Собственно, звезда эта была, так сказать, не совсем новая. Ровно за 80 лет до этого, в 1866 г., она уже испытала вспышку и с той норы в звездных каталогах странная повторно вспыхивающая звезда была обозначена буквой Т. Звезда Т Сев. Короны принадлежит, как мы теперь твердо знаем, к типу так называемых новоподобныхзвезд. Это, если хотите, новые звезды в миниатюре. Их вспышки по физическим характеристикам весьма напоминают вспышки обычных новых звезд с той только разницей, что у новоподобных звезд амплитуда изменения блеска значительно меньше (у новых 12^m, у новоподобпых примерно 8^m).

Известные советские исследователи переменных звезд Б.Б.Кукаркин и П.П.Паренаго еще в 1934 г. открыли важную зависимость между амплитудами изменения блеска новоподобных звезд и промежутком времени между очередными их вспышками. Чем меньше амплитуда, тем чаще происходят вспышки звезд. Для типичных новых звезд с амплитудой изменения блеска в 12^m вспышки должны повторяться в среднем только через 5000 лет. Отсюда понятно, почему до сих пор еще не удалось хотя бы дважды наблюдать вспышку типичной новой звезды — слишком еще мал возраст астрономической науки.

Зная изменения блеска Т Сев. Короны до 1866 г., советские ученые предсказали, что, судя по амплитуде (8,6^m) ее следующая вспышка должна произойти примерно через 80 лет. Открытие Л.С.Каменчука подтвердило, что найденная зависимость имеет силу статистического закона природы.

Между вспышками Т Сев. Короны имеет блеск звезды 11^m и необычный сложный спектр — сочетание типичного спектра класса М3 и «горячего» спектра ВО. По-видимому, Т Сев. Короны, удаленная от Земли на 800 пк, представляет собой систему из двух звезд: холодного красного гиганта и горячего белого карлика. Вторая из них, судя по всему, и является новоподобной звездой.

Есть в Сев. Короне еще одна новоподобная звезда, обозначенная буквой R. Поведение ее весьма своеобразно. Большую часть времени R Сев. Коровы можно наблюдать как звездочку шестой величины с очень небольшими и неправильными колебаниями блеска. Но иногда звезда неожиданно резко ослабевает в блеске на несколько звездных величин. Бывали случаи, когда R Сев. Короны становилась звездой 10^m и даже 15^m. Длительность пребывания в минимуме блеска у звезды различна — от нескольких месяцев до нескольких лет, после чего R Сев. Короны снова возвращается к прежнему блеску. Судя по кривой блеска, R Сев. Короны— это, так сказать, новая звезда «наизнанку». У типичных новых и похожих на них новоподобных звезд время от времени наблюдаются вспышки, у звезд же типа R Сев. Короны, наоборот, многократное уменьшение блеска. Но в минимуме эти звезды имеют спектр с яркими эмиссионными линиями, и это дает основание отнести их к типу новоподобных звезд.

Атмосферы звезд типа R Сев. Короны необычны, они состоят главным образом из атомов углерода. Некоторые из этих звезд по характеру их спектра принадлежат к очень редкому спектральному классу R. Возможно, что ослабления блеска звезд типа R Сев. Короны вызваны эпизодическими помутнениями их атмосфер за счет еще не вполне выясненных причин. Как бы там ни было, звезды эти настолько своеобразны, что читатель, вероятно, найдет время, чтобы посмотреть, какой блеск имеет сейчас R Сев. Короны.

Обратим его внимание еще на две звезды. Гемма, горячая белая звезда, при тщательном изучении оказалась затменной переменной и спектрально-двойной звездой с периодом около 17 суток и амплитудой 0,1^m.

Интересна также еле различимая глазом двойная звезда σ. Она состоит из двух звезд, разделенных промежутком в 6,6". Обращение в этой системе происходит по очень вытянутой орбите (эксцентриситет 0,78) с периодом в 1000 дней. Более яркий компонент класса F8 — в свою очередь спектрально-двойная звезда с периодом всего 1,14 суток. Таким образом, маленькая звезда σ Сев. Короны, строго говоря, представляет собой любопытную тройную звезду.

 

На всем небе это созвездие вместе с южным созвездием Резца — самые маленькие. Они объединяют лишь по десятку доступных невооруженному глазу звезд. Но и в созвездии Малого Коня есть очень любопытная тройная звезда ε. На расстоянии около 11" от главной звезды 5^m находится спутник 7^m. Более яркий компонент — в свою очередь двойная, очень тесная звезда, разделяемая только в крупные телескопы. Орбита этой звезды весьма вытянутая (эксцентриситет 0,70), и движение вокруг общего центра масс совершается с периодом в 101 день.

Как видите, кратные системы — довольно частые объекты звездного мира. Их многочисленность служит серьезным аргументом в пользу группового, совместного происхождения звезд, так как объяснить возникновение кратных систем «захватом» одной звезды другою при случайной встрече невозможно.

 

Направьте телескоп на γ Дельфина. Звезда эта двойная, и ее главный компонент представляет собой точную копию нашего Солнца. На расстоянии около 10" от главной желтой звезды 4,5^m виден спутник 5,5^m — несколько более горячая звезда, кажущаяся зеленоватой. Система эта, бесспорно, физическая, но период обращения в ней очень велик и, вероятно, составляет несколько тысяч лет. Повторяем, обратите внимание на главную желтую звезду. Оттуда с нее или, быть может, с окружающих ее планет наше Солнце выглядит совершенно так же.

 

В этом маленьком созвездии интересных для наблюдения объектов нет, если не считать цефеиду S Стрелы, блеск которой за 8,38 суток меняется в пределах от 5,8^m до 7,0^m.

 

Планетарные туманности далеко не всегда по своему внешнему облику напоминают диски планет. Последнее является скорее исключением, чем правилом. Формы планетарных туманностей очень сложны и различия, по крайней мере внешние, между ними бывают весьма большими.

В созвездии Лисички есть яркая, крупная (видимые размеры 8' X 4') планетарная туманность, очень причудливая по своей форме (рис. 64). Впервые ее заметил Мессье в 1764 г. и занес в свой каталог под номером 27. В бинокль туманность видна вполне отчетливо, а в школьные телескопы можно разглядеть и ее форму.

рис. 64

Как и другие планетарные туманности, она «подсвечивается» находящейся внутри очень горячей звездой, поверхность которой имеет температуру, равную 100 000К. Читатель, вероятно, помнит на примере планетарной туманности в Лире, что механизм «подсвечивания» выражается в люминесценции атомов туманности под воздействием ультрафиолетового излучения «подсвечивающей» звезды.

Туманность в созвездии Лисички — объект довольно далекий. Нас разделяет 300 пк, и с учетом этого расстояния средний поперечник туманности получается равным 240 000 а.е.

Мы уже упоминали, что происхождение планетарных туманностей пока остается загадкой. Различные гипотезы, рассматривающие эти туманности как продукт извержения газов из атмосфер их центральных звезд, встречают серьезные затруднения. Поэтому советский астровом Г.Л.Гурзадян выдвинул гипотезу, рассматривающую планетарные туманности как остатки той первоначальной «дозвездной» материи, из которой сформировалась центральная звезда. Будущее покажет, в какой степени эта идея соответствует действительности.