По некоторым недавним оценкам расстояние до М31 на самом деле больше, чем думали до сих пор, и составляет 690 000 пк. Если это так, то туманность Андромеды — величайшая из известных нам галактик. Ее поперечник близок к 90 кпк, что втрое больше диаметра нашей галактики!

Еще Хаббл заметил внутри огромного, шаровидного центрального ядра туманности Апдромеды маленькое ядрышко, или керн. Выглядит керн как красноватая звездочка 13^m,2. По существу же керн М31 похож на исполинское и очень плотное шаровое звездное скопление диаметром 14 св. лет и массой, в несколько сотен раз превосходящей массу Солнца. Керн вращается вокруг оси, завершая полный оборот примерно за 300000 лет. Любопытно, что керном обладает также и один из главных спутников М31 — галактика NGC 205. Есть керн и в другом спутнике туманности Андромеды — галактике М32.

По-видимому, керны — неотъемлемая деталь структуры многих звездных систем. В нашей Галактике также нашли керн диаметром около трех световых лет, в центре которого есть еще одно самое маленькое ядрышко, выглядящее как очень яркий точечный звездообразный объект.

Природа кернов неясна. Возможно, что именно они служат главным источником активности ядер галактики. У нашей Галактики эта активность слабая: из ее ядра вытекают облака водорода со скоростью около 150 км/с, но в небольшом количестве (примерно одна масса Солнца за год!). В галактиках Сейферта и других пекулярных звездных системах активность ядер (а может быть, именно кернов?) несравненно выше.

В созвездии Андромеды есть еще один замечательный объект — тройная звезда γ, названная арабскими астрономами именем Аламак. Главная, желтая с оранжевым оттенком звезда 2^m имеет на расстоянии 10" спутник 5^m. Спутник — горячая голубоватая звезда — в свою очередь состоит из двух звезд, разделенных расстоянием в 0,3". Эта пара, несомненно, физически взаимосвязана — в ней давно уже обнаружено орбитальное движение с периодом в 56 лет. Разделить ее в школьные телескопы не удастся, но зато первая пара рекомендуется как красивая двойная звезда с резко выраженными (и, конечно, усиленными физиологическими эффектами) различиями в цвете компонентов. Весьма возможно, что и эта пара — физическая, но заметить орбитальное движение пока не удалось.

Звезда Аламак и ее двойной спутник весьма далёки от Земли. Нас разделяет 125 пк.

Интересна звезда о Андромеды. Это — переменная неизвестного типа, меняющая блеск в пределах от 3,5^m до 4,0^m. Судя по спектру, о Андромеды состоит из двух горячих звезд, кружащихся вокруг общего центра масс с периодом, близким к полутора суткам.

 

На старинных звездных картах Персей изображен в воинственной позе. В правой руке он держит высоко занесенный меч, а в левой — страшную голову Медузы. Наблюдая небо, арабы в средние века заметили, что одни глаз Медузы застыл и неподвижен, а второй... время от времени подмигивает! Пораженные, они назвали мигающий глаз Медузы (он же — звезда β созвездия Персея) «дьяволом» или по-арабски «Алголем».

В Европе на переменность Алголя впервые обратил внимание еще в 1667 г. итальянский астроном и математик Монтанари. Ему, правда, не удалось выяснить закономерности изменения блеска Алголя. Сделал это уже известный нам Джон Гудрайк. С 1782 по 1783 г. он каждую ясную ночь оценивал блеск Алголя, и ему удалось установить строгую периодичность в «подмигивании» глаза Медузы.

На протяжении двух с половиной суток Алголь сохраняет неизменным свой блеск звезды 2,2^m. Но потом в продолжение почти девяти часов блеск его вначале уменьшается до 3,5^m, а затем снова возрастает до прежнего значения. Промежуток времени между двумя последовательными минимумами блеска этой переменной близок к 2 суткам 21 часу (по современным данным, период Алголя равен 2 суткам 20 часам 49 минутам 02,50 секунды).

Гудрайк этим не ограничился. Он дал совершенно правильное объяснение переменности Алголя: «Если бы не было еще слишком рано,— пишет он,— высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя...».

Около двухсот лет гениальная догадка Гудрайка оставалась лишь гипотезой. Но в 1889 г. в спектре Алголя были замечены периодические смещения спектральных линий, причем период этих смещений в точности равен периоду изменения блеска. Тем самым было окончательно доказано, что Алголь — спектрально-двойная звезда, а колебания блеска вызваны периодическим затмением спутником главной звезды.

Алголь — первая затменная переменная звезда, обнаруженная человеком. Сейчас такого типа звезд известно более четырех тысяч. Вполне естественно, что из них лучше других изучен Алголь. Мы знаем об этой звезде много любопытного.

На рис. 35 представлена кривая изменения блеска «дьявольской» звезды. Для непосвященного в тонкости астрономических исследований она мало о чем расскажет. Астроному же она представляется необычайно красноречивой.

рис. 35

Вы, например, замечаете, что между двумя главными минимумами «глубиной» в 1,27^m, есть, гораздо более мелкий вторичный минимум. Для глаза он неощутим (его «глубина» всего 0,06^m), но современными методами астрофотометрии вторичный минимум и обнаружен, и промерен. Но если он есть, значит, спутник Алголя не совсем темный, а светящийся лишь менее ярко, чем главная звезда. Тогда на кривой изменения блеска отразятся оба затмения: и когда главная звезда закрыта частично спутником (главный минимум), и когда сам спутник заходит за главную звезду (вторичный минимум). И в том, и в другом случаях, правда, в разной степени, общий блеск системы уменьшается.

Всмотритесь внимательнее в рис. 35. От главного до вторичного минимума и обратно блеск Алголя несколько меняется: кривая блеска сначала идет вверх, а потом, после вторичного минимума,— вниз. Этот тонкий эффект называется «эффектом фазы». Да, аналогия с фазами Луны или, еще полнее, с фазами внутренних планет здесь налицо. Главная звезда освещает более темный спутник, и на нем (несмотря на его свеченне!) возникают непрерывно меняющиеся фазы. Из-за этого, строго говоря, непрерывно меняется и блеск Алголя.

Ограниченные рамки этой книги не позволяют нам остановиться на других тонких эффектах, отражающихся в кривой изменения блеска затменных переменных. Заметим лишь, что для звезд типа Алголя удается определить не только орбиты компонентов, но и их размеры, массу, плотность и многие другие свойства. Вот, например, только некоторые подробности об Алголе: главная звезда — голубовато-белый гигант с температурой поверхности около 15 000 К. Ее поперечник равен 5 800000 км (у Солнца —1391000 км). Спутник несколько меньше (диаметр около 4 млн. км) и холоднее. Но это — самая настоящая желтоватая звезда с температурой поверхности около 7000 К, что на 1000 К горячее температуры поверхности нашего Солнца. Неправда ли, поразительно, что на такой ослепительной поверхности проявляется «эффект фазы»?

Обратите внимание и на другой факт: разница температур в не-сколько тысяч кельвинов вполне достаточна для создания такого «эффекта затмения», который легко обнаруживается даже глазом, без каких-либо дополнительных фотометрических приборов.

Расстояние между центром Алголя и его более холодного спутника составляет почти 10400000 км (для сравнения напомним читателю, что радиус орбиты Меркурия близок к 58 млн. км). С помощью обобщенного закона Кеплера вычислены массы обеих звезд. Спутник имеет такую же массу, как Солнце, а главная звезда — в 4,6 раза массивнее. И та и другая звезда весьма разрежены. Средние плотности Алголя и его спутника (по отношению к средней плотности Солнца, принятой за единицу) равны соответственно 0,07 и 0,04.