Звезды

Звезды, которые мы видим на небе в ясную ночь, суть огромные и самосветящиеся светила, подобные нашему солнцу; то обстоятельство, что  они представляются нам исчезающе малых размеров и слабыми по яркости, зависит единственно от того, что они удалены от нас на огромные (и весьма различные притом) расстояния. Каждая звезда — это солнце; наше Солнце есть одна из звезд. Число звезд, видимых невооруженным глазом, не так велико, как это может казаться с первого взгляда. Их насчитывается около 6 000 на всем небе (понятно, что для глаз различной зоркости это число неодинаково), приблизительно поровну в обоих полушариях неба, так что число звезд, видных над горизонтом в каждый момент, равно приблизительно 3 000. Число звезд, видимых в трубу, увеличивается с величиной объектива трубы. По их яркости (не по размерам) звезды с давних времен подразделяются на величины: самые яркие относятся к 1-й величине, самые слабые для невооруженного глаза нормальной зоркости — к 6-й величине, промежуточные распределяются между ними. Вначале грубо приближенная, оценка яркостей звезд с течением веков, особенно в последние 2 столетия, была усовершенствована, и были введены подразделения величин еще на десятые доли. Определения относительной яркости звезд различных величин при помощи соответствующих приборов (т. н. астрофотометров) показали, что одной величине соответствует изменение яркости приблизительно в 2 ½  раза, и число 2,512 (говоря точно, — число, логарифм которого есть 0,4000) было принято как постоянная величина для перевода относительных яркостей в звездные величины, так что, например, из двух звезд, разнящихся по яркости на 2 величины, одна в (2,512)², т. е. в 6,3 раза ярче другой, и звезды 1,00 величины ровно в 100 раз ярче звезд 6,00 звездной величины.

Число звезд значительно увеличивается по мере уменьшения яркости; следующая таблица указывает приблизительно число звезд различной яркости на всем небе:

При наблюдении невооруженным глазом, без помощи измерительных инструментов, кажется, что взаимное расположение звезд на небе не меняется; ковшик семизвездия Большой Медведицы не меняет заметно своей формы ни за год, ни за столетие, ни за тысячу лет; это дало повод называть звезды неподвижными. Однако, исследования последних столетий показали, что это не совсем верно: взаимное расположение звезд на небе меняется, но очень медленно. Эта медленность дала возможность, для более удобного различения звезд, видимых невооруженным глазом, и для наименования их, разделить небо на отдельные участки, все звезд на отдельные группы, т. н. созвездия (см.); каждому созвездию были присвоены имя и соответствующая фигура. Такое распределение в созвездии звезд северной и отчасти южной половины неба началось еще в глубокой древности, может быть, независимо у различных народов, хотя сходство фигур в некоторых созвездиях дает повод предполагать и заимствование. Общепринятые в настоящее время наименования созвездий перешли к нам от греков и представляют имена различных животных, а также героев греческой мифологии, но на латинском языке. Отдельные звезды в каждом созвездии назывались сначала по тем частям фигуры, на которые они приходились, например, глаз Тельца, средняя звезда в поясе Ориона, и т. п. В начале XVII в. Байер предложил для удобства называть отдельные звезды в созвездиях буквами греческого алфавита, начиная с яркой. Это обозначение удержалось и до сих пор; так, теперь говорят α Тельца, ε Ориона и т. п. Более слабые звезды, до 6-й величины, обозначаются также иногда числами, которые им приписал Флемстид или Гевелий и др.; так получились названия: 61 Лебедя, 1 Неv. Draconis и т. п. Кроме того, некоторые более яркие звезды получили в различные времена собственные названия, как, например, Сириус, Вега, Альдебаран  и т. п. С течением времени небольшие пробелы в группах созвездий были заполнены новыми созвездиями, и, наконец, это распределение звезд в созвездиях было распространено и на все южное полушарие неба. С давних же пор шло и определение мест звезд на небе, сначала — грубое, приближенное, потом, с усовершенствованием инструментов и методов наблюдений, — все более и более точное. Существуют две системы величин, определяющих положение любого светила на небесном своде или, как говорят, две системы координат. В одной (экваториальной) за основной элемент принимается небесный экватор (воображаемый круг, делящий все небо пополам и перпендикулярный к оси мира — прямой, параллельной оси вращения земли и около которой, нам кажется, вращается весь свод небесный); в другой (эклиптической) — эклиптика (воображаемый круг, также делящий небо пополам, по которому совершается видимое годовое движение солнца). В настоящее время для определения положений звезд на небе употребляется исключительно первая. В ней место светила определяется его склонением (дуга так называется круга склонения, проходящего чрез светило и ось мира, заключенная между светилом и экватором) и прямым восхождением (дуга экватора, заключенная между точкой весеннего равноденствия и кругом склонения). Склонение (относительно различных терминов см. небесная сфера) выражается в градусах (°), минутах (') и секундах ('') дуги; к северу от экватора склонение считается положительным, к югу — отрицательным; прямое восхождение — обыкновенно в часах (1 ч. = 15°), минутах (1 м. = 15') и секундах (1 с. = 15'') времени. Списки мест различных звезд на небе, т. е. их прямых восхождений и склонений, называются звездными каталогами. Номера звезд в каталогах служат названиями для слабых звезд. Так как направление земной оси в пространстве, а следовательно, и положение небесного экватора среди звезд с течением времени меняется (т. н. прецессия и нутация), то меняются и прямые восхождения и склонения звезд; поэтому, когда дается место какой-либо звезде, то для определенности всегда указывается и время, которому это место соответствует. Самый древний из дошедших до нас каталогов содержится в Альмагесте Птоломея и основан на наблюдениях Гиппарха; он заключает в себе 1 025 звезд до 4 величины; к XV веку относится каталог Улуг-Бека, содержащий 1 019 звезд, по наблюдениям в Самарканде; самый точный каталог по наблюдениям невооруженным глазом составил Тихо Браге; в нем места звезд точны приблизительно до 1'. Со времени применения к астрономическим инструментам увеличительной трубы точность наблюдений постепенно возрастала, и, кроме того, стали доступны для наблюдений и более слабые звезды. Из наблюдений XVIII века особенно важны по точности наблюдения Брадлея, которые были обработаны в XIX в. Бесселем и потом Ауверсом. В XIX в. появилось несколько десятков каталогов постепенно возрастающей точности, которая в настоящее время достигает уже долей секунды дуги. Десятки тысяч звезд в этих точных каталогах не исчерпывают обыкновенно всех звезд до известного предела яркости; с целью составления возможно полного каталога звезд до 9-ой величины и отчасти более слабых, в Бонне был в средине XIX в. составлен Аргеландером и его сотрудниками каталог приближенных положений всех таких звезд между северным полюсом и 2° южного склонения, продолженный Шёнфельдом до 23° южного склонения. Он составляет т. н. «Боннское обозрение неба» («Bonner Durchmusterung»); номера этого каталога, по преимуществу, служат теперь именами содержащихся в нем 457 857 звезд. Для южного полушария неба аналогичный каталог был составлен на основании фотографий неба, полученных на обсерватории на мысе Доброй Надежды; он содержит 454 875 звезд до 10-й величины, от южного полюса до 19° южного склонени Аргеландер и Шёнфельд издали также атлас звездного неба, содержащий все звезды «Боннского обозрения»; он является до настоящего времени самым полным атласом неба. Что касается расстояний от нас до звезд, то они могли быть определены (для немногих звезд) лишь в XIX столетии. Сущность способа для определения этих расстояний заключается в том, что, так как земля в течение года не остается на одном месте, но обходит вокруг солнца, то и направление, по которому мы видим какую-либо звезду (т. е. видимое место звезд на небе), не должно быть постоянным; звезда в течение года должна перемещаться немного, отражая в этом перемещении движение земли вокруг солнца, и по истечении года — возвращаться к прежнему положению (если она не имеет заметного собственного движения); величина этого перемещения зависит от расстояния ее от населения. Другой метод заключается в том, что наблюдают не абсолютное место звезд на небе (т. е. не прямое восхождение и склонение), а лишь относительное положение ее среди окружающих ее звезд на небесном своде. При этом, если избранная звезда ближе к нам, чем окружающие ее (и только кажущиеся близкими к ней, так как они лишь видны почти по тому же направлению, как и она) звезды, то относительное положение ее среди этих звезд, по той же причине, как в первом случае, должно меняться в течение года, подобно тому, как меняется положение близких к нам предметов, например, оконной рамы, на фоне более отдаленных, если мы немного двигаем головой или смотрим попеременно то правым то левым глазом. Наибольшее смещение звезд от ее среднего положения (именно, от центра того эллипса, который описывает звезды в течение года) называется годичным параллаксом ее. Эти перемещения, однако, при том и другом методе наблюдений так малы (не превосходят нескольких десятых долей секунды дуги), что до сих пор могли быть с уверенностью замечены лишь у сравнительно небольшого числа звезд. Это показывает, что расстояния от нас до звезд чрезвычайно велики, сравнительно с расстоянием от земли до солнца, а это расстояние само равно 149,5 миллионам километров. Можно считать, что в настоящее время известно около сотни звезд, расстояние которых от нас меньше 2 миллионов расстояний от земли до солнца, т. е. меньше 300 биллионов км, (соответственно параллакс их более 0,1''); самая близкая к нам из них — α Центавра: она находится на расстоянии 41 биллиона км; ее параллакс  = 0,75''; свет, пробегающий в секунду 300 000 км, идет от нее до нас 4 1/3 года. Известно свыше полутораста звезд, расстояние которых составляет от 300 до 1 000 биллионов км, (параллаксы между 0,1'' и 0,03''), и свет от которых идет до нас менее 10⁹ лет; но такие расстояния измеряются уже с меньшей точностью, т. к. годичные перемещения таких звезд крайне малы. Расстояния еще более далеких звезд измеряются еще с меньшей точностью, и расстояния громадного большинства звезд слишком велики, чтоб их можно было определить указанным методом. Однако, и из имеющихся данных можно получить достаточно характерные сведения о действительной яркости звезд. Можно определить, во сколько раз кажущаяся яркость солнца больше яркости звезд; например, по недавним исследованиям профессора Цераского, солнце ярче звезд 1-й величины в 10¹¹ раз; отсюда, простое вычисление показывает, что, если бы наше солнце было отнесено на расстояние α Центавра, то оно светило бы, как звезда 1-й величины; на расстоянии Веги оно светило бы, как звезда 6-й величины; на больших расстояниях оно не было бы видно для невооруженного глаза; следовательно, каждая звезда есть солнце, наше Солнце есть одна из звезд, — не самая яркая, не самая слабая; есть звезды в несколько десятков и сотен раз ярче его, есть другие, во столько же раз слабее; действительная яркость звезд бывает весьма различна, и потому нельзя про каждую яркую звезду сказать, что она ближе к нам, чем слабая, — хотя в среднем звезды, видимые невооруженным глазом, конечно, ближе, чем те, которые видны только в трубу.

Следующая табличка характеризует простую зависимость между годичным параллаксом, соответствующим расстоянием в биллионах км, и числом лет, за которое свет проходит это расстояние:

Что касается физического устройства звезд, то понятие о нем мы можем получить только при помощи спектрального анализа (см.). В трубы даже с самыми сильными увеличениями звезды представляются лишь небольшими более или менее яркими точками, и рассмотреть на них ничего нельзя; лишь исследование спектров ведет к цели. В этом случае особенно ценную услугу оказывает астрономическая фотография, так как можно сфотографировать спектры, в которых глаз по их ничтожной яркости ничего не может рассмотреть, и, кроме того, исследования над положением и видом спектральных линий гораздо удобнее и точнее производить по фотографии, чем непосредственно глазом. Однако, еще до применения фотографии, Секки, Гёггинс, Фогель и др. исследовали большое число звездных спектров (от более ярких звезд). Оказалось, что в общих чертах спектры звезд схожи со спектром солнца, т. е. в них на фоне непрерывного спектра находятся темные линии. Это указывает, что звезды суть тела с ярко светящейся поверхностью (так называемая фотосфера; см. солнце), окутанные атмосферами; свет от яркой поверхности звезды, проходя через газы ее атмосферы, претерпевает частичное поглощение, вследствие чего в спектре и появляются темные линии, по положению которых можно судить о том, какие химические элементы находятся в газообразном состоянии в атмосфере той или другой звезды. Уже Секки заметил, что не все звезды имеют в точности одинаковый спектр, и предложил классификацию звездных спектров, которая, как показали дальнейшие исследования, хорошо выделяет существенные черты большинства звездных спектров. В ней спектры разделяются на 4 класса; характерные черты их: класс I — в спектре широкие темные линии от поглощения света водородом, иногда немногочисленные тонкие линии от различных металлов; к этому классу принадлежит большинство звезд; класс II — спектр такой, как у солнца, т. е. с многочисленными темными линиями, указывающими на присутствие в атмосфере звезд различных химических элементов в газообразном состоянии; классы III и IV — спектры с широкими полосами поглощения; каждая полоса резка на одной стороне и постепенно слабеет к другой. В связи со спектром находится и цвет звезд: звезд со спектрами I класса — белые, II кл. — желтыя, III и IV кл. — красные. В конце XIX в. появились более детально разработанные классификации Фогеля и Локиера. В основание каждой из них была положена та идея, что каждая звезда в своем постепенном развитии от возникновения до угасания претерпевает ряд сходных или даже, быть может, часто и тождественных изменений своего физического устройства и что каждой стадии развития соответствует особый спектр; следовательно, если мы наблюдаем в различных звездах неодинаковые спектры, то это обозначает лишь то, что эти звезды находятся в различных стадиях развития. Развитие звезд, несомненно, совершается так медленно, что человечеству, вероятно, никогда не удастся пронаблюдать переход какой-либо звезды из одного фазиса в другой, и представление о ходе последовательного изменения физического состояния отдельных звезд можно надеяться получить лишь при допущении: 1) что, вообще, это изменение происходит и 2) что одновременно наблюдаемые различные физические состояния отдельных звезд можно рассматривать как последовательные во времени состояния каждой из них. Задача сводится к тому, чтобы на основании данных физики определить, каково именно теперешнее состояние отдельных звезд и в какой именно последовательности совершается переход от одного состояния к другому в каждой отдельной звезде. При таком взгляде классы спектров не должны быть резко обособлены друг от друга, — это скорее типы спектров, и каждый отдельный наблюдаемый спектр либо принадлежит к одному из этих типичных спектров либо представляет, так сказать, переходный вид от одного типа к другому. Позднейшие наблюдения, действительно, обнаружили много звезд с подобными переходного вида спектрами, но они обнаружили и такие спектры, которые не были предусмотрены прежними классификациями. Исследования в земных лабораториях относительно изменчивости спектров различных газообразных веществ в зависимости от условий, при которых вещество доводится до свечения, а кроме того, и новые взгляды на строение и свойства материи, которые характеризуют современные физические теории, привели к заключению, что нам еще трудно с уверенностью судить по спектру о деталях физического состояния атмосфер звезд, ввиду разнообразия факторов, от которых может зависеть наблюдаемый спектр звезд. Всякая слишком детально разработанная гипотеза относительно последовательных стадий в истории развития звезд не может примирить разнообразие взглядов различных исследователей и рискует оказаться не в соответствии с исследованиями ближайшего будущего. Поэтому, когда в последние годы был поднят вопрос об установлении однообразной, международной классификации звездных спектров, то без отношения к каким-либо теоретическим соображениям, просто ввиду ее практической целесообразности, была принята следующая классификация, выработанная несколько лет тому назад на обсерватории Гарвард-Колледжа (в Кембридже, Северная Америка), при обработке нескольких тысяч сфотографированных спектров звезд.

Приведенная последовательность спектров от О до N соответствует красноте звезд: звезды первых типов — белые, средних — желтые, последних — красные; звезды промежуточных видов обозначаются двойными буквами, например, В5А обозначает спектр, в котором одинаково выступают линии гелия и водорода. Но наиболее распространенному мнению, этот ряд спектров, в общих чертах, характеризует последовательное изменение спектра звезд при ее постепенном охлаждении. Исследования яркости различных цветов в спектрах звезд, на основании недавно найденных физических законов и связи этой яркости с температурой источника света, позволили приблизительно определить и температуры звезд; оказалось, что звезды белые имеют температуру, в среднем, около 10 тысяч градусов, желтые — около 7 тыс. град., красные — около 4 тыс. град. Наконец, в последние годы было найдено, что загадочные широкие полосы поглощения в спектрах ІII и IV класса, по Секки, происходят от поглощения света парами химических соединений (а не элементов, как резкие линии спектров).

Движения звезд. Как уже сказано, взаимное расположение звезд на небе меняется, хотя и крайне медленно, так что заметить невооруженным глазом изменение фигур созвездий возможно лишь чрез много тысячелетий; однако, при современной точности астрономических измерений удалось уже определить более или менее точно скорости видимых движений на небесном своде нескольких тысяч звезд. Самое быстрое из них составляет 8,7'' в год; следовательно, эта звезда (она телескопическая, 8 величины) переместится на небе на расстояние, равное видимому поперечнику луны или солнца (1/2  градуса), только в 200 с лишком лет. Звезды  в каждом участке неба, например, в каждом созвездии, движутся, вообще говоря, по самым различным направлениям и с различными угловыми скоростями. Однако, с течением времени, по мере накопления все более точного и обширного материала наблюдений, оказалось возможным среди этих разнообразных движений подметить некоторые закономерности. Оказалось, например, что есть в небе группы звезд, имеющие одинаковое движение по направлению и скорости; таковы группы Плеяд, Гиад, пять средних звезд ковшика Большой Медведицы (две крайние звезды имеют иное движение) и некоторые др.; таким образом, были обнаружены, так сказать, семейства звезд, своим общим движением свидетельствующие об их физической близости и, можно думать, общем происхождении. Оказалось, далее, что на всем небе звезды, при всем разнообразии их движений, обнаруживают, в общем, некоторую тенденцию удаляться от созвездия Геркулеса; эта тенденция получает вполне естественное объяснение в том, что наше солнце со всей его системой планет движется к этому созвездию, а нам вследствие этого кажется, будто звезды удаляются от него, подобно тому, как нам кажется, что предметы по обе стороны поезда убегают от того места, куда движется поезд. В последние годы изучение движений звезд привело к дальнейшим заключениям. Оказалось, что даже после учета тех движений их, которые суть только кажущиеся и происходят на деле от движения солнца, остающиеся их собственные (в тесном смысле этого слова) движения (т. н. motus peculiaris) не вполне беспорядочны, и что в них есть своя закономерность. Каптейн и за ним другие исследователи показали, что эта закономерность такова, что как будто те тысячи звезд, движения которых были подвергнуты соответственной статистической обработке, образуют в небесном пространстве две группы, два «роя», взаимно проникающие друг друга и движущиеся в противоположных направлениях; движения же отдельных звезд в каждом «рое» уже совершенно случайны и не обнаруживают какой-либо закономерности. Шварцшильд показал, впрочем, что непосредственные результаты наблюдений могут быть истолкованы и в том смысле, что исследованные звезды образуют единый «рой», но что движения отдельных звезд в нем не беспорядочны, как в «роях» Каптейна, а подчинены некоторому закону, именно, что звезды, его составляющие, преимущественно движутся вдоль некоторой прямой в ту или другую сторону, и что число звезд с иным направлением движения тем меньше, чем больше это направление уклоняется от указанных двух преобладающих направлений. Это преобладающее направление движений в едином «рое» Шварцшильда совпадает с тем направлением, по которому движутся взаимно проникающие «рои» Каптейна; оно расположено в плоскости Млечного пути: от северной части созвездия Ориона к созвездию Павлина. Еще нет возможности выбора между этими объяснениями наблюдаемых явлений — вопрос нуждается еще в дальнейшей разработке; но приведенные гипотезы указывают, какого рода существенные вопросы могут быть решены при исследовании медленных движений звезд.

В последние 20 лет широко развилось измерение т. н. лучевых скоростей звезд, т. е. линейных скоростей вдоль линии зрения, по которой мы видим ту или иную звезду; это делается при помощи исследования спектров с применением принципа Допплера-Физо (см. XVIII, 632/3). Эти измерения показали, что скорости звезд составляют, вообще говоря, несколько десятков километров в секунду, следовательно, это скорости — вроде скоростей планет и комет в солнечной системе. К настоящему времени известны лучевые скорости свыше тысячи более ярких звезд во всех областях неба; из них, независимо от исследования видимых движений звезд поперек линии зрения (см. выше), были определены направление движения солнечной системы в пространстве и скорость этого движения; она оказалась около 19—20 км, в секунду, т. е. около двух поперечников земной орбиты в год. После учета того влияния, которое оказывает на лучевые скорости различных звезд это движение солнца, оказалось, что остающиеся затем собственные движения звезд обнаруживают некоторую связь с их спектрами, именно — средняя скорость звезд спектрального типа В (см. выше) оказывается около 6 км  в сек., скорости же следующих типов (А, F... и т. д.) постепенно все больше и у звезд типа М достигают 16 км в сек. Это есть пример тех закономерностей, которые в последнее время постепенно выясняются между различными явлениями в области звездного мира и указывают, конечно, на какие-то, пока еще не вполне обнаруженные, законы его развития. Скорость кажущегося углового перемещения звезд по небесной сфере зависит как от действительной линейной скорости движения их поперек линии зрения, так и от расстояния их от солнечной системы; естественно, поэтому ожидать, что звезды с заметным собственным движением, в среднем, ближе к нам, чем звезды, медленно движущиеся; вот почему для определения параллаксов выбираются звезды с заметным собственным движением наряду с звездами более яркими и, следовательно, тоже можно думать, более близкими. Эти естественные соображения в отдельных случаях иногда не оправдываются; например, Арктур (α Волопаса), одна из самых ярких звезд неба и с значительным движением, 2'' в год, имеет, однако, едва измеримый параллакс в 0,03'', соответствующий расстоянию в 1 000 билл. км; но в среднем эти соображения должны быть верны. На основании материала, полученного к последнему времени, Каптейн вывел следующую таблицу, указывающую зависимость параллакса от яркости звезд и собственного движения.

Следовательно, например, для звезд 5-ой величины с собственным движением 1,0'' в год параллакс в среднем равен 0,10''. Из таблицы видно, что расстояния звезд в большей степени характеризуются их собственными движениями, чем их кажущейся яркостью.

Звезды  двойные суть такие звезды, которые для простого глаза или в трубу, но при слабом увеличении, представляются простыми, а при сильных увеличениях оказываются состоящими из двух очень близких друг к другу звезд. Более яркая звезда в паре называется главной звездой, более слабая — спутником. Эта близость может быть только кажущейся (оптические двойные звезды) и происходит  от того, что обе звезды, даже весьма удаленные друг от друга, расположены почти на одной прямой линии с землей и видны, следовательно, почти по одному и тому же направлению; но есть и такие двойные звезды, в которых обе звезды, составляющие пару, действительно, близки одна к другой. Это обнаруживается тем, что относительное положение их со временем меняется, и именно так, что одна за несколько лет или десятков либо сотен лет обходит вокруг другой по эллипсу. Это движение показывает, что мы имеем здесь две звезды, взаимно притягивающиеся и движущиеся около их общего центра тяжести. Распространяя на них закон Ньютона, выведенный из движений нашей солнечной системы, можно определить расположение в пространстве, форму и размеры (т. е. эксцентриситет эллипса и размеры его большой полуоси в секундах дуги) истинной орбиты, по которой одна звезда движется вокруг другой, и время обращения, а если к тому же известно и расстояние этих звезд от нас, то и действительные размеры орбит и общую массу (или вес) обеих звезд. Так, например, найдено, что общая масса (или общий вес) Сириуса и его спутника в З ½ раза более массы (веса) нашего солнца. Число известных ныне двойных звезд очень велико (свыше 17 тысяч), но большинство из них еще слишком мало переместилось взаимно с того времени, как их начали наблюдать (первые наблюдения двойных звезд вообще — В. Гершеля — относятся ко 2-ой половине XVIII в.), чтобы их можно было признать не оптическими; а из числа тех, действительная близость которых удостоверена, лишь немногие (около пяти десятков) достаточно переместились за все время наблюдения их, чтобы можно было определить их орбиты. Кроме двойных звезд, у которых с большей или меньшей легкостью, в зависимости от величины трубы и увеличения, можно видеть обе звезды, составляющие пару (визуальные двойные звезды), существуют и такие, двойственность которых обнаруживается не непосредственно, а косвенно, именно: 1) или периодическим изменением общей их яркости (см. далее — переменные звезды типа Алголя); у таких звезд либо одна не видна по своей крайней слабости либо обе так близки одна к другой, что в самые сильные трубы не разделяются; 2) или тем, что звезды периодически изменяет немного свое место на небе (прямое восхождение и склонение); дело в том, что в двойных звездах ни одна звезда не стоит неподвижно, но обе вращаются в одно и то же время около их общего центра тяжести; посему место каждой звезды на небе периодически меняется; такие изменения были обнаружены еще Бесселем у Сириуса (α Большого Пса), и исследования Ауверса дали возможность определить орбиту его и период (около 50 лет); впоследствии Кларк, действительно, нашел у него спутника, которого раньше не могли видеть (в более слабые трубы), т. к. он очень слаб в сравнении с блестящей главной звездой; то же самое повторилось и с Прокионом (α Малаго Пса); 3) или, наконец, посредством спектрографических наблюдений (спектральные двойные звезды); дело в том, что, по т. н. принципу Допплера-Физо (см. XVIII, 632), можно по исследованию положения в спектре звезд темных линий сравнительно с положением их в спектре земного источника света определить скорость движения звезд к земле или от земли; и если наблюдения показывают, что эта скорость непостоянна, а периодически меняется (влияние движения земли вокруг солнца принимается при этом в расчет), то это служит указанием, что звезда обращается вокруг некоторой точки, а так как по принципам механики это может происходить лишь от притяжения звезд каким-либо близ находящимся телом, то и заключают из таких измерений, что исследуемая звезд двойная. Почти у всех спектральных двойных звезд одна звезда в паре бывает значительно ярче другой, так что только ее спектр и можно исследовать; лишь у немногих бывает сложный спектр, происходящий от наложения друг на друга двух спектров, если обе звезды пары мало разнятся по яркости. Спектральные двойные звезды так близки друг к другу, что они при рассматривании в трубы при самых сильных увеличениях представляются простыми, не двойными. По измерению спектра для них также можно определить время обращения, эксцентриситет эллипса, который более яркая звезда описывает около общего центра тяжести и (с некоторой неопределенностью) размер эллипса в километрах. Число известных ныне спектральных двойных звезд свыше 300 (число всех более ярких звезд, для которых исследовано движение по лучу зрения, свыше тысячи), и из них для 70 слишком определены орбиты. Для визуальных двойных звезд время обращения составляет несколько лет (самое короткое из ныне известных 5,7 года), для большинства спектральных — несколько дней (самые короткие — несколько часов). Сопоставление продолжительности обращения и эксцентриситета орбиты обнаруживает определенную зависимость между этими величинами, как видно из следующей таблицы:

Звезды  переменные. Так называются звезды, яркость которых периодически меняется. По характеру изменения яркости их можно разделить на несколько классов: 1) Т. н. переменные типа Алголя (собственное название β Персея); в этих звездах яркость большую часть периода остается неизменной либо меняется очень мало (например, на 0,1 звездной  величины), затем быстро, за несколько часов, уменьшается более или менее значительно (от 1 до, приблизительно, 4-х звездных величин) и затем звезды тем же темпом возвращается к нормальной яркости; например, у Алголя яркость 2 д. 12 ч. остается почти неизменной, затем за 4 ½  часа уменьшается в 3 раза, а в следующие 4 ½  ч. возвращается к нормальной. Таких звезд известно в настоящее время больше сотни. Их периоды, а также характер изменения яркости отличаются замечательным постоянством. Продолжительность периода обыкновенно несколько дней (самый короткий около 13 часов, самый длинный около 9 мес.). Причина изменения яркости заключается в том, что эти звезды суть двойные звезды (см. выше; у более ярких из них двойственность подтверждена исследованием спектров), и плоскость орбиты их расположена в пространстве так, что в течение каждого обращения бывает время, когда одна звезда становится между солнечной системой и другой звездой и отчасти (или целиком) закрывает от нас эту последнюю, так что яркость последней, а следовательно, и совокупная яркость обеих звезд, уменьшается; значит, мы имеем здесь нечто подобное тому, что происходит при солнечных затмениях, когда луна уменьшает блеск солнца, закрывая часть его диска. Степень уменьшения яркости зависит, понятно, от того, какая доля диска одной звезды закрывается от нас другой, и от относительной яркости обеих звезд. Иногда в минимуме яркости она остается некоторое время неизменной: это значит, что происходит на это время полное покрытие одной звезды другой; вообще говоря, во время каждого обращения яркость должна уменьшаться два раза: раз, когда одна звезда покрывает другую, и второй — когда первая заходит за вторую; наблюдения показывают, что один из этих минимумов обыкновенно бывает так слабо выражен, что еще далеко не у всех звезд его удалось обнаружить; эта особенность объясняется тем, что в большинстве случаев у звезд этого типа одна звезда значительно слабее другой и, когда слабая звезда закрыта яркой, то ослабление общего блеска их бывает очень мало. Некоторые второстепенные причины усложняют это самое простое явление в области переменных звезд. Звезды  этого класса все белые и имеют спектры типа А; возможно из фотометрических наблюдений определить среднюю плотность этих пар звезд; она оказывается в несколько раз меньше средней плотности солнца. По характеру изменения яркости к звезде типа Алголя близко стоят немногочисленные переменные типа β Лиры, у которых в течение периода бывает два явственно выраженных минимума и два максимума, но не бывает времени, когда яркость не меняется; например, у β Лиры через З ¼  дня после минимума наступает максимум яркости, потом еще через 3 дня второй минимум, при котором, однако, звезда не так сильно ослабевает, как при главном, потом еще через 3 ¼  дня второй максимум, равный первому, и, наконец, почти через З ½ дня после него главный минимум, — и затем ряд этих изменений повторяется (период равняется почти 13 дням). Такое непрерывное изменение яркости объясняют тем, что в этих, тоже двойных, звездах обе звезды пары почти прикасаются одна с другой или, может быть, в иных случаях отчасти даже слиты, так что при вращении всей системы не бывает времени (или оно бывает непродолжительно), когда одна из звезд хотя немного не закрывает другой. 2) Переменные типа δ Цефея. Они  характеризуются тем, что в течение периода, обнимающего обыкновенно несколько дней, бывает один максимум и один минимум яркости, причем увеличение яркости происходит быстрее, чем уменьшение ее; изменение яркости не велико, около 1 звездной величины, не более 2-х звездных величин; самый длинный период — около 1 ½  мес. В последние годы найдено несколько звезд, по характеру изменения яркости примыкающих к этому классу, но отличающихся очень коротким периодом, в несколько часов (самый короткий — З ¼  часа, вообще, самый короткий из всех переменных звезд). Спектрографические исследования звезд типа δ Цефея показали, что это тоже двойные звезды, и период обращения одной звездной пары вокруг другой совпадает с периодом изменения яркости. Можно думать поэтому, что это изменение связано с движением звезд в паре; но только здесь оно происходит ни в каком случае не от закрывания одной звезды другой. Причина изменения яркости еще не вполне выяснена; возможно удовлетворительно представить его, если допустить, что у одной из звезд, движущихся по эллипсу, передняя (по направлению ее движения) сторона ярче задней; это может происходить оттого, что звезды движутся в какой-либо среде, оказывающей сопротивление движению (газ или метеоры), и передняя сторона звезды разогревается более задней, встречая сопротивление; но может быть, различная яркость различных сторон звезды происходит и от иной причины; для решения вопроса нужны еще дальнейшие исследования. Звезды  этого класса — более или менее желтые и преимущественно имеют спектры типов F и G. Ныне таких звезд известно свыше 150. 3) Самый многочисленный класс переменных звезд — это звезды типа о Сеti (или Mira Ceti —  Удивительная звезда Кита). Они характеризуются длинным, в несколько месяцев, не вполне постоянным периодом и значительным изменением яркости, в несколько звездных величин, также не при каждом максимуме одинаковым; увеличение яркости обыкновенно происходит быстрее, чем уменьшение ее. Например, о Кита достигает в максимуме 2-й—4-й звездной величины, примерно за 6 месяцев яркость убывает до 9-й величины и затем за 5 месяцев звезда опять достигает максимума; ее годичный параллакс, по определению Костинского, равняется лишь 0,02''; отсюда следует, что в минимуме звезда светит, как наше солнце, а в максимуме, как сто-двести наших солнц. Звезды  этого класса — более или менее красные; их спектры принадлежат обыкновенно к типу М и содержат яркие водородные линии. Причина их изменчивости неясна; вероятно, она заключается в значительных изменениях поверхности звезд, — может быть, подобных тем, которые мы наблюдаем на солнце, в его пятнах, но развивающихся в грандиозном масштабе. 4) Звезды, неправильно меняющие свой блеск; обыкновенно они долгое время сохраняют неизменную яркость, затем изменяются, возрастая или ослабевая, и чрез некоторое время опять возвращаются к прежней яркости; эти изменения происходят очень неправильно, не через определенные промежутки времени, так что нельзя говорить о периоде, и нередко бывают незначительны, меньше звездной величины, так что и само обнаружение их бывает затруднительно; таковы α Ориона, α Геркулеса и др. Цвет их — более или менее красный.   

Число всех ныне известных переменных звезд, рассеянных по всему небу, достигает 2 тысяч; кроме того, свыше 1 ½  тысяч найдено на сравнительно небольшом пространстве неба — в т. н. Магеллановых облаках. Многие из переменных звезд, открытых в последние годы при помощи фотографии, так слабы, что характер изменения их блеска еще не мог быть исследован, т. к. для этого нужны сильные трубы; однако, около тысячи переменных звезд в настоящее время более или менее тщательно, для определения их типа, уже исследованы.

Новые звезды. Так называются звезды, вспыхивающие там, где перед тем не было никакой видимой звезды или была очень слабая звезда, и после некоторого времени опять угасающие. Таких явлений насчитывается с 1572 года (когда появилась т. н. новая звезда Тихо Браге) до настоящего времени свыше двух десятков. Что они не суть в точном смысле новые, было доказано не на всех, но сходство явлений, наблюдаемых при появлении каждой такой звезды, дает право думать, что они все, действительно, не новые, а (как их иногда и называют) временные звезды. Время, в течение которого они достигают наибольшей яркости, очень коротко — несколько часов; затем некоторое время (несколько дней или недель) блеск их остается почти без изменения (или слегка колеблется) и, наконец, звезда начинает постепенно ослабевать и через несколько недель или месяцев достигает предельной яркости, в которой и остается на неопределенное время. Иногда при ослабевании яркость колеблется периодически, но постепенно эти колебания исчезают. Спектр этих звезд содержит обыкновенно темные и светлые линии. Вместе с ослабеванием блеска ослабевает и непрерывный спектр, и, наконец, остаются лишь одни светлые линии, подобные спектральным линиям некоторых туманностей. Относительно причины этих явлений предложено несколько гипотез, но указать вероятную трудно. По одной, например, эти звезды суть уже довольно охладившиеся и покрывшиеся темной корой; в случае разрыва этой коры, который может произойти либо от столкновения звезды с каким-нибудь небесным телом, либо даже только от большого приближения последнего, внутренняя расплавленная масса выступает наружу, раскаляет более или менее кору, что для нас и обнаруживается увеличением блеска; по другой гипотезе, здесь мы имеем дело с результатами химических соединений, возможных вследствие достаточного охлаждения звезд, но совершающихся с выделением тепла (и света); по третьей, наконец, эти явления происходят оттого, что достаточно охладившиеся и потому не видные или еле видные нам звезды загораются, вступая в своем движении по небесному пространству в туманность, состоящую из каких-либо газообразных веществ, или же в облако космической пыли либо метеоров; быстрое развитие света и, конечно, тепла происходит, следовательно, так же, как в случае метеоров в нашей земной атмосфере. Последняя гипотеза в особенности пользуется в последнее время вниманием астрономов, со времени появления новой звезды в Персее в 1901 г., вокруг которой, после того как она уже значительно ослабела, была сфотографирована слабосветящаяся туманность.

Кроме звезд, наш глаз замечает также на небесном своде светлую полосу, опоясывающую все небо и в той части его, которая видна в наших широтах, проходящую чрез созвездия Стрельца, Змееносца, Орла, Лебедя, Кассиопеи, Персея, Возничего, Близнецов, Единорога. Эта полоса — т. н. Млечный путь (см.). Кроме того, мы усматриваем кое-где на небе более или менее тесные скопления звезд (см.), в которых на сравнительно небольшом пространстве находится множество ярких или слабых звезд, как, например, Плеяды в созвездии Тельца, Praesepe в созвездии Рака, Волосы Береники и др. В некоторых местах неба замечаются неясной формы более или менее светлые туманные пятна, как, например, в Персее (между η Персея и δ Кассиопеи), в Андромеде (между δ Андромеды и Кассиопеей), в Орионе (около ι Ориона) и др. Это суть либо, опять-таки, скопления звезд либо туманности (см.), которые и в трубы представляются также светлыми облачными пятнами, иногда прихотливо-неправильного строения (например, туманность Ориона), часто же более или менее правильной (часто спиральной) формы. Таких предметов (видных только в трубы) насчитывается на небе несколько тысяч. При этом иные в слабые трубы имеют вид туманностей, в более же сильные разлагаются на отдельные звезды, иные же и в самые сильные трубы имеют, все же, вид туманностей. В силу этого одно время предполагалось, что все такие туманности суть не более, как звездные скопления, не разложимые на отдельные звезды только вследствие недостаточной силы наших труб, но исследования спектров этих небесных тел показали, что есть  существенная разница между звездными скоплениями, хотя бы и не разлагающимися на звезды в наших трубах, и собственно туманностями. Эта разница заключается в том, что первые имеют спектр звезд, т. е. у них на фоне непрерывного спектра имеются темные линии, — значит, в них светят главным образом, если не исключительно, звезды, у последних же, собственно туманностей, спектр состоит из отдельных светлых линий; а это показывает, что эти тела представляют огромные массы светящихся газов, а не скопления таких светил, как звезды. О распределении на небесной сфере звезд, скоплений, туманностей и относительно мнений о распределении их в небесном пространстве см. строение вселенной.

Литература: Newcomb-Engelmann, «Populare Astronomie» (4-е изд., 1911); S. Newcomb, «The stars» (1910); о физическом строении звезд: J. Scheiner, «Populäre Astrophysik».

О. Блажко.