточники.

Рис. 13. ПЕКУЛЯРНАЯ РАДИОГАЛАКТИКА NGC 5128 В КЕНТАВРЕ. Плотные пылевые
полосы закрывают ядро.



Облака и скопления. Галактики часто объединяются в облака эллиптической
формы поперечником 10 млн. св. лет и более; ближайшее из них Местное
облако. Известны также облака в Гончих Псах, Бол. Медведице, Льве,
Журавле и др. Они, в отличие от скоплений, имеют малую концентрацию к
центру и населены в основном спиральными и неправильными галактиками при
небольшой доле линзовидных и эллиптических.

Более плотные и богатые объединения, содержащие сотни и тысячи галактик,
называют скоплениями. Ближайшее из них в Деве на расстоянии 40 млн. св.
лет; его видимый диаметр 12? соответствует линейному диаметру 8 млн. св.
лет. В нем эллиптические и линзовидные галактики сильно концентрируются
к центру, а спиральные и неправильные тяготеют к периферии. Еще дальше
известны более богатые скопления, например, в Волосах Вероники на
расстоянии ок. 200 млн. св. лет. Обычно это скопление называют просто
Coma (от Coma Berenices – Волосы Вероники). В нем более 10 тыс.
галактик, половина из которых сосредоточена в центральной области
диаметром 1,5?, что соответствует 5 млн. св. лет, а остальные рассеяны в
области диаметром более 15 млн. св. лет.

В богатых скоплениях типа Coma галактики сильно концентрируются к
центру, как звезды в эллиптических галактиках. Массы скоплений
определяют так же, как массы галактик: по дисперсии скоростей их членов,
используя теорему вириала. В богатых скоплениях дисперсия скоростей
галактик порядка 1000 км/с, а их массы 1014–1015 солнечных. Это заметно
превышает суммарную массу галактик скопления, т.е. вновь приводит к
парадоксу скрытой массы. Некоторая часть этой массы связана с горячим
межгалактическим газом, заполняющим богатые скопления и проявляющим себя
рентгеновским излучением. Возможно, какая-то часть массы связана с
карликовыми галактиками и отдельными «межгалактическими» звездами. Но
все это не решает парадокса скрытой массы: основной ее источник до сих
пор не найден.

Сверхскопления. Тенденцию галактик скучиваться в группы, облака и
скопления все большего размера можно проследить по крайней мере еще на
одну ступень: эти агрегаты объединяются в гигантские системы –
сверхскопления галактик.

На существование «Местного сверхскопления» впервые было указано Ж.де
Вокулером в 1953 (хотя еще в 1937 Э.Холмберг на основании подсчетов
галактик на небе отмечал, что наша Галактика входит в
«метагалактическое» облако, имеющее плотность выше средней). Несколько
тысяч ярких галактик и множество слабых образуют сверхсистему
эллипсоидальной формы, в центре которой скопление в Деве. Диаметр
сверхскопления 100 млн., а толщина 30–40 млн. св. лет. Местная группа,
включающая нашу Галактику, оказалась маленьким уплотнением невдалеке от
южного края Местного сверхскопления. С нашего периферийного места хорошо
видно, что большинство галактик сконцентрировано к плоскости
сверхгалактического экватора, широкой полосой пересекающей наш северный
небосвод.

Из анализа лучевых скоростей сотен галактик выясняется, что
сверхскопление вращается вокруг оси, перпендикулярной его диску, и
напоминает в этом смысле обычную галактику. Скорость движения Местной
группы вокруг центра сверхгалактики ок. 400 км/с, а период обращения
порядка 1011 лет. Но, кроме вращения вокруг оси, Местное сверхскопление
испытывает расширение, немного замедленное по сравнению с общим
хаббловским расширением Вселенной за счет взаимного притяжения галактик,
пространственная плотность которых внутри сверхскопления выше, чем
вокруг него. Полная масса нашего сверхскопления порядка 1015 солнечных.

Концепция Местного сверхскопления некоторое время развивалась
обособленно от общих взглядов на крупномасштабную структуру Вселенной.
Но факты о крупных неоднородностях в распределении галактик постепенно
накапливались. Еще Х.Шепли (1885–1972) из Гарвардской обсерватории в
1930-е годы привлек внимание к двойным и тройным скоплениям галактик. В
1950-е годы К.Шайн с коллегами из Ликской обсерватории показал, что это
явление распространенное. Статистический анализ ликских подсчетов слабых
галактик и распределения более тысячи далеких скоплений из каталога
Дж.Абеля (Паломарская обсерватория) также указывает на тенденцию
скоплений галактик скучиваться в масштабах от 50 до 100 млн. св. лет.
Существуют даже намеки на то, что это скучивание второго порядка не
является наивысшим уровнем иерархической структуры Вселенной и что
существует скучивание третьего порядка, которое проявляется при изучении
самых далеких галактик. Правда, распределение слабых радиоисточников,
лежащих гораздо дальше доступных нам галактик, показывает, что в
масштабе миллиарда световых лет Вселенная весьма однородна.

Считается, что происхождение сверхскоплений связано с гравитационной
неустойчивостью, приводящей к росту небольших первичных неоднородностей
плотности под действием взаимного притяжения вещества. Но возможно, что
здесь сыграла роль и первичная турбулентность, наследием которой
является вращение Местного сверхскопления.

Природа красного смещения. Первые спектроскопические измерения лучевых
скоростей внегалактических туманностей сделал В.Слайфер (Ловелловская
обсерватория, Флагстафф, шт. Аризона) между 1914 и 1925. Почти во всех
спектрах линии были смещены к красному концу, т.е. имели большую длину
волны (?), чем в лабораторных спектрах (?0). Это явление, названное
«красным смещением» Z = (? ? ?0)/??0, обычно считают эффектом Доплера и
используют для определения лучевой скорости галактики, т.е. компоненты
ее скорости, направленной вдоль нашего луча зрения. Почти все галактики,
за исключением нескольких ближайших, удаляются от нас (да и приближение
к нам этих нескольких систем в основном связано с собственным движением
Солнца в Галактике и самой Галактики – в Местной группе со скоростью ок.
300 км/с).

CALIFORNIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY, Palomar Observatory

СВЯЗЬ МЕЖДУ КРАСНЫМ СМЕЩЕНИЕМ и расстоянием до галактик. Стрелками
показано смещение линий Н и К ионизованного кальция.В 1929 Хаббл
обнаружил связь между скоростью удаления галактик и расстоянием до них:
чем больше расстояние до галактики D, тем больше скорость ее удаления V,
т.е. V = HD. Коэффициент пропорциональности H теперь называют постоянной
Хаббла. Эта связь между скоростью и расстоянием служит наблюдательным
фундаментом для космологической теории расширяющейся Вселенной. Уже
обнаружены далекие галактики с величиной красного смещения Z ? 4 и
квазары с Z ? 5. Дальнейшие наблюдения должны показать, отклоняется ли
зависимость скорость – расстояние от простой линейной формулы Хаббла.
Это даст возможность точно рассчитать прошлую и будущую эволюцию
Вселенной.

Квазары и активные ядра галактик. У некоторых галактик есть компактный и
мощный источник излучения в самом центре – в ядре; по своей природе он
отличается от звезд, звездных скоплений и туманностей, составляющих
основную часть галактики. Эти источники, названные активными
галактическими ядрами (АГЯ), светят нетепловым излучением в широком
диапазоне энергий, а их спектр указывает, что движение газа в них
происходит со скоростью в несколько процентов от скорости света.
Существует много типов АГЯ, свойства которых различаются в деталях. У
сейфертовских галактик АГЯ могут излучать столько же энергии, сколько
вся остальная галактика. Другие АГЯ, называемые квазарами, могут быть
такими мощными, что родительская галактика почти неразличима в ярком
свете ее активного ядра. Наблюдения, проведенные в 1970-х годах
рентгеновскими спутниками «Ариель-5», HEAO-1 и «Эйнштейн», показали, что
сейфертовские галактики и квазары являются также мощными переменными
рентгеновскими источниками. Наблюдения IUE позволили изучить быстро
движущийся газ вблизи АГЯ, а IRAS установил, что квазары еще и яркие
инфракрасные источники. Только при помощи внеатмосферных наблюдений
удалось обнаружить, в каком широком диапазоне энергий излучают активные
ядра галактик, и измерить распределение их энергии вдоль этого
диапазона.

Рентгеновские наблюдения позволили обнаружить многие ранее не известные
АГЯ. Данные IRAS указали, что инфракрасное излучение квазаров испускает
теплая межзвездная пыль, окружающая ядро. Внимательное наблюдение за
вариациями ультрафиолетового излучения позволило понять, что светящиеся
газовые облака, окружающие активные ядра, имеют меньший размер и более
сложную структуру, чем казалось вначале. На изображениях близких АГЯ,
полученных «Хабблом», центральный источник окружен диском, вдоль оси
которого видны конусы излучения. Изображения и спектры радиогалактики М
87, переданные «Хабблом», показали, что из вращающегося диска, как и
ожидали теоретики, с большой скоростью выбрасывается струя вещества –
джет. Все это укрепляет мнение, что удивительное разнообразие
наблюдаемых проявлений у АГЯ и квазаров отчасти объясняется различием в
углах наклона их дисков по отношению к земному наблюдателю. Квазары, у
которых джет и диск повернуты прямо на наблюдателя, выглядят иначе, чем
те, у которых диск виден с ребра. Это различие отчетливо проявляется в
гамма-диапазоне: открытые «Комптоном» источники, по-видимому, развернуты
точно на нас и поэтому особенно ярки из-за релятивистских эффектов.

Таким образом, результаты внеатмосферных наблюдений подтверждают, хотя и
не доказывают пока широко распространенную теорию, что квазары и
активные галактические ядра черпают энергию из аккреции вещества на
гигантскую черную дыру, масса которой может в миллиарды раз превосходить
массу Солнца.

КВАЗАР

КВАЗАР, класс наиболее удивительных и загадочных астрономических
объектов; по-видимому, это самые мощные источники энергии во Вселенной.
С момента их открытия в 1960 обнаружено более 5000 квазаров, но еще
миллионы квазаров в принципе доступны обнаружению современными
средствами. Название «квазар» (quasar) – аббревиатура употреблявшегося
ранее термина «звездообразный радиоисточник» (quasi-stellar radio
source), хотя теперь известно, что многие квазары не очень активны в
радиодиапазоне.

В оптическом диапазоне большинство квазаров похожи на звезды, однако
излучают и в других диапазонах спектра, иногда даже больше, чем в
оптическом. У близких квазаров в оптическом диапазоне с трудом удается
различить некоторую структуру, а в радиодиапазоне многие квазары имеют
хорошо развитую структуру, которая простирается далеко за пределы
оптического изображения.

Красное смещение. Самое поразительное свойство квазаров – большое
смещение линий в их спектрах к красному концу, указывающее, в
соответствии с законом Доплера, на огромную скорость, с которой они от
нас удаляются. Первым это обнаружил в 1963 М.Шмидт из Обсерватории
им.Хейла (США), который понял, что необычные линии в спектрах квазаров –
это давно известные атомные линии, сильно изменившие свое положение за
счет доплеровского сдвига.

Расстояние. Если считать, что большая скорость удаления квазаров связана
с общим космологическим расширением Вселенной, а в этом сейчас
практически никто не сомневается, то, согласно закону Хаббла, они
находятся на огромном расстоянии от нашей Галактики. Расстояние до самых
далеких квазаров около 10 млрд. св. лет; они удаляются от нас со
скоростью, близкой к скорости света, а длина волны линий в их спектрах
увеличена в 5–6 раз. Наиболее далекие из наблюдаемых галактик в
несколько раз ближе, и скорость их удаления соответственно в несколько
раз меньше.

Яркость. Квазары – очень слабые небесные объекты: среди них нет ни
одного ярче 12-й звездной величины. Невооруженному глазу они недоступны,
для их наблюдения требуются крупные телескопы. Дело не в том, что
квазары излучают мало света, просто они находятся очень далеко. На самом
деле средний квазар светит в несколько десятков и сотен раз сильнее
крупной галактики, содержащей многие миллиарды звезд.

Размер. Из того факта, что яркость квазара может заметно измениться
всего за несколько дней, астрономы заключили, что это очень компактные
объекты, по размеру сравнимые с Солнечной системой. При этом активность
квазара продолжается довольно долго, по крайней мере несколько миллионов
лет, и требует для поддержания высокой светимости затраты большой массы
вещества – многих миллионов солнечных масс. Таким образом, квазары – это
очень массивные и компактные объекты, которые, как показали наблюдения
ближайших из них, располагаются в ядрах крупных галактик.

Состав. Обычно излучение квазаров является столь мощным, что затмевает
собой окружающую галактику. Кроме оптического, инфракрасного,
ультрафиолетового и рентгеновского излучения они рождают потоки быстрых
элементарных частиц – космических лучей, которые, распространяясь в
магнитных полях, создают радиоизлучение квазара. Потоки космических
лучей обычно покидают квазар в виде двух противоположно направленных
струй, создавая два «радиооблака» по разные стороны от квазара. Модель
квазара, позволяющая объяснить его наблюдаемые свойства, такова: вокруг
массивного компактного объекта (вероятно, черной дыры) вращается газовый
диск. Его центральная горячая часть является источником
электромагнитного излучения и быстрых космических частиц, которые могут
вылетать только вдоль оси диска и поэтому формируют два противоположно
направленных потока.

Источник энергии. Эта модель квазара, хотя и не единственная, наиболее
популярна в настоящее время. В ней главным источником энергии квазара
служит гравитационное поле массивной черной дыры. Своим притяжением
черная дыра разрушает пролетающие мимо звезды галактического ядра.
Образовавшийся при этом газ образует диск, окружающий черную дыру и
постепенно стягивающийся к ней. Сжатие и быстрое вращение центральной
части диска приводит к ее разогреву и мощному излучению. Вещество диска
частично поглощается черной дырой, увеличивая при этом ее массу, и
частично покидает квазар в виде узко направленных потоков газа и
космических лучей.

Эта модель квазара разрабатывается все более детально, но пока не может
объяснить всех наблюдаемых свойств. По-прежнему загадочными остаются
происхождение и эволюция квазаров. В ядрах некоторых близких к Земле
галактик наблюдаются проявления активности, напоминающие квазары в
меньших масштабах. Например, из ядра эллиптической галактики Кентавр А
вырываются два потока быстрых частиц, порождающие гигантские радиооблака
по обе стороны от нее. Возможно, в ядре этой галактики находится
«мини-квазар». Изучая такие близкие объекты, астрономы надеются
разрешить загадку квазаров.

ЧЕРНАЯ ДЫРА

ЧЕРНАЯ ДЫРА, область в пространстве, возникшая в результате полного
гравитационного коллапса вещества, в которой гравитационное притяжение
так велико, что ни вещество, ни свет, ни другие носители информации не
могут ее покинуть. Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не
связана с остальной Вселенной; происходящие внутри черной дыры
физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. Черная дыра
окружена поверхностью со свойством однонаправленной мембраны: вещество и
излучение свободно падает сквозь нее в черную дыру, но оттуда ничто не
может выйти. Эту поверхность называют «горизонтом событий». Поскольку до
сих пор имеются лишь косвенные указания на существование черных дыр на
расстояниях в тысячи световых лет от Земли, наше дальнейшее изложение
основывается главным образом на теоретических результатах.

Черные дыры, предсказанные общей теорией относительности (теорией
гравитации, предложенной Эйнштейном в 1915) и другими, более
современными теориями тяготения, были математически обоснованы
Р.Оппенгеймером и Х.Снайдером в 1939. Но свойства пространства и времени
в окрестности этих объектов оказались столь необычными, что астрономы и
физики в течение 25 лет не относились к ним серьезно. Однако
астрономические открытия в середине 1960-х годов заставили взглянуть на
черные дыры как на возможную физическую реальность. Их открытие и
изучение может принципиально изменить наши представления о пространстве
и времени.

ЧЕРНАЯ ДЫРА ИСКРИВЛЯЕТ ВОКРУГ СЕБЯ ГЕОМЕТРИЮ ПРОСТРАНСТВА. Согласно
общей теории относительности Альберта Эйнштейна (1915), гравитация, т.е.
взаимное притяжение между всеми материальными телами, – это вовсе не
сила, а результат искривления пространства-времени. Чем больше плотность
объекта, тем сильнее его гравитационное притяжение, т.е. больше
искривление пространства-времени. Вещество в ядрах некоторых
коллапсирующих звезд достигает такой плотности, что пространство в их
окрестности сильно искривлено, как показывают кривые линии на рисунке.
Сильно искривленные области пространства-времени и есть черные дыры.

Образование черных дыр. Пока в недрах звезды происходят термоядерные
реакции, они поддерживают высокую температуру и давление, препятствуя
сжатию звезды под действием собственной гравитации. Однако со временем
ядерное топливо истощается, и звезда начинает сжиматься. Расчеты
показывают, что если масса звезды не превосходит трех масс Солнца, то
она выиграет «битву с гравитацией»: ее гравитационный коллапс будет
остановлен давлением «вырожденного» вещества, и звезда навсегда
превратится в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса звезды
более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить ее
катастрофического коллапса и она быстро уйдет под горизонт событий, став
черной дырой. У сферической черной дыры массы M горизонт событий
образует сферу с окружностью по экватору в 2? раз большей
«гравитационного радиуса» черной дыры RG = 2GM/c2, где c – скорость
света, а G – постоянная тяготения. Черная дыра с массой 3 солнечных
имеет гравитационный радиус 8,8 км.

Если астроном будет наблюдать звезду в момент ее превращения в черную
дыру, то сначала он увидит, как звезда все быстрее и быстрее сжимается,
но по мере приближения ее поверхности к гравитационному радиусу сжатие
начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом приходящий от
звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Это
происходит потому, что в борьбе с гигантской силой тяжести свет теряет
энергию и ему требуется все больше времени, чтобы достичь наблюдателя.
Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему
ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при
этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, астроном
никогда не дождется этого момента и тем более не увидит того, что
происходит со звездой под горизонтом событий. Но теоретически этот
процесс исследовать можно.

Расчет идеализированного сферического коллапса показывает, что за
короткое время звезда сжимается в точку, где достигаются бесконечно
большие значения плотности и тяготения. Такую точку называют
«сингулярностью». Более того, общий математический анализ показывает,
что если возник горизонт событий, то даже несферический коллапс приводит
к сингулярности. Однако все это верно лишь в том случае, если общая
теория относительности применима вплоть до очень маленьких
пространственных масштабов, в чем мы пока не уверены. В микромире
действуют квантовые законы, а квантовая теория гравитации пока не
создана. Ясно, что квантовые эффекты не могут остановить сжатие звезды в
черную дыру, а вот предотвратить появление сингулярности они могли бы.

Современная теория звездной эволюции и наши знания о звездном населении
Галактики указывают, что среди 100 млрд. ее звезд должно быть порядка
100 млн. черных дыр, образовавшихся при коллапсе самых массивных звезд.
К тому же черные дыры очень большой массы могут находиться в ядрах
крупных галактик, в том числе и нашей.

Как уже отмечалось, в нашу эпоху черной дырой может стать лишь масса,
более чем втрое превышающая солнечную. Однако сразу после Большого
взрыва, с которого ок. 15 млрд. лет назад началось расширение Вселенной,
могли рождаться черные дыры любой массы. Самые маленькие из них в силу
квантовых эффектов должны были испариться, потеряв свою массу в виде
излучения и потоков частиц. Но «первичные черные дыры» с массой более
1015 г могли сохраниться до наших дней.

Все расчеты коллапса звезд делаются в предположении слабого отклонения
от сферической симметрии и показывают, что горизонт событий формируется
всегда. Однако при сильном отклонении от сферической симметрии коллапс
звезды может привести к образованию области с бесконечно сильной
гравитацией, но не окруженной горизонтом событий; ее называют «голой
сингулярностью». Это уже не черная дыра в том смысле, как мы обсуждали
выше. Физические законы вблизи голой сингулярности могут иметь весьма
неожиданный вид. В настоящее время голая сингулярность рассматривается
как маловероятный объект, тогда как в существование черных дыр верит
большинство астрофизиков.

Свойства черных дыр. Для стороннего наблюдателя структура черной дыры
выглядит чрезвычайно простой. В процессе коллапса звезды в черную дыру
за малую долю секунды (по часам удаленного наблюдателя) все ее внешние
особенности, связанные с неоднородностью исходной звезды, излучаются в
виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная
черная дыра «забывает» всю информацию об исходной звезде, кроме трех
величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и
электрического заряда. Изучая черную дыру, уже невозможно узнать,
состояла ли исходная звезда из вещества или антивещества, имела ли она
форму сигары или блина и т.п. В реальных астрофизических условиях
заряженная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды
частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым.
Оставшийся стационарный объект либо будет невращающейся «шварцшильдовой
черной дырой», которая характеризуется только массой, либо вращающейся
«керровской черной дырой», которая характеризуется массой и моментом
импульса. Единственность указанных выше типов стационарных черных дыр
была доказана в рамках общей теории относительности В.Израэлем,
Б.Картером, С.Хокингом и Д.Робинсоном.

Согласно общей теории относительности, пространство и время искривляются
гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление
происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени
и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо
физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с
определенной частотой колебаний, количество которых между двумя
событиями можно назвать «интервалом времени». Замечательно, что
гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы
показывают, что время замедляется, а все линейки – что пространство
растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра
искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной
дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут
двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле
тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же
массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем
предсказывает ньютонова теория. Любое тело, падающее на черную дыру,
задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части
мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы
притяжения на разных расстояниях от центра.

Черная дыра всегда готова поглотить вещество или излучение, увеличив
этим свою массу. Ее взаимодействие с окружающим миром определяется
простым принципом Хокинга: площадь горизонта событий черной дыры никогда
не уменьшается, если не учитывать квантового рождения частиц.

Дж.Бекенстейн в 1973 предположил, что черные дыры подчиняются тем же
физическим законам, что и физические тела, испускающие и поглощающие
излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под влиянием этой идеи
Хокинг в 1974 показал, что черные дыры могут испускать вещество и
излучение, но заметно это будет лишь в том случае, если масса самой
черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры могли рождаться
сразу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной.
Массы этих первичных черных дыр должны быть не более 1015 г (как у
небольшого астероида), а размер 10?15 м (как у протона или нейтрона).
Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары
частица–античастица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а
вторая испускается наружу. Черная дыра с массой 1015 г должно вести себя
как тело с температурой 1011 К. Идея об «испарении» черных дыр полностью
противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных
излучать.

Поиск черных дыр. Расчеты в рамках общей теории относительности
Эйнштейна указывают лишь на возможность существования черных дыр, но
отнюдь не доказывают их наличия в реальном мире; открытие настоящей
черной дыры стало бы важным шагом в развитии физики. Поиск изолированных
черных дыр в космосе безнадежно труден: мы не сможем заметить маленький
темный объект на фоне космической черноты. Но есть надежда обнаружить
черную дыру по ее взаимодействию с окружающими астрономическими телами,
по ее характерному влиянию на них.

Сверхмассивные черные дыры могут находиться в центрах галактик,
непрерывно пожирая там звезды. Сконцентрировавшись вокруг черной дыры,
звезды должны образовать центральные пики яркости в ядрах галактик; их
поиски сейчас активно ведутся. Другой метод поиска состоит в измерении
скорости движения звезд и газа вокруг центрального объекта в галактике.
Если известно их расстояние от центрального объекта, то можно вычислить
его массу и среднюю плотность. Если она существенно превосходит
плотность, возможную для звездных скоплений, то полагают, что это черная
дыра. Этим способом в 1996 Дж.Моран с коллегами определили, что в центре
галактики NGC 4258, вероятно, находится черная дыра с массой 40 млн.
солнечных.

Наиболее перспективным является поиск черной дыры в двойных системах,
где она в паре с нормальной звездой может обращаться вокруг общего
центра масс. По периодическому доплеровскому смещению линий в спектре
звезды можно понять, что она обращается в паре с неким телом и даже
оценить массу последнего. Если эта масса превышает 3 массы Солнца, а
заметить излучение самого тела не удается, то очень возможно, что это
черная дыра.

В компактной двойной системе черная дыра может захватывать газ с
поверхности нормальной звезды. Двигаясь по орбите вокруг черной дыры,
этот газ образует диск и, приближаясь по спирали к черной дыре, сильно
нагревается и становится источником мощного рентгеновского излучения.
Быстрые флуктуации этого излучения должны указывать, что газ
стремительно движется по орбите небольшого радиуса вокруг крохотного
массивного объекта.

С 1970-х годов обнаружено несколько рентгеновских источников в двойных
системах с явными признаками присутствия черных дыр. Самой перспективной
считается рентгеновская двойная V 404 Лебедя, масса невидимого
компонента которой оценивается не менее чем в 6 масс Солнца. Другие
замечательные кандидаты в черные дыры находятся в двойных рентгеновских
системах Лебедь X-1, LMCX-3, V 616 Единорога, QZ Лисички, а также в
рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. За
исключением LMCX-3, расположенной в Большом Магеллановом Облаке, все они
находятся в нашей Галактике на расстояниях порядка 8000 св. лет от
Земли.

СОЗВЕЗДИЯ

СОЗВЕЗДИЕ, группа звезд, названная в честь религиозного или мифического
персонажа либо животного, либо в честь какого-либо примечательного
объекта древности или современности. Созвездия – это своеобразные
памятники древней культуры человека, его мифологии, его интереса к
Вселенной. Историкам астрономии и мифологии они помогают понять образ
жизни и мышления древних людей. Современным астрономам и
путешественникам созвездия помогают ориентироваться на небе и быстро
определять положение объектов.

Когда люди впервые начали обращать внимание на движение Солнца, Луны и
ярких светил, которые позже греки назвали «планетами», они открыли
некоторые важные для себя явления. Так, они заметили, что дневной путь
Солнца по небу зависит от сезона: из года в год он поднимается к северу
летом и опускается к югу зимой. Они заметили также, что Луна и планеты
движутся среди звезд примерно примерно по тому же пути, что и Солнце.
Кроме того, они обнаружили, что в разные сезоны года определенные звезды
восходят незадолго до наступления утра, а другие заходят сразу после
захода Солнца.

Чтобы запомнить пути движения Солнца, Луны и планет, люди отмечали
важнейшие звезды, мимо которых те проходят на небе. Позже, создав себе
богов, они отождествили некоторых из них со звездами на небе, а других –
с явлениями на земле и в атмосфере. Древние шумеры, жившие на Ближнем
Востоке 5000 лет назад, дали названия многим известным нам созвездиям и
светилам, особенно в Зодиаке – области неба, через которую проходят пути
Солнца, Луны и планет. Например, великий бог неба Ан стал Водолеем,
небесную богиню Инанну отождествили с планетой Венера. Многие мифические
персонажи и природные явления, особенно связанные с Солнцем и Луной,
древние люди ассоциировали с определенными созвездиями.

На протяжении веков похожие группы звезд выделяли жители долины Тигра и
Евфрата, Финикии, Греции и других областей восточного Средиземноморья. В
275 до н.э. греческий поэт Арат в поэме «Явления» описал известные ему
созвездия. Их мы теперь называем «древними». Четыре века спустя
греческий астроном Птолемей в сочинении «Альмагест» указал положения
ярчайших звезд в 48 созвездиях; из них 47 сохранили свои имена до наших
дней, а одно, – Арго, корабль Язона и аргонавтов, – было в 18 в.
разделено на четыре: Киль, Корма, Паруса и Компас.

Медленное конусообразное движение земной оси, вызванное гравитационным
влиянием Луны и Солнца на нашу планету, приводит к перемещению точки
весеннего равноденствия по эклиптике к западу. Это явление называют
прецессией, т.е. предварением равноденствия. В результате прецессии за
несколько тысячелетий заметно изменилось положение земного и связанного
с ним небесного экватора относительно неподвижных звезд; поэтому
изменился годичный ход созвездий по небу. Точка весеннего равноденствия
за прошедшие с античных времен два тысячелетия переместилась из
созвездия Тельца через Овен в Рыбы. Это привело к кажущемуся смещению
всего зодиакального ряда созвездий на два положения (поскольку отсчет по
традиции начинается от того созвездия, в котором расположена точка
весеннего равноденствия). Например, Рыбы поначалу были одиннадцатым
зодиакальным созвездием, а теперь это первое созведие; Телец был первым
– стал третьим. Примерно в 2400 точка весеннего равноденствия
переместится из Рыб в Водолей, и тогда это созвездие станет первым в
Зодиаке. Заметим, что зодиакальные знаки, которыми пользуются астрологи
для обозначения участков эклиптики, жестко связаны с точками
равноденствия и следуют за ними. Перемещение точек равноденствия привело
к тому, что зодиакальные знаки теперь расположены в других созвездиях.
Солнце теперь попадает в определенный знак Зодиака на 2–5 недель раньше,
чем доберется до одноименного созвездия.

После кругосветных плаваний Магеллана (1518–1521) и других
мореплавателей стало ясно, что морякам нужны новые путеводные звезды для
успешной ориентации в южных широтах. В 1595–1596 во время экспедиции
голландского купца Ф.Хоутмана (1571–1627) вокруг мыса Доброй Надежды к
острову Ява штурман П.Кейзер обозначил 12 новых южных созвездий
(Журавль, Золотая Рыба, Индеец, Летучая Рыба, Муха, Павлин, Райская
Птица, Тукан, Феникс, Хамелеон, Южная Гидра и Южный Треугольник).
Немецкий астроном И.Байер (1572–1625) изобразил их в своем атласе
Уранометрия (Uranometria, 1603). Три новых северных созвездия (Голубь,
Единорог и Жираф) в 1624 ввел Я.Барч, зять И.Кеплера. Еще семь, в
основном, северных созвездий (Гончие Псы, Лисичка, Малый Лев, Рысь,
Секстант, Щит и Ящерица) ввел польский астроном Я.Гевелий, изучая звезды
в областях неба, не охваченных созвездиями Птолемея. Их описание
опубликовано в атласе Уранография (Prodromus astronomiae, 1690),
изданном уже после смерти Гевелия. Французский астроном Н.де Лакайль
(1713–1762), проводя наблюдения на мысе Доброй Надежды в 1751–1753,
выделил и привел в своем Каталоге звезд южного неба (Coelum australe
stelliferum, 1763) еще 17 южных созвездий (Живописец, Киль, Компас,
Корма, Микроскоп, Насос, Наугольник, Октант, Паруса, Печь, Резец, Сетка,
Скульптор, Столовая Гора, Телескоп, Циркуль и Часы), назвав их в честь
инструментов науки и искусства. Они стали последними из 88 созвездий,
используемых сейчас астрономами.

В течение многих столетий созвездия не имели четко установленных границ,
но в 1928 Международный астрономический союз утвердил границы между
созвездиями, проведенные по дугам больших кругов, параллельных или
перпендикулярных небесному экватору.

ОПИСАНИЕ СОЗВЕЗДИЙ

Андромеда. Согласно греческим мифам, Андромеда была дочерью эфиопских
царя Кефея (Цефея) и царицы Кассиопеи. Отдана отцом в жертву морскому
чудовищу, опустошавшему страну, но спасена Персеем. После смерти
превратилась в созвездие. Созвездие легко разыскать, если осенним
вечером в южной стороне неба найти Большой Квадрат Пегаса. В его
северо-восточном углу расположена звезда Альферац (a Андромеды), от
которой к северо-востоку, в сторону Персея, расходятся три цепочки
звезд, составляющих Андромеду. Ее три ярчайшие звезды 2-й звездной
величины – Альферац, Мирах и Аламак (a, b и g Андромеды), причем Аламак
– изумительная двойная звезда. Звезду Альферац именуют также Альфарет,
Альферрац или Сиррах; ее полное арабское имя «Сиррах аль-Фарас», что
значит «пуп коня» (иногда ее включали в созвездие Пегаса). Важнейший
объект в созвездии – спиральная галактика Туманность Андромеды (М 31) со
своими спутниками – карликовыми галактиками М 32 и NGC 205. В безлунную
ночь она видна даже невооруженным глазом на угловом расстоянии чуть
более 1° к западу от звезды n Андромеды. Хотя еще в 10 в. персидский
астроном ас-Суфи наблюдал Туманность Андромеды, называя ее «маленьким
облачком», европейские ученые обнаружили ее только в начале 17 в. Это
ближайшая к нам спиральная галактика, удаленная примерно на 2,2 млн. св.
лет. Хотя она напоминает вытянутый овал, поскольку ее плоскость
наклонена всего на 15° к лучу зрения, по-видимому, она похожа на нашу
Галактику, имеет диаметр около 180 000 св. лет и содержит ок. 300 млрд.
звезд. Другие интересные объекты: переменная звезда R Андромеды с
амплитудой изменения блеска в 9 звездных величин; рассеянное звездное
скопление NGC 752, планетарная туманность NGC 7662 и одна из самых
впечатляющих спиральных галактик, видимых с ребра, NGC 891.

Близнецы. Зодиакальное созвездие, в которое Солнце вступает 21 июня, а в
соответствующий знак Зодиака – 21 мая. Звезды Кастор («кучер», a
Близнецов) и Поллукс («кулачный боец», b Близнецов), раздвинутые на
4,5°, представляют головы близнецов, ноги которых, обращенные на
юго-запад, стоят на Млечном Пути, примыкая к Ориону. Кастор – визуальная
тройная система, причем оба его ярких компонента являются
спектрально-двойными, а слабый – затменная двойная. Таким образом,
Кастор – это скопление из шести звезд. Их суммарная видимая звездная
величина 1,59 и расстояние от Солнца 45 св. лет. Два ярких бело-голубых
компонента с видимыми величинами 2 и 2,7 составляют визуальную двойную с
угловым расстоянием 6І, обращающуюся вокруг общего центра масс с
периодом ок. 400 лет. Каждый из компонентов – двойная система с
орбитальными периодами 9,2 и 2,9 сут. Третий компонент удален от них на
73І, состоит из двух красных карликов и является затменной двойной,
изменяющей свой блеск от 8,6 до 9,1 звездной величины с периодом 0,8
сут. Звездная величина желтого Поллукса 1,16 и расстояние 35 св. лет;
его светимость в 35 раз выше солнечной. В истории астрономии это
созвездие известно тем, что в 1781 В.Гершель открыл планету Уран близ
звезды Пропус (h Близнецов), а в 1930 К.Томбо открыл Плутон близ звезды
Васат (d Близнецов). В затменной двойной системе U Близнецов компоненты
расположены так близко друг к другу, что вещество с одного из них
(нормальная звезда) перетекает на поверхность другого (белый карлик). В
скопившемся на поверхности белого карлика газе раз в несколько месяцев
начинаются термоядерные реакции, приводящие к взрыву: на 1–2 дня блеск
системы возрастает с 14 до 9 звездной величины. Поэтому ее называют
карликовой новой. Другие интересные объекты: рассеянное скопление М 35 и
планетарная туманность Эскимос, или Клоун (NGC 2392), состоящая из
звезды 10-й величины, окруженной яркой и однородной оболочкой.

Большая Медведица. Греческий миф повествует, что прекрасную нимфу
Каллисто Зевс превратил в Медведицу, чтобы спасти ее от мести Геры. Это
третье среди крупнейших созвездий, семь ярких звезд которого образуют
известный Ковш; этот астеризм известен с древности у многих народов под
разными названиями: Плуг, Лось, Повозка, Семь Мудрецов, и т.п. Все
звезды Ковша имеют собственные арабские имена: Дубге (a Б.Медведицы)
значит «медведь»; Мерак (b) – «поясница»; Фекда (g) – «бедро»; Мегрец
(d) – «начало хвоста»; Алиот (e) – смысл не ясен; Мицар (z) – «кушак»
или «набедренная повязка». Последнюю звезду в ручке Ковша называют
Бенетнаш или Алькаид (h); по-арабски «аль-каид банат наш» значит
«предводитель плакальщиц»; здесь астеризм мыслится не медведем, а
похоронной процессией: впереди плакальщицы, возглавляемые предводителем,
за ними погребальные носилки. Этот поэтический образ взят из арабского
народного осмысления созвездия Большой Медведицы. Звезды Мерак и Дубге,
образующие стенку Ковша, называют Указателями, поскольку проведенная
через них прямая упирается в Полярную звезду (в Малой Медведице). Все
звезды Ковша имеют блеск 2–3 звездной величины. Но система Байера
обозначения звезд греческими буквами в порядке убывания их блеска для
Ковша не справедлива: в этом астеризме порядок букв просто соответствует
порядку звезд. Рядом с Мицаром, который был вторым среди обнаруженных в
телескоп двойных звезд (Дж.Риччоли в 1650), зоркий глаз видит звезду 4
величины Алькор (80 Большой Медведицы), что по-арабски значит «забытая»
или «незначительная». Любопытно, что 5 внутренних звезд Ковша (кроме
крайних a и h) действительно образуют в пространстве единую группу –
движущееся скопление Большой Медведицы, которое довольно быстро
перемещается по небу; Дубге и Бенетнаш движутся в другую сторону;
поэтому форма Ковша существенно меняется примерно за 100 000 лет. Почти
лишенная деталей Сова (М 97) – одна из крупнейших планетарных
туманностей. В области Большой Медведицы много галактик и их скоплений.
Спиральная галактика М 101 видна плашмя, а спиральная М 81 и
веретенообразная М 82, разделенные углом всего в 38ў, образуют ядро,
возможно, ближайшей к нам группы галактик, расстояние до которой ок. 7
млн. св. лет.

Большой Пес. Расположено к юго-востоку от Ориона; частично лежит в
Млечном Пути. В этом созвездии находится ярчайшая звезда всего неба –
Сириус (a Большого Пса), имеющая звездную величину –1,43. Эта
бело-голубая звезда выглядит столь яркой (ее имя происходит от
греческого seirios, «ярко горящий») потому, что расстояние до нее всего
8,57 св. года. Блеск Сириуса столь велик еще и потому, что его
светимость в 23 раза выше, чем у Солнца. В Древнем Египте Сириус
называли «Звезда Нила», поскольку первый утренний восход Сириуса
предвещал разлив Нила в дни летнего солнцестояния. К тому же Сириус и
само созвездие уже 5000 лет назад ассоциировалось с собакой; его
древнейшее шумерское название – «собака солнца», греки называли его
просто «собакой», а римляне – «собачкой» (Canicula, отсюда летний период
отдыха – каникулы). Заметив колебательное движение Сириуса, Ф.Бессель в
1834 предсказал наличие у него компаньона, который был обнаружен
А.Кларком в 1862, получил имя «Сириус B» и прозвище «Щенок». Его
светимость в 10 000 раз слабее, чем у главной звезды – Сириуса A, радиус
в 100 раз меньше солнечного, но масса почти такая же, как у Солнца.
Поэтому Сириус B имеет фантастическую плотность: ок. 1 т/см3. Так были
открыты белые карлики – звезды, закончившие свою эволюцию и сжавшиеся до
размера небольшой планеты. Спутник виден на расстоянии от 3 до 11,5І от
Сириуса A и обращается вокруг него с периодом 49,98 года. В 4° к югу от
Сириуса находится красивое рассеянное скопление М 41, удаленное на 2350
св. лет. Другое любопытное скопление – NGC 2362, несколько дюжин звезд
которого окружают звезду 4 величины t Б.Пса. Это одно из самых молодых
скоплений: его возраст ок. 1 млн. лет.

Весы. Зодиакальное созвездие, лежащее между Скорпионом и Девой. Солнце
входит в знак Весов 23 сентября, а в созвездие – 31 октября. В
«Альмагесте» Птолемея описано как «клешни Скорпиона»; лишь незадолго до
начала христианской эры римляне дали ему нынешнее имя. Вначале это
созвездие представляло алтарь; затем его изображали как алтарь или
лампу, зажатую в гигантских клешнях Скорпиона; позже клешни «отпустили
добычу». До сих пор звезды a и b Весов называют Южной и Северной
Клешнями. Затменная переменная звезда d Весов меняет блеск от 4,8 до 6,0
звездной величины с периодом 2,3 сут.

Водоворот. Эта красивая галактика (М 51) была первой туманностью, у
которой удалось выявить спиральную структуру (У.Парсонс, 1845).
Расположенная в 3,5° к юго-западу от последней звезды «ручки Ковша»
(т.е. «хвоста» Большой Медведицы), она имеет на конце одного из двух
своих спиральных рукавов галактику-компаньона. Расстояние до нее 35 млн.
св. лет, блеск 9 звездная величина. Это одна из ближайших и ярчайших
галактик.

Водолей. Большое, но тусклое зодиакальное созвездие; находится между
Козерогом и Рыбами. У древних шумеров Водолей был одним из важнейших
созвездий, поскольку олицетворял бога неба Ана, дающего земле
живительную воду. Согласно грекам, Водолей изображает сразу несколько
мифических персонажей, например, Ганимеда – троянского юношу, ставшего
виночерпием на Олимпе; Девкалиона – героя всемирного потопа и Кекропа –
древнего царя Аттики. Солнце входит в знак Водолея 20 января, а в
созвездие – 16 февраля. Известный астеризм в Водолее – «Кувшин»,
маленькая Y-образная группа из пяти звезд, «оседлавшая» небесный
экватор. Центральная из этих звезд, z Водолея, – очаровательная двойная.
Интересны также шаровое скопление М 2 и планетарные туманности «Сатурн»
и «Улитка» (NGC 7009 и NGC 7293). В Водолее лежит радиант метеорного
потока Дельта Аквариды, активного в конце июля.

Возничий. Звездный пятиугольник, расположенный к северу от Близнецов.
Ярчайшая звезда созвездия желтая Капелла (a Возничего), или «маленькая
козочка» – шестая по яркости на небе (видимая величина 0,06). Для
наблюдателей Северного полушария, расположенных выше 44° северной
широты, она является незаходящей околополярной звездой. На фоне Млечного
Пути вблизи Капеллы плоским треугольником выделяются три звезды, так
называемые «козочки», – h, z и e Возничего. Ближе всех к Капелле
расположена e Возничего – наиболее загадочная из трех «козочек». Каждые
27,06 лет ее видимый блеск ослабевает за шесть месяцев с 3,0 до 3,8
звездной величины; в таком состоянии она находится примерно год, а затем
в течение шести месяцев восстанавливает свой блеск до исходного уровня.
Пока не ясно, что затмевает эту звезду. Затменной переменной с периодом
3,96 сут является и Менкалинан (b Возничего). В этом созвездии можно
увидеть три изумительных рассеянных скопления – М 36, М 37 и М 38.

Волк. Шумеры называли его «чудовище смерти», а греки – «зверь».
Расположено к югу от Весов и к западу от Скорпиона, частично в Млечном
Пути. Содержит много ярких звезд. Одной из первых отождествленных
исторических вспышек сверхновых была Сверхновая Волка 1006 года.

Волопас. Это крупное созвездие жители Северного полушария могут
наблюдать все лето. Его ярчайшая звезда Арктур («страж медведя», a
Волопаса) и несколько звезд послабее образуют фигуру, напоминающую
воздушного змея высотой более 20°. Арктур легко найти, продолжив «хвост»
Большой Медведицы к югу примерно на 30°. Это ярчайшая звезда к северу от
небесного экватора, удаленная от нас на 37 св. лет, имеющая визуальную
величину –0,06 и светимость в 115 раз выше солнечной. Собственное
движение этого желтого гиганта составляет 2,29І в год, что является
вторым значением среди звезд первой величины после a Кентавра.
Объясняется это принадлежностью Арктура к сферическому гало Галактики,
центр которого совпадает с галактическим центром. В то время как Солнце
и многие другие звезды движутся по почти круговым орбитам, лежащим в
плоскости Галактики, Арктур обращается вокруг галактического центра по
сильно наклоненной орбите, пересекая в нашу эпоху галактическую
плоскость.

Волосы Вероники. Расположено между Гончими Псами на севере и Девой на
юге. Эратосфен называл его «волосами Ариадны», а Птолемей вообще относил
эти звезды к созвездию Льва. Но рождение этого созвездия имеет точную
датировку: оно названо в честь Береники – жены египетского фараона
Птолемея III Эвергета (3 в. до н.э.), которая, согласно преданию,
отрезала свои прекрасные волосы и поместила их в храме Венеры в
благодарность богине за военную победу, дарованную мужу. Лишь в 1602
созвездие было включено в каталог Тихо Браге. Невооруженным глазом в
созвездии можно видеть рассеянное скопление, ок. 42 звезд которого,
удаленные от нас на 250 св. лет, составляют «кружевной» узор. В границах
этого созвездия лежит северный галактический полюс, близкие шаровые
скопления М 53 и NGC 5053, а также галактика «Черный глаз» (М 64) с
огромным пылевым облаком вокруг ядра.У южной границы созвездия
начинается крупное скопление галактик Coma – Virgo (Волосы Вероники –
Дева), не очень далекое от Местной группы галактик (42 млн. св. лет) и
потому имеющее большой угловой диаметр (16°). Оно содержит более 3000
галактик, среди которых несколько спиральных: сильно наклоненная к лучу
зрения М 98, наблюдаемая почти плашмя М 99, крупные спирали М 88 и М
100. Обычно это скопление называют Virgo (Дева), поскольку центральная
его часть лежит в соседнем созвездии Девы, а также потому, что в Волосах
Вероники наблюдается другое, гораздо более далекое (400 млн. св. лет) и
богатое скопление галактик, за которым закрепилось название Coma
(Волосы).

Ворон. Красивое маленькое созвездие, четыре ярчайших звезды которого
образуют заметную фигурку прямо под восточной частью Девы. Древние
шумеры называли его «великий буревестник», а вавилоняне отождествляли с
птицей-богом Анзуд, похитившей таблицы судеб у верховного божества
Энлиля. Альгораб (d Ворона) – очень красивая визуальная двойная звезда
на расстоянии 125 св. года. Среди далеких объектов безусловно интересна
пара сталкивающихся галактик NGC 4038 и NGC 4039, известная как
«Антенны»: в противоположные стороны от их ядер расходятся два длинных
загнутых «хвоста», образовавшихся под действием гравитационного
приливного эффекта.

Геркулес. Большое созвездие между Лирой и Волопасом, не содержащее
особенно ярких звезд. У греков это созвездие упоминалось еще за 5 веков
до н.э. как «Геракл» – сын Зевса и смертной женщины Алкмены. У красивой
двойной звезды Рас Альгети (a Геркулеса), что по-арабски значит «голова
коленопреклоненного», главный оранжевый компонент хаотически меняет
блеск от 3 до 4 звездной величины, а его зелено-голубой компаньон 5,4
звездной величины – тесная двойная система с орбитальным периодом 51,6
сут.

Украшением созвездия служит шаровое скопление М 13, с трудом различимое
невооруженным глазом как туманное пятнышко между звездами h и z
Геркулеса. Но в телескоп оно выглядит восхитительно. В нем более
миллиона звезд, удаленных от нас на расстояние 24 600 св. лет. Его
суммарный блеск 5,7 звездной величины. Следует отметить и богатое
шаровое скопление М 92.

Гидра. «Морской змей», крупнейшее среди всех созвездий, протянувшееся к
югу от эклиптики от Рака на западе до Весов на востоке. Шесть звезд под
Раком – это «Голова гидры». Юго-восточнее лежит ярчайшая из звезд
созвездия, которую арабы называли Альфард (a Гидры), что значит
«одинокая», поскольку вблизи нее нет ярких звезд. Ее также часто
называют Сердцем Гидры (Cor Hydrae) из-за ее положения в «теле змея».
Красный гигант R Гидры стал третьей долгопериодической переменной, что
обнаружил Дж.Моральди в 1704. Тогда период изменения ее блеска (от 3,5
до 9 звездной величины) составлял ок. 500 сут, но к настоящему времени
он сократился почти до года. Чрезвычайно красная переменная V Гидры
относится к редкому типу углеродных звезд; это красный гигант, в
атмосфере которого конденсируется углерод. Представляют интерес
рассеянное скопление М 48, шаровое скопление М 68, спиральная галактика
М 83 и планетарная туманность NGC 3242 по прозвищу «Призрак Юпитера».

Голубь. Лежит к юго-западу от Большого Пса, в контакте с созвездиями
Корабля Арго (Корма, Киль, Паруса), который иногда называют Ноевым
Ковчегом. Содержит всего пару относительно ярких звезд – бело-голубой
Факт (a Голубя) и желтый гигант Вазн (b Голубя).

Гончие Псы, или Гончие Собаки. Расположено к югу и западу от Большой
Медведицы. Звезда a Гончих Псов получила имя Сердце Карла (Cor Caroli
Regis Martyris) в честь казненного английского короля Карла I. Эту
красивую двойную звезду часто наблюдают в телескоп любители астрономии.
Угол между ее компонентами ок. 20І. У Гончих Псов (которую А.Секки
называл La Superba за ее удивительный спектр) является одной из наиболее
красных среди доступных невооруженному глазу звезд. Она относится к
«углеродным» звездам, в спектре которых почти нет голубых и
ультрафиолетовых лучей из-за их сильного поглощения молекулами углерода
C3.

Дева. Второе по размеру созвездие, лежащее в Зодиаке между Львом и
Весами. Солнце входит в знак Девы 23 августа, а в созвездие 16 сентября.
Ярчайшая звезда Спика (a Девы), что на латинском значит «колос», –
массивная спектральная двойная 1,0 звездной величины, демонстрирующая
затмения с периодом 4 сут. Звезда Поррима (g Девы), что значит «богиня
пророчеств», – одна из ближайших к нам двойных звезд (расстояние 32 св.
года) с очень вытянутой орбитой и периодом 171 год. Блеск каждого из ее
компонентов 3,45 звездной величины, а вместе 2,7; максимальное
расстояние между ними около 6І было в 1929, но к 2007 оно уменьшится до
0,5І и звезда станет видна как одиночная. На расстоянии ок. 42 млн. св.
лет находится скопление галактик Coma–Virgo (Волосы Вероники – Дева),
содержащее более 3000 членов, среди которых эллиптические галактики М
49, М 59, М 60, М 84, М 86, М 87 (у которой из ядра вылетает струя) и М
89; пересеченная спираль М 58, яркая спираль М 90, повернутая к нам
ребром спираль М 85 и большая, развернутая плашмя спираль М 61. Почти с
ребра видна галактика Сомбреро (М 104), названная так из-за мощной
темной пылевой линии, проходящей вдоль экваториальной плоскости. В
созвездии Девы расположен ярчайший квазар 3С 273 (12-я видимая звездная
величина), наиболее далекий объект, доступный любительскому телескопу
(красное смещение 0,158; расстояние 3 млрд. св. лет).

Дельфин. Симпатичное маленькое созвездие, похожее на ромбик из четырех
звезд с «хвостиком» из двух звезд к югу от ромбика. Лежит между Орлом и
Лебедем, к востоку от Стрелы. Согласно греческому мифу, это тот дельфин,
который помог Посейдону найти нимфу Амфитриту, за что и был им помещен
на небо. Интересный объект – двойная звезда g Дельфина в
северо-восточном углу ромбика.

Дракон. Длинное созвездие, извивается вокруг полюса мира и охватывает
Малую Медведицу с трех сторон. Голову дракона легко найти прямо к северу
от Геркулеса, под его левой, согнутой в колене ногой. Но длинное,
извивающееся тело дракона проследить нелегко, ибо в нем много слабых
звезд. Греческий миф указывает, что это дракон Ладон, которого Гера
поместила в саду Гесперид для защиты дерева с золотыми яблоками. С 3700
до 1500 до н.э. северный полюс мира располагался близ звезды Тубан (a
Дракона), спектрально-двойной 4-й звездной величины с периодом 51,38
сут. Яркая зеленовато-голубая планетарная туманность NGC 6543
расположена почти точно в северном полюсе эклиптики, между звездами x и
c Дракона. Метеорный поток Дракониды наблюдается в начале октября и
состоит из частиц кометы Джакобини-Циннера, вылетающих из радианта в
голове дракона.

Единорог. Граничит на западе с Орионом, на севере – с Близнецами и Малым
Псом, а на юге – с Большим Псом. Единорог почти целиком лежит в Млечном
Пути, поэтому в нем много объектов, связанных с процессом
звездообразования: темных и светлых туманностей, молодых звездных
скоплений, хотя особенно ярких звезд в этом созвездии нет. Очень молодое
рассеянное скопление NGC 2244 окружено эмиссионной туманностью «Розетка»
(NGC 2237), которая выглядит толстым, клочковатым кольцом и обладает
большими размером и массой (55 св. лет в диаметре и в 11 000 раз
массивнее Солнца). Представляют интерес рассеянные скопления М 50 и
Рождественская Ель (NGC 2264), включающая темную туманность Конус,
направленную к ней своей вершиной с юга; а также «Переменная туманность»
Хаббла (NGC 2261), изменяющая свой блеск на 2 звездные величины из-за
переменности излучения освещающей ее звезды (именно эта туманность была
первым объектом, сфотографированным Паломарским 5-метровым телескопом).
В Единороге находится и самая массивная в нашей Галактике двойная
звезда, открытая Дж.Пласкеттом в 1922. Она имеет период 14,4 сут и
состоит из двух очень горячих звезд спектрального класса O8; поэтому ее
обычно называют «горячая звезда Пласкетта» (по каталогу Г.Дрэпера ее
номер HD 47129). Полная масса этой системы ок. 150 масс Солнца, а ее
главный компонент массивнее Солнца в 80–90 раз.

Жертвенник. Расположено под закрученным хвостом Скорпиона. В древности
это было шестое созвездие Зодиака, но позже некоторые его звезды были
отнесены к Скорпиону. Шумеры называли его «созвездием древнего
жертвенного огня», а Птолемей называл «кадилом». Согласно Эратосфену,
это алтарь, на котором боги впервые дали общую клятву, когда Зевс
собирался напасть на своего отца Кроноса. В нем наблюдается одно из
ближайших шаровых звездных скоплений NGC 6397, удаленное на 8200 св.
лет. Довольно яркое и молодое рассеянное скопление NGC 6193, имеющее
суммарный блеск звезд ок. 5,5 звездной величины, осветило и разогрело
вокруг себя эмиссионную туманность NGC 6188, на фоне которой наблюдается
сложное переплетение волокон темных туманностей.

Живописец. Введено Лакайлем, называвшим его также Живописный Станок,
т.е. мольберт. Это маленькая группа звезд слабее 3-й звездной величины,
расположенная к югу от Голубя. Вокруг звезды b Живописца, удаленной на
55 св. лет, обнаружен вращающийся диск из пылинок и льдинок; возможно,
это планетная система в процессе формирования. На 8,5° к северо-западу
от нее расположена Звезда Каптейна – скромный красный карлик, известный
тем, что он второй после Летящей звезды Барнарда по скорости
собственного движения (8,654І/год), а по расстоянию от Солнца (12,63 св.
года) он на 24-м месте.

Жираф. Большое созвездие, протянувшееся от Персея, Возничего и Рыси к
северному полюсу мира. Все звезды в нем слабые, не ярче 4 звездной
величины. Карликовая новая Z Жирафа обычно вспыхивает раз в 2–3 недели,
увеличивая блеск менее чем за 2 сут от 13 до 9,6 звездной величины.
Иногда на спаде блеска она приостанавливает уменьшение своей яркости на
несколько месяцев. Представляет интерес большая спиральная галактика NGC
2403, имеющая блеск ок. 9 звездной величины.

Журавль. Лежит между Южной Рыбой на севере и Туканом на юге. Его
ярчайшая звезда Альнаир (a Журавля) – голубая звезда 1,8 звездной
величины – находится на расстоянии 57 св. лет.

Заяц. Древнее созвездие, расположенное прямо к югу от Ориона. Арат
пишет: «У орионовых ног изо дня в день Заяц бежит, от погони спасаясь.
Но неотступно по следу его Сириус мчится, не оставляя надежды».
Удаленная от нас на 29 св. лет g Зайца – двойная звезда с компонентами,
сильно различающимися по цвету. Одну из интереснейших на небе красных
звезд R Зайца открыл в 1845 астроном Дж.Хайнд (1823–1895), назвавший ее
Малиновой звездой и описавший «как каплю крови на черном фоне». Впервые
эту переменную звезду типа Миры Кита исследовал И.Шмидт (1825–1884): с
периодом 432 сут ее блеск меняется от 5,5 до 11,7 звездной величины. В
Зайце также видно шаровое скопление М 79.

Змееносец. Греческий миф связывает Змееносца с именем великого Асклепия,
бога врачевания, сына Аполлона и нимфы Корониды. Убив жену за измену,
Аполлон передал младенца Асклепия на воспитание мудрому Хирону, знатоку
медицины. Выросший Асклепий пришел к дерзкой мысли воскрешать мертвых,
за что разгневанный Зевс поразил его молнией и поместил на небо. Арат
включал в Змееносца и «змею», которую он держит; теперь же это
самостоятельное созвездие Змеи, уникальное тем, что состоит из двух
частей, разделенных Змееносцем. Созвездие очень большое, но бледное;
лежит к югу от Геркулеса (между их «головами», отмеченными звездами a
Змееносца и a Геркулеса, всего 5°). Хотя Змееносец не считается
зодиакальным созвездием, Солнце проводит в нем 20 дней: с 27 ноября по
17 декабря. Именно в этом созвездии вспыхнула последняя из наблюдавшихся
в нашей Галактике сверхновых, отмеченная И.Кеплером в 1604. В нем немало
интересных объектов: повторная новая RS Змееносца (вспыхивала в 1898,
1933, 1958, 1967 и 1985); известная Летящая звезда Барнарда – красный
карлик, чье малое расстояние от Солнца (5,98 св. лет) делает его вторым
после системы a Кентавра, а довольно высокая скорость движения в
совокупности с малым расстоянием позволяет быть самой быстрой на небе
звездой (10,3І/год).В этом созвездии много шаровых скоплений (М 9, М 10,
М 12, М 14, М 19 и М 62), а также темных туманностей, таких, как
S-туманность (B 72) и туманность «Трубка» (B 78, представляющая чашечку
трубки, и B 59, B 65, B 66 и B 67, образующие чубук и мундштук трубки).

Змея. Единственное созвездие, состоящее из двух разделенных частей:
каждая из них находится в «руках» Змееносца и первоначально входила в
его состав. «Голова змеи» (Serpens Caput) лежит к северо-западу, а
«Хвост змеи» (Serpens Cauda) – к востоку от Змееносца. На конце
«хвоста», в 7° к западу от d Орла, находится двойная звезда Алия (q
Змеи), доступная для наблюдения в хороший бинокль или маленький
телескоп. Она удалена на 130 св. лет и состоит из двух белых компонентов
4,6 и 5,0 звездной величины, разделенных расстоянием в 22І. В «голове
змеи», на 7° юго-западнее a Змеи, можно найти удаленное на 26 000 св.
лет шаровое скопление М 5, имеющее 7 звездную величину. Это одно из
старейших звездных скоплений: его возраст ок. 13 млрд. лет. Большое
рассеянное скопление М 16 внедрено в диффузную туманность Орел,
названную так за форму темного пылевого облака в ее центре.

Золотая Рыба. Южное созвездие весьма неправильной формы. В нем, у
границы с созвездием Столовой Горы, видна неправильная галактика Большое
Магелланово Облако, протянувшаяся по небу на 11° и удаленная от нас
всего на 190 000 св. лет, т.е. в десять раз меньше, чем спиральная
галактика в Андромеде. Это замечательный объект, богатый молодыми
звездами, скоплениями и туманностями, среди которых самая интересная –
туманность Тарантул (NGC 2070), крупнейшая среди известных эмиссионных
туманностей (диаметр 1800 св. лет и масса 500 000 солнечных).

Индеец. Лежит к югу от Микроскопа и Журавля, недалеко от южного полюса
мира. Звезда e Индейца, удаленная на 11,3 св. года, является 13-й среди
ближайших звезд.

Кассиопея. Красивое созвездие, в основном лежащее в Млечном Пути на
расстоянии ок. 30° от северного полюса мира. Его ярчайшие звезды,
имеющие блеск от 2,2 до 3,4 звездной величины, образуют фигуру, легко
различимую даже в полнолуние и похожую на букву «М», когда созвездие
наблюдается над северным полюсом мира в декабре, и на букву «W», когда
оно наблюдается ниже полюса в июне. В Кассиопее расположен один из
мощнейших источников галактического радиоизлучения, связанного с
расширяющейся газовой оболочкой, сброшенной при взрыве сверхновой
звезды, которая, как отметил в 1572 Тихо Браге и другие наблюдатели,
сияла ярче Венеры. Среди других интересных объектов: рассеянные
скопления М 52, М 103, NGC 457 и NGC 7789, карликовые эллиптические
галактики NGC 147 и NGC 185 (далекие спутники спиральной галактики
Андромеды), диффузная туманность NGC 281 и гигантская газовая сфера –
туманность «Пузырь», NGC 7635.

Кентавр (Центавр). Это одно из самых южных созвездий, известных древним.
Первоначально в него включались звезды, из которых позже образовали
созвездие Южный Крест. Но и без них Кентавр –большое созвездие, которое
содержит много ярких звезд. Согласно греческим мифам, кентавр, попавший
на небо, – это бессмертный мудрый Хирон, сын Кроноса и нимфы Филиры,
знаток науки и искусства, воспитатель греческих героев – Ахилла,
Асклепия, Язона. Ярчайшую звезду созвездия древние называли Ригель
Кентаврус – «нога кентавра», а в наше время она известна как a Кентавра,
ближайшая к Солнцу звезда: до нее 4,3 св. года. У нее весьма большое
собственное движение (3,68І/год) и наибольший параллакс (0,751І). Это
одна из ярчайших звезд на небе и визуальная тройная; звездные величины
ее компонентов –0,04, 1,17 и 10,68. Главный из них по массе и спектру
очень похож на Солнце. Третий, самый слабый, был открыт Р.Иннесом в 1915
и оказался самым близким к нам (4,16 св. года); его назвали Проксимой
(«ближайшей») Кентавра. Эта активно вспыхивающая звезда – маломассивный
красный карлик, блеск которого может измениться вдвое всего за несколько
минут. Яркие компоненты этой системы имеют орбитальный период ок. 80
лет, а их далекий слабый компаньон обращается примерно за 0,5 млн. лет.
Звезда Хадар (b Кентавра) – десятая по яркости на небе; она тоже
визуальная двойная с блеском компонентов 0,8 и 4,0; расстояние до этой
системы 490 св. лет. Прямая линия, проведенная через Хадар и a Кентавра
(между которыми 4,5°) к востоку, проходит через Южный Крест. В этом
созвездии видно крупнейшее шаровое скопление нашей Галактики – w
Кентавра (NGC 5139), состоящее из нескольких миллионов звезд, среди
которых 165 пульсирующих переменных с периодами около полусуток. Хотя
расстояние до скопления 17 000 св. лет, оно самое яркое на небе. В
Кентавре находится также необычная эллиптическая галактика NGC 5128,
пересеченная клочковатой темной полосой пыли, по-видимому, в результате
столкновения со спиральной галактикой; она известна также как мощный
радиоисточник Кентавр А.

Киль. Часть древнего созвездия Корабль Арго; Киль – крупное созвездие,
лежащее недалеко от южного полюса мира, частично в Млечном Пути.
Украшением созвездия служит великолепный бледно-желтый гигант Канопус (a
Киля), имеющий –0,73 визуальную звездную величину и занимающий второе
место по яркости после Сириуса. Удаленный от нас на 235 св. лет, Канопус
в действительности светит в 1400 раз мощнее Солнца и в 61 раз мощнее
Сириуса. Его можно наблюдать южнее 37° северной широты. Переменная
звезда h Киля, достигшая в 1843 рекордного блеска –0,8 звездной величины
(превзойдя в этот момент Канопус), окружена гигантской газовой
туманностью h Киля (NGC 3372) с угловым размером в 2° и темной
туманностью «Замочная скважина» (NGC 3324). В Киле также достойны
внимания рассеянные скопления NGC 2516 и NGC 3532 и шаровое скопление
NGC 2808.

Кит. Часто его отождествляют с вавилонской богиней моря Тиамат, которая
все же была не драконом, а женщиной. У греков это было чудовище,
посланное Посейдоном, чтобы разрушить страну Кефея за грехи его жены
Кассиопеи и сожрать их дочь Андромеду. Кит лежит к югу от Рыб,
протянувшись от Водолея на западе до Эридана на востоке. Звезду o Кита
издавна называют Мира, т.е. «изумительная». В начале 17 в. ее открыли
как первую долгопериодическую переменную; это красный гигант, изменяющий
свой блеск от 3,5 до 9,3 звездной величины в среднем с периодом 331 сут.
Представляет интерес компактная спиральная галактика М 77 (NGC 1068) с
яркой центральной частью, а также большая, но довольно бледная
спиральная галактика NGC 247 с тусклым ядром и необычной темной овальной
областью на диске, охваченной как петлей спиральным рукавом.

Козерог. Невыразительное зодиакальное созвездие, которое ясной безлунной
ночью нетрудно найти между Водолеем и Стрельцом. Древние называли его
«рыба-коза», и в этом виде оно представлено на многих картах. Иногда
отождествляется с богом лесов, полей и пастухов Паном. Его звезды
образуют силуэт, напоминающий перевернутую шляпу. Солнце вступает в знак
Козерога 22 декабря, а в созвездие – 19 января. Наиболее примечательный
объект в Козероге – шаровое скопление М 30 с весьма плотным ядром.
Именно в этом созвездии в 1846 открыли Нептун.

Компас. Под названием Компас Мореплавателя выделено из древнего
созвездия Корабль Арго. Лежит к востоку от Кормы. Повторная новая Т
Компаса вспыхивала в 1890, 1902, 1920, 1944 и 1966; однако после этого
ярких вспышек не происходило.

Корма. Крупное созвездие в Млечном Пути, к юго-востоку от Большого Пса;
выделено как часть древнего созвездия Корабль Арго. Ярчайшая звезда z
Кормы – голубой сверхгигант, одна из самых мощных звезд (светимость в 60
000 раз выше солнечной). Красный гигант L2 Кормы меняет видимый блеск от
2,6 до 6,2 с характерным временем ок. 140 сут. Затменная двойная V Кормы
меняет свою звездную величину от 4,7 до 5,3 с периодом 1,45 сут; весь ее
цикл можно наблюдать невооруженным глазом. Одной из ярчайших новых
нынешнего столетия была CP Кормы: 11 ноября 1942 ее блеск достиг 0,3
звездной величины. Интересны для наблюдения рассеянные скопления М 46,
М47, М 93 и NGC 2477.

Лебедь. Выразительная фигура в виде креста из ярких звезд в северной
части Млечного Пути. На вершине «креста», в хвосте фигуры лебедя
находится яркая звезда Денеб (a Лебедя) с блеском 1,3 звездной
величины.Вместе с Вегой (в Лире) и Альтаиром (в Орле) Денеб образует
Летний Треугольник. По-арабски «Денеб» означает «хвост»; эта
бело-голубая звезда – один из ярчайших сверхгигантов со светимостью в 60
000 раз выше солнечной. В «голове птицы», т.е. в основании «креста»,
располагается b Лебедя по имени Альбирео – великолепная визуальная
двойная, удобная для наблюдения с маленьким телескопом; один ее
компонент золотисто-желтый, как топаз, а его компаньон голубой, как
сапфир. Другая интересная звезда – 61 Лебедя, очень похожая на Солнце и
14-я среди ближайших к нам звезд. Она была первой, до которой измерили
расстояние (11,3 св. года). Сделал это Ф.Бессель в 1838. В Млечном Пути
вблизи Денеба видна темная область – Северный Угольный Мешок, одно из
близких межзвездных облаков из газа и пыли. Интересен также клочковатый
комплекс эмиссионных туманностей под названием Сеть, или Вуаль (NGC 6960
и NGC 6992), весьма изящный кружевной остаток взрыва сверхновой,
случившегося ок. 40 000 лет назад. Очертания яркой туманности Северная
Америка (NGC 7000) действительно напоминают этот континент. Один из
мощнейших радиоисточников Лебедь А связан с далекой (ок. 600 млн. св.
лет) галактикой, пересеченной в центре темной полосой. А яркий
рентгеновский источник Лебедь Х-1 отождествлен со звездой HDE 226868 и
ее невидимым компаньоном, который считается одним из реальных кандидатов
в черные дыры.

Лев. Зодиакальное созвездие, лежащее между Раком и Девой. Солнце
вступает в знак Льва 23 июля, а в созвездие – 10 августа. Созвездие было
известно шумерам еще 5000 лет назад. Классический миф связывает Льва с
убитым Гераклом немейским чудовищем. Расположение ярких звезд
действительно напоминает лежащего льва, голова и грудь которого
представляют известный астеризм Серп, похожий на зеркально отраженный
вопросительный знак. «Точкой» внизу этого знака служит яркая
бело-голубая звезда Регул (a Льва), что по-латински значит «царек».
Иногда ее называют также «Сердце Льва» (Cor Leonis). Светимость Регула в
160 раз выше солнечной, а высокий видимый блеск (1,36 звездной величины)
объясняется относительной близостью к нам (85 св. года). Среди звезд
первой величины Регул ближе других расположен к эклиптике, поэтому его
довольно часто покрывает Луна. В задней части фигуры зверя находится
звезда Денебола (b Льва), в переводе с арабского – «хвост льва». Она
имеет блеск 2,14 звездной величины и удалена всего на 43 св. года. В
основании «головы льва» расположена золотисто-желтая Альгиеба (g Льва),
что значит «грива льва»; это тесная визуальная двойная 2,0 звездной
величины. R Льва – одна из ярчайших долгопериодических переменных,
изменяющая блеск от 5 до 10-й величины. Очень слабый красный карлик
Вольф 359 (видимый блеск 13,45) – третий среди ближайших звезд
(расстояние 7,80 св. лет); его светимость в 100 000 раз меньше
солнечной. Если бы эта звезда заняла место нашего Солнца, то в полдень
на Земле было бы немногим светлее, чем теперь в полнолуние. Среди
далеких объектов в этом созвездии интересны спиральные галактики М 65, М
66, М 95 и М 96, а также эллиптическая галактика М 105, лежащая вблизи
последних двух спиральных. Их видимый блеск от 8,4 до 10,4 звездной
величины. В созвездии Льва лежит радиант метеорного потока Леониды,
образовавшегося от распада кометы Темпля–Тутля и наблюдаемого в середине
ноября.

Летучая Рыба. Лежит между Килем и Столовой Горой. Пересеченная
спиральная галактика NGC 2442 видна почти плашмя и имеет 11 звездную
величину.

Лира. Маленькое, но изумительное созвездие, лежащее между Геркулесом на
западе и Лебедем на востоке. В древнем Вавилоне это созвездие называли
«бородач-ягнятник» (крупный ястреб) или «атакующая антилопа». Связывают
это созвездие и с мифами о сладкоголосом Орфее. По античной легенде лира
была изготовлена Гермесом из панциря черепахи. Семитское влияние,
однако, проявилось в «Уранометрии» Байера: лира там изображена на груди
орла. Главная звезда Вега (a Лиры) – ярчайшая из звезд северной небесной
полусферы и пятая по яркости на всем небе; ее блеск 0,04 звездной
величины; она удалена от нас на 27 св. лет, имеет светимость в 58 раз
выше солнечной и через 12 000 лет станет Полярной звездой. Вега
по-арабски значит «падающий орел»; еще ее называли «звезда-арфа». Вместе
с двумя менее яркими звездами она образует маленький равносторонний
треугольник, который расположен в северо-западном углу небольшого
параллелограмма, изображающего «лиру». Вместе с яркими звездами Денеб (в
Лебеде) и Альтаир (в Орле) Вега образует известный астеризм Летний
треугольник. Шелиак (b Лиры), что по-арабски значит «черепаха», – весьма
загадочная затменная двойная, изменяющая свой блеск от 3,4 до 4,1
звездной величины с периодом 12,91 сут. Эта звездная система окружена
газовым кольцом или оболочкой, излучающей спектральные линии водорода и
гелия. Рядом с Вегой находится e Лиры – «двойная двойная», т.е.
визуальная двойная система, каждый из компонентов которой, в свою
очередь, – тесная двойная звезда. Между звездами b и g Лиры, образующими
южную сторону параллелограмма, расположена кольцевая планетарная
туманность 9-й звездной величины Кольцо (М 57). Это расширяющаяся
газовая оболочка, которая светит за счет центральной звезды, имеющей
температуру ок. 100 000 К.

Лисичка. Введено Гевелием под именем Vulpecula cum Ansere, «маленькая
лисичка с гусем»; находится к югу от Лебедя. Ярких звезд не имеет, хотя
и лежит большей частью в Млечном Пути. Наиболее интересный объект –
планетарная туманность Гантель (М 27) 8 звездной величины, лежащая на 3°
к северу от g Стрелы (яркая звезда в «наконечнике стрелы»).

Малая Медведица. Известна также как Малый Ковш. Последняя звезда в ее
«хвосте» (или «ручке») – это Полярная (a Малой Медведицы), расположенная
в нашу эпоху чуть менее чем в 1° от северного полюса мира. В 2102
Полярная приблизится к полюсу на минимальное расстояние в 27ў31І. Ее
блеск 2,0 звездной величины и расстояние 820 св. лет. В древности арабы
называли Полярную «козленком», а звезду b Малой Медведицы называли
Кохаб, что значит «северная звезда»: действительно, с 1500 до н.э. по
300 она была ближайшей к полюсу; ее блеск 2,1 звездной величины.

Малый Конь. Этот «жеребенок» был введен Гиппархом, а Птолемей включил
его в «Альмагест». Он представляет маленькую группу невзрачных звезд,
как бы отрезанную от юго-западного угла Пегаса, рядом с Дельфином.
Четыре ярчайшие его звезды 4–5 величины образуют неправильную фигуру
размером с Дельфина.

Малый Лев. Весьма невыразительное созвездие, расположенное прямо над
Львом.

Малый Пес. Небольшое созвездие к юго-востоку от Близнецов. Его ярчайшая
звезда 0,38 звездной величины Процион (a Малого Пса) – восьмая по
яркости на небе и 17-я по близости к Солнцу (11,41 св. года). Процион,
Сириус (в Большом Псе) и Бетельгейзе (в Орионе) образуют почти
равносторонний треугольник. На древних картах Большой и Малый Псы
сопровождают охотника Ориона. «Процион» по-гречески означает «тот,
который до собаки», указывая, что он восходит перед Сириусом. Подобно
Сириусу, Процион–визуальная двойная звезда. В 1861 по колебаниям
собственного движения Проциона заподозрили наличие у него спутника, а
обнаружили его в 1896. Он, как и спутник Сириуса, оказался белым
карликом, обращающимся по орбите с периодом 40,65 лет и имеющим в 15 000
меньшую яркость, чем главный компонент системы.

Микроскоп. Маленькое и невзрачное созвездие, введенное Лакайлем, не
содержащее звезд ярче 5-й величины и лежащее к югу от Козерога, к северу
от Индейца, восточнее Стрельца и западнее Южной Рыбы и Журавля.

Муха. Маленькое, но красивое созвездие в Млечном Пути, к югу от Южного
Креста. В двойной звезде b Мухи два компонента 4-й звездной величины
обращаются вокруг общего центра масс с периодом 400–500 лет.

Насос. Под названием Antlia Pneumatica (Воздушный насос) Лакайль выделил
это маленькое и тусклое созвездие к востоку от Компаса и к северу от
Парусов. Три его ярчайшие звезды –обычные желтые гиганты.

Наугольник. Этот «угломер» лежит к юго-западу от Скорпиона, севернее
Южного Треугольника, в контакте с Циркулем. Через него проходят обе
ветви Млечного Пути, но эта область неба бедна яркими звездами.

Овен. Одно из наиболее известных созвездий Зодиака, хотя в нем нет звезд
ярче второй величины. Солнце входит в знак Овна 21 марта, отмечая этим
день весеннего равноденствия (начало весны); в созвездие Овна оно входит
18 апреля. Шумеры называли Овен «созвездием барана». Разумеется, это тот
самый волшебный баран, за золотым руном которого охотились аргонавты.
Три главные звезды – Гамаль («голова барана»), Шератан («след» или
«знак») и Мезартхим (соответственно a, b и g Овна) легко найти: они
лежат к югу от Треугольника. Звезда четвертой величины Мезартхим стала
одной из первых двойных звезд, открытых при помощи телескопа (Р.Гуком в
1664).

Октант. Покрывает область южного полюса мира и не содержит звезд ярче
4-й величины. Ближайшая к полюсу (ок. 1°) звезда s Октанта имеет блеск
5,5 звездной величины.

Орел. Весьма привлекательное созвездие, западная часть которого лежит в
восточной ветви Млечного Пути, южнее Стрелы. Его легко узнать по трем
ярким звездам, расположенным почти точно вдоль прямой линии на шее,
спине и левом плече орла: Альтаир, Таразед и Альшаин (a, g и b Орла).
Две звезды «хвоста орла» лежат в западной ветви Млечного Пути. Еще 5
тысячелетий назад шумеры называли это созвездие Орлом. Греки видели в
нем орла, посланного Зевсом для похищения Ганимеда, и называли его
«птицей Зевса». Ярчайшее светило в Орле – белая звезда главной
последовательности Альтаир, что по-арабски означает «летящий ястреб».
При расстоянии всего 16 световых лет от Солнца и визуальной звездной
величине 0,77 Альтаир имеет в 9 раз большую светимость, чем у Солнца, и
является 12-й из ярчайших звезд на небе. В 7° к югу от Альтаира
расположена классическая переменная звезда-цефеида h Орла, изменяющая
свой блеск от 3,7 до 4,5 звездной величины с периодом 7,2 сут. Яркие
новые звезды появлялись в Орле в 389 и 1918, последняя из них, достигшая
в максимуме блеска –1,4 зв. вел., оказалась самой яркой новой с начала
17 в. Другие интересные объекты: темная туманность B 143, рассеянное
скопление NGC 6709, планетарная туманность NGC 6781 и многорукавная
спиральная галактика NGC 6814.

Орион. Красивейшее созвездие, в расположении звезд которого легко
угадывается фигура великого охотника Ориона, согласно греческому мифу, –
сына Посейдона и Эвриалы. В этом созвездии две звезды нулевой величины,
5 звезд второй и 4 третьей величины, причем среди ярчайших звезд есть
переменные. Созвездие легко разыскать по трем великолепным бело-голубым
звездам в поясе охотника – Минтака (d Ориона), что по-арабски значит
«пояс», Альнилам (e Ориона) – «жемчужный пояс» и Альнитак (z Ориона) –
«кушак». Они отстоят друг от друга на одинаковом расстоянии и
расположены в линию, указывающую юго-восточным концом на голубой Сириус
(в Большом Псе), а северо-западным концом – на красный Альдебаран (в
Тельце). Красный сверхгигант Бетельгейзе (a Ориона), что по-арабски
значит «подмышка гиганта», – неправильная переменная звезда, блеск
которой изменяется от 0,2 до 1,2 звездной величины и в среднем
составляет ок. 0,7. Ее расстояние 520 св. лет и светимость в 14 000 раз
больше солнечной. Это одна из крупнейших среди известных астрономам
звезд: при минимальном размере она заполняет орбиту Марса, а при
максимальном достигает орбиты Юпитера; объем Бетельгейзе по крайней мере
в 160 млн. раз больше солнечного. Изумительный бело-голубой сверхгигант
Ригель (b Ориона), что по-арабски значит «левая нога гиганта», имеет
визуальную звездную величину 0,14. Температура его поверхности 12 000 К,
а абсолютная звездная величина –7,1; его светимость в 57 000 раз выше
солнечной, а значит, это одна из самых ярких звезд в Галактике (во
всяком случае, самая мощная из звезд, доступных невооруженному глазу).
Древние египтяне связывали Ригель с Сахом – царем звезд и покровителем
умерших, а позже – с Осирисом. Средняя звезда в Мече Ориона – q Ориона,
известная кратная звездная система: четыре ее ярких компонента образуют
маленький четырехугольник – Трапецию Ориона; к тому же там еще четыре
более слабые звезды. Все эти звезды очень молоды, они недавно
сформировались из межзвездного газа в невидимом облаке, занимающем всю
восточную часть созвездия Ориона. Лишь маленький кусочек этого облака,
нагретый молодыми звездами, виден под Поясом Ориона в небольшой телескоп
и даже в бинокль как зеленоватое облачко; это самый интересный объект в
созвездии – Большая туманность Ориона (М 42), удаленная от нас примерно
на 1500 св. лет и имеющая диаметр 20 св. лет (в 15 000 раз больше
диаметра Солнечной системы). Она была первой туманностью,
сфотографированной астрономами (Г.Дрэпер, 1880). На 0,5° к югу от
восточной звезды Пояса (z Ориона) расположилась широко известная темная
туманность Конская Голова (B 33), которая хорошо видна на ярком фоне
туманности IC 434.

Павлин. Лежит между Туканом и Райской Птицей. Наиболее интересными
объектами в нем являются одно из самых красивых шаровых скоплений NGC
6752 и одна из крупнейших пересеченных спиральных галактик NGC 6744.

Паруса. Выделено из древнего созвездия Корабль Арго. Лежит к востоку от
Киля и Кормы, к западу от Кентавра. Через его южную часть проходят самые
населенные области Млечного Пути, поэтому созвездие богато яркими
звездами. Главный компонент двойной звезды g Парусов (разрешается в
бинокль) – горячая звезда типа Вольфа – Райе. Планетарная туманность NGC
3132, расположенная на границе с Насосом, похожа на туманность Кольцо в
Лире, но ее центральная звезда значительно ярче. Однако свечение самой
туманности возбуждается не этой звездой, а ее маленьким спутником с
температурой поверхности ок. 100 000 К.

Пегас. Расположен к юго-востоку от Лебедя. Вместе со звездой a Андромеды
образует Большой Квадрат Пегаса, который осенью легко найти на небе.
Вавилоняне и древние греки называли его просто «конем»; имя «Пегас»
впервые появляется у Эратосфена, но крыльев еще не было. Они возникли
позже, в связи с легендой о Беллерофонте, получившем крылатого коня от
богов, взлетевшего на нем и убившего крылатое трехглавое чудовище
Химеру. По другому мифу Пегас был плодом страсти Посейдона и горгоны
Медузы, родившимся из капель крови Медузы, когда ее убил Персей. В
Пегасе находится одно из богатейших шаровых скоплений М 15, а также
спиральная галактика NGC 7331, изображение которой часто используют для
того, чтобы дать представление о внешнем виде нашей Галактики.
Анализируя спектр звезды 51 Пегаса, М.Майор и Д.Келос в 1995 заметили
присутствие рядом с ней невидимого спутника – первой планеты,
обнаруженной у звезды солнечного типа.

Персей. Красивое созвездие, целиком расположенное в Млечном Пути к
востоку от Андромеды. По греческому мифу Персей был сыном Зевса и
царевны Данаи; он победил горгону Медузу и спас Андромеду от морского
чудовища. Каждый год в середине августа наблюдается метеорный поток
Персеиды, вызванный частицами, потерянными кометой Свифта – Тутля.
Ярчайшая звезда Персея (1,8 звездной величины) носит арабское имя Мирфак
(a Персея), что значит «локоть». Этот желтый сверхгигант, удаленный на
570 св. лет, служит центром богатой группы ярких звезд, известной как
«движущееся скопление Персей». Самой знаменитой затменной переменной
звездой является Алголь (b Персея), что по-арабски значит «голова
демона». Ее переменность впервые заметил между 1667 и 1670 Дж.Монтанари
(1633–1687). Периодичность в изменении ее блеска (уменьшение с 2,1 до
3,4 звездной величины и последующий, спустя 10 ч, возврат к исходному
блеску с периодом 2 сут 20 ч 49 мин) открыл в 1782 Дж.Гудрайк, который
предположил, что уменьшение блеска происходит в результате частичного
затмения более яркого компонента двойной системы более темным; позже эту
гипотезу подтвердил спектральный анализ. Привлекают также внимание:
планетарная туманность Маленькая Гантель (М 76); туманность Калифорния
(NGC 1499), действительно похожая по конфигурации на известный западный
штат США; рассеянное скопление М 34. Несомненный интерес для наблюдения
представляет двойное рассеянное скопление h и c Персея (NGC 869 и NGC
884), удаленное на 6500 св. лет, но имеющее 4 видимую звездную величину
и заметное даже для невооруженного глаза.

Печь. Введено Лакайлем. Расположено к югу от Кита и Эридана. В созвездии
видна каликовая галактика Печь, член Местной группы, удаленная на 630
000 св. лет. В этом же созвездии расположено довольно богатое скопление
галактик, также носящее имя «Печь».

Райская Птица. Тусклое созвездие непосредственно под Южным
Треугольником. В нем имеется далекое шаровое скопление NGC 6101, а также
«повторная» новая звезда S Райской Птицы, блеск которой периодически
ослабевает с 10 до 15 зв. вел., возможно, из-за конденсации в ее
атмосфере вещества, похожего на сажу.

Рак. Самое неприметное созвездие Зодиака, которое можно увидеть лишь в
ясную ночь между Львом и Близнецами. Солнце входит в знак Рака 22 июня,
а в созвездие – 20 июля. Арабское имя звезды a Рака – Акубенс, что
значит «клешня»; это визуальная двойная звезда 4,3 величины. Звезда z
Рака – одна из интереснейших кратных звезд: две ее звезды образуют
двойную систему с периодом обращения 59,6 лет, а третий компонент
обращается вокруг этой пары с периодом ок. 1150 лет. В Раке находятся
два очень известных рассеянных скопления. Одно из них – Ясли (Praesepe,
М 44), которое иногда называют «Улей». Оно различимо глазом как туманное
пятнышко чуть к западу от линии, соединяющей звезды g и d Рака. В нем
наблюдается ок. 350 звезд в диапазоне блеска от 6,3 до 14 звездной
величины, причем ок. 200 из них являются членами скопления. Это одно из
ближайших к нам звездных скоплений: расстояние до него 525 св. лет,
поэтому его видимый размер весьма велик – 1,5°. Скопление М 67,
расположенное на 1,8° к западу от a Рака, удалено на 2500 св. лет от нас
и содержит ок. 500 звезд от 10 до 16 звездной величины. Это одно из
самых старых рассеянных скоплений, его возраст ок. 4 млрд. лет. Лишь
несколько рассеянных скоплений могут быть еще старше; среди них NGC 188
в Цефее. Хотя большинство рассеянных скоплений движутся в плоскости
Млечного Пути, M 67 значительно удалено от нее.

Резец. Этот «инструмент гравера» представляет из себя маленькую,
вытянутую, почти пустую область между Голубем и Эриданом. В этом
невыразительном южном созвездии нет звезд ярче 4,5 величины.

Рыбы. Большое зодиакальное созвездие, лежащее между Водолеем и Овном.
Обычно его делят на «северную Рыбу» (под Андромедой) и «западную Рыбу»
(между Пегасом и Водолеем). Астеризм Венец представляет кольцо из семи
звезд в голове западной Рыбы. Солнце входит в знак Рыб 19 февраля, а в
созвездие – 11 марта. Аль-Риша (a Рыб), что по-арабски значит «бечевка»,
расположена в юго-восточном углу созвездия и представляет собой
интересную визуальную двойную; ее довольно яркие компоненты разделены
расстоянием в 2,6І. В 2° к югу от d Рыб находится Звезда Ван-Маанена,
вероятно, ближайший к нам белый карлик, удаленный на 13,8 св. лет.
Любопытна и спиральная галактика М 74, крупнейшая из наблюдаемых плашмя.


Рысь. Созвездие из предельно слабых звезд. Лежит между Большой
Медведицей на северо-востоке и Близнецами на юго-западе. В нем много
двойных и кратных звезд, а также «Межгалактический странник» (NGC 2419)
– одно из самых далеких шаровых скоплений Галактики (287 000 св. лет от
Солнца и 310 000 св. лет от центра Галактики).

Северная Корона. Красивейшее из маленьких созвездий; расположено между
Волопасом и Геркулесом. Ярчайшая звезда, Гемма, или Альфека (a Северной
Короны) – затменная двойная, несколько изменяющая свою яркость вблизи
2,2 величины с периодом 17,36 сут. Неправильная переменная R Северной
Короны почти всегда имеет блеск 5,9 звездной величины, но иногда
неожиданно тускнеет, опускаясь до 7–15 величин и оставаясь в таком
состоянии от нескольких месяцев до десяти лет. Повторная новая звезда Т
Северной Короны вспыхнула в 1866, достигнув 2 звездной величины, а через
два месяца ее блеск упал до 9 величины; в 1946 она вспыхнула вновь.

Секстант. Расположено к югу от Льва. В нем нет звезд ярче 4-й величины.
Наиболее интересный объект – яркая линзоподобная галактика Веретено (NGC
3115), которая видна почти с ребра.

Сетка. Вводя это маленькое созвездие, Лакайль имел в виду шкалу,
нанесенную на прозрачном материале, или изготовленную в виде сетки
тонких прямых линий, которую используют в оптических измерительных
инструментах. Расположено к югу и востоку от Часов.

Скорпион. Зодиакальное созвездие, расположенное между Стрельцом и Весами
целиком в Млечном Пути; множество ярких звезд обрисовывает голову, тело
и хвост «скорпиона». В соответствующий зодиакальный знак Солнце входит
24 октября, а в созвездие Скорпиона – 22 ноября, но уже 27 ноября
покидает его, чтобы на 20 дней перейти в незодиакальное созвездие
Змееносца. Согласно Арату, Орион повздорил с Артемидой; разгневанная,
она послала скорпиона, который убил юношу. Арат добавляет
астрономическую часть к этому мифу: «Когда Скорпион поднимается на
востоке, Орион спешит скрыться на западе». Ярчайшая звезда Антарес (a
Скорпиона), что по-гречески означает «соперник Ареса (Марса)»,
расположена в «сердце скорпиона». Это красный сверхгигант с
незначительной переменностью блеска (от 0,86 до 1,06 звездной величины);
по яркости и цвету эта звезда действительно очень похожа на Марс. Ее
диаметр примерно в 700 раз больше, чем у Солнца, а светимость больше
солнечной в 9000 раз. Антарес – прекрасная визуальная двойная: ее более
яркий компонент кроваво-красный, а его менее яркий сосед
голубовато-белый, но по контрасту с компаньоном он выглядит зеленым, –
очень красивое сочетание. Звезду Акраб (b Скорпиона) греки называли
Рафиас, что значит «краб»; это яркая двойная (2,6 и 4,9 звездной
величины), которую можно разрешить в 50-мм телескоп. На кончике «хвоста
скорпиона» находится Шаула (l Скорпиона), в переводе с арабского – жало.
В этом созвездии обнаружен самый мощный дискретный рентгеновский
источник на небе Скорпион X-1, отождествленный с горячей голубой
переменной звездой; астрономы считают, что это тесная двойная система,
где в паре с нормальной находится нейтронная звезда. В Скорпионе видны
рассеянные скопления М 6, М 7 и NGC 6231, а также шаровые скопления М 4,
М 62 и М 80.

Скульптор. Введено Лакайлем под именем «Мастерская скульптора». Лежит к
югу от Водолея и Кита. В нем находится южный полюс Галактики и нет звезд
ярче 4-й величины. Крупная галактика NGC 55 видна почти с ребра; это
одна из ближайших галактик (ок. 7,5 млн. св. лет) за пределом Местной
группы. Она принадлежит к группе галактик Скульптора, в которую также
входят крупная спиральная система NGC 253, NGC 300, NGC 7793 (все в
Скульпторе), а также NGC 247 и, возможно, NGC 45 (обе в Ките). Группа
галактик Скульптора, как и группа М 81 в Большой Медведице, – ближайшие
соседи Местной группы галактик.

Столовая Гора. Введено Лакайлем в честь Столовой горы, расположенной к
югу от Кейптауна, на мысе Доброй Надежды (Ю.Африка), где он производил
наблюдения. Созвездие лежит к югу от Золотой Рыбы, недалеко от южного
полюса мира. В нем нет звезд ярче 5 звездной величины, но зато оно
содержит часть Большого Магелланова Облака.

Стрела. Маленькое изящное созвездие, расположенное между Лисичкой и
Орлом. Определенного мифа о нем нет, но Эратосфен считал, что это
стрела, использованная Аполлоном для мести одноглазым великанам-киклопам
(циклопам), давшим Зевсу молнии, которыми тот убил Асклепия, сына
Аполлона. Среди интересных объектов шаровое скопление М 71, затменная
переменная U Стрелы, неправильная переменная V Стрелы и повторная новая
WZ Стрелы (вспышки в 1913, 1946 и 1978).

Стрелец. Зодиакальное созвездие, лежащее между Козерогом и Скорпионом.
Греческий миф связывает его с кентавром Кротосом, слывшим прекрасным
охотником. Солнце входит в знак Стрельца 22 ноября, а в созвездие – 17
декабря. В направлении Стрельца находится центр нашей Галактики,
удаленный от нас примерно на 30 000 св. лет и скрытый за облаками
межзвездной пыли. В Стрельце располагается самая красивая часть Млечного
Пути, множество шаровых скоплений, а также темных и светлых туманностей.
Например, туманности Лагуна (М 8), Омега (М 17; другие названия –
Лебедь, Подкова), Тройная (М 20; другое название – Трехраздельная),
рассеянные скопления М 18, М 21, М 23, М 25 и NGC 6603, шаровые
скопления М 22, М 28, М 54, М 55, М 69, М 70 и М 75. В северо-восточной
части созвездия, недалеко от полосы Млечного Пути, на расстоянии 1,7
млн. св. лет от нас лежит карликовая неправильная галактика NGC 6822,
открытая Э.Барнардом в 1884.

Телескоп. Лежит к юго-западу от Стрельца; ярких звезд не имеет. Весьма
любопытна звезда RR Телескопа, чья 387-суточная переменность блеска
продолжалась даже в период новоподобной вспышки, которая началась в 1944
и длилась необычайно долго – целых 6 лет. Возможно, это двойная система,
в которой крупная красная звезда демонстрирует регулярную переменность
блеска, а компактная горячая звезда ответственна за вспышки новой.

Телец. Красивое зодиакальное созвездие, лежащее между Близнецами и
Овном, к северо-западу от Ориона. Миф утверждает, что Телец – это белый
бык, на котором Европа переплыла море и попала к Зевсу на Крит. Солнце
вступает в знак Тельца 20 апреля, а в созвездие – 11 мая. Плеяды (М 45)
часто называют «Семь Сестер» –это изумительное рассеянное скопление,
одно из ближайших к нам (расстояние 410 св. лет), содержащее ок. 500
звезд, окутанных еле заметной туманностью. Девять ярчайших звезд,
лежаших на поле диаметром чуть более 1°, названы в честь титана Атланта,
океаниды Плейоны и их семи дочерей: Алкионы, Астеропы, Майи, Меропы,
Тайгеты, Келено и Электры. Зоркий глаз различает в Плеядах 6 или даже 7
звезд. Вместе они выглядят как маленький ковшик. Такие характерные
группы звезд, не являющиеся самостоятельными созвездиями, называют
астеризмами: кроме Плеяд, например, Пояс Ориона, Ковш Б.Медведицы и т.п.
Наблюдение Плеяд в бинокль доставляет невыразимое удовольствие. Еще
ближе к нам (ок. 130 св. лет) расположено рассеянное скопление Гиады,
содержащее 132 звезды ярче 9-й величины и еще 259 более слабых возможных
членов. По одному из мифов Гиады – это дочери Атланта и Эфры, а значит,
они приходятся сводными сестрами Плеядам. На восточном краю Гиад
расположена не относящаяся к ним яркая оранжевая звезда Альдебаран (a
Тельца), что по-арабски значит «идущая вослед»; в наше время ее часто
называют Воловий Глаз. Это 13-я по яркости звезда на небе, ее блеск
меняется от 0,78 до 0,93 звездной величины; вместе со своим компаньоном
– красным карликом 13-й величины – она удалена на 68 св. лет. Самым
известным астрофизическим объектом в Тельце является остаток взрыва
сверхновой звезды 1054 года Крабовидная туманность (М 1), расположенная
в Млечном Пути, чуть более чем на 1° к северо-западу от звезды z Тельца;
ее видимый блеск 8,4 звездной величины. Эта туманность удалена от нас на
6300 св. лет; ее диаметр ок. 6 св. лет, и ежедневно он увеличивается на
80 млн. км. Это мощный источник радио- и рентгеновского излучения. В
центре Крабовидной туманности находится крохотная, но очень горячая
голубая звездочка 16-й величины – это пульсар, посылающий строго
периодические импульсы электромагнитного излучения; астрономы доказали,
что это нейтронная звезда.

Треугольник. Маленькое созвездие, лежащее к юго-востоку от Андромеды.
Происхождение его неизвестно, но среди финикийских и критских звездных
групп оно оказалось, конечно, не случайно: вероятно, оно изображало
древний пирамидальный монолит, священный камень. У его западной границы
находится замечательная спиральная галактика М 33, или Туманность
Треугольника, повернутая к нам почти плашмя. Ее английское прозвище
Pinwheel переводится как «цевочное колесо» (разновидность зубчатого
колеса со стерженьками вместо зубьев), и довольно точно передает ее
форму. Она член Местной группы галактик, как и Туманность Андромеды (М
31). Обе они расположены симметрично относительно звезды Мирах (b
Андромеды) и находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, но все
же галактика в Треугольнике чуть дальше, на расстоянии 2,3 млн. св. лет.


Тукан. Лежит к югу от Журавля и Феникса. В самой южной его части видно
изумительное шаровое скопление 47 Тукана (NGC 104), удаленное на 13 000
св. лет и имеющее видимую звездную величину 4; там же соседняя галактика
Малое Магелланово Облако (ММО), член Местной группы и, как и Большое
Магелланово Облако, спутник нашей звездной системы, удаленный от нас
примерно на 200 000 св. лет.

Феникс. Расположено к югу от Скульптора, между Эриданом и Журавлем. В
6,5° к западу от a Феникса расположена SX Феникса – самая известная
среди карликовых цефеид, демонстрирующая колебания блеска с периодом 79
мин 10 с от 7,1–7,4 звездной величины в максимуме до 7,8 величины в
минимуме.

Хамелеон. Маленькое созвездие, не содержащее интересных объектов.
Расположено к югу от Киля и Мухи, вблизи южного полюса мира.

Цефей. Мифический эфиопский царь Цефей (Кефей) был супругом Кассиопеи и
отцом Андромеды. Созвездие довольно невыразительное, но пять его
ярчайших звезд, расположенных прямо перед «W» Кассиопеи, можно легко
найти. В сторону Цефея из-за прецессии перемещается северный полюс мира.
Звезда Эр-Раи (g Цефея) окажется Полярной с 3100 по 5100, Альфирк (b
Цефея) будет ближе к полюсу с 5100 по 6500, а с 6500 до 8300 Полярной
звездой будет Альдерамин – a Цефея. Яркий компонент симпатичной
визуальной двойной звезды d Цефея служит прототипом пульсирующих
переменных звезд-цефеид, изменяя свой блеск от 3,6 до 4,3 звездной
величины с периодом 5 сут 8 ч 48 мин. Звезду m Цефея В.Гершель назвал
«Гранатовой звездой», поскольку она самая красная среди звезд северного
полушария, доступных невооруженному глазу. Звезда VV Цефея – затменная
двойная с периодом 20,34 года; ее главный компонент – красный гигант с
диаметром в 1200 раз больше солнечного, – возможно, самая большая среди
известных нам звезд. Звездное скопление NGC 188 – одно из самых старых
(5 млрд. лет) среди рассеянных скоплений Галактики; спиральная галактика
NGC 6946 находится недалеко от Местной группы.

Циркуль. Маленькое созвездие к западу от Наугольника и Южного
Треугольника, рядом с a Кентавра. Звезда a Циркуля – великолепная
визуальная двойная 3-й звездной величины.

Часы. Лежит к югу от Эридана в виде узкой длинной полосы, лишенной ярких
звезд.

Чаша. Неприметное созвездие к западу от Ворона и к югу от «хвоста» Льва.


Щит. Введено Гевелием под именем Щит Собесского в честь знаменитого
полководца, польского короля Яна Собесского. Лежит в восточной ветви
Млечного Пути, к северу от Стрельца. В нем нет ярких звезд. Образцом
короткопериодических пульсирующих переменных служит d Щита. Необычная
полуправильная пульсирующая переменная R Щита похожа как на цефеиды, так
и на долгопериодические красные переменные. Удаленное на 5500 св. лет
рассеянное скопление Дикая Утка (М 11) можно наблюдать в небольшой
телескоп в 2° к юго-востоку от b Щита; оно содержит 500 звезд ярче 14-й
величины и представляет изумительное зрелище.

Эридан. Эту «небесную реку» разные народы отождествляли с Евфратом,
Нилом, По и Млечным Путем. В основном лежит к западу от Ориона и Зайца;
начинается чуть западнее Ригеля (в Орионе) звездами Курса (b Эридана) и
l Эридана, «течет» на запад, а затем на юг и юго-запад к голубому
гиганту Ахернар (a Эридана), что по-арабски как раз и означает «конец
реки». Видимая звездная величина 0,5 делает Ахернар девятой среди
ярчайших звезд. При расстоянии 120 св. лет он имеет светимость в 650 раз
выше солнечной. Удаленная от нас на 10,67 св. года e Эридана – ближайшая
одиночная звезда солнечного типа и 9-я среди всех ближайших звезд; ее
возраст ок. 1 млрд. лет. Замечательная тройная система o2 Эридана
состоит из оранжевого карлика 4 звездной величины, белого карлика 9-й
величины (единственного, который можно увидеть в маленький телескоп) и
красного карлика 11-й величины. Среди далеких объектов отметим самый
совершенный образец пересеченной спирали – галактику NGC 1300.

Южная Гидра. Эта «водяная змея» не имеет определенной формы и лежит к
югу от Эридана и Часов. Желтый карлик a Южной Гидры похож на Солнце и
удален всего на 21 св. год.

Южная Корона. Расположенное к юго-западу от Стрельца маленькое и
неприметное созвездие. Интерес в нем может вызвать область, где
перемешаны яркие и темные туманности: NGC 6726, NGC 6727 и NGC 6729.

Южная Рыба. Небольшое созвездие к югу от Водолея и Козерога. В нем всего
одна яркая звезда 1,2 звездной величины – Фомальгаут (a Южной Рыбы), что
по-арабски значит «рот рыбы».

Южный Крест. Наименьшее из всех созвездий, выделенное Байером из
Кентавра в 1603; лежит в южной части Млечного Пути. Четыре яркие звезды
(a, b, g и d) образуют фигуру Креста, причем линия от g к a указывает на
южный полюс мира. Изумительная двойная звезда Акрукс (a Южного Креста)
имеет видимую величину 0,8. К востоку от нее виден темный провал на фоне
Млечного Пути – это Угольный Мешок, одна из ближайших темных туманностей
на расстоянии немногим более 500 св. лет. Размер этого газо-пылевого
облака 60ґ70 св. лет, а на небе оно занимает область 7°ґ5°. Рядом с ним
находится «Шкатулка с брильянтами» (NGC 4755) – красивое рассеянное
скопление, названное так Дж.Гершелем, поскольку содержит много звезд
ярких цветов – голубых и красных сверхгигантов.

Южный Треугольник. Маленькое созвездие, лежащее к югу от Наугольника
частично в Млечном Пути.

Ящерица. Расположено между Лебедем и Андромедой; ярких звезд не имеет,
хотя северная его половина лежит в Млечном Пути.

ЛИТЕРАТУРА

Воронцов-Вельяминов Б.А. Внегалактическая астрономия. М., 1978г.

Тейлер Р.Дж. Галактики: строение и эволюция. М., 1981г.

Ходж П. Галактики. М., 1992г.

Черепащук А.М. Массы черных дыр в двойных системах. Успехи физических
наук, т. 166, с. 809, 1996г.

Уллерих К. Ночи у телескопа (путеводитель по звездному небу). М., 1965

Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба. Путеводитель по созвездиям. М.,
1968

Михайлов А.А. Звездный атлас. М., 1969

Рей Г. Звезды. Новые очертания старых созвездий. М., 1969

Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. М., 1971

Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М., 1973

Площади созвездий: Sky & Telescope, 1976, June, p. 408

Карпенко Ю.А. Названия звездного неба. М., 1981

Данлоп С. Азбука звездного неба. М., 1990

Атлас звездного неба (с каталогом до 6,5 звездной величины).
Составители: Пономарев Д.Н., Чурюмов К.И. М., 1991