зависят от спектральных классов звезд. Скажем, переменные типа RR Лиры — это гиганты класса А; у них периоды пульсаций длятся от нескольких часов до нескольких дней. Переменные типа δ Цефея, или цефеиды, — это гиганты и сверхгиганты классов F — K; периоды пульсаций у них занимают от нескольких дней до нескольких месяцев. Мириды, также известные как долгопериодические переменные, — это красные гиганты, которые близки к концу своей жизни. Этим нестабильным звездам требуются месяцы или годы, чтобы медленно, но радикально изменить свою светимость.

Рис. 7.6. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, на которой показаны некоторые из многих типов физических переменных звезд. Полосу нестабильности занимают звезды, которые пульсируют на резонансных частотах, откликаясь на внутренние возмущения. (По источнику: Discovering the Essential Universe, N. F. Comins, 3rd Edition, W. H. Freeman [2006].)

«Бродячий цирк» пульсирующих переменных поражает своим разнообразием. В его «красном» конце, где располагаются переменные с низкой светимостью, присутствуют вспыхивающие звезды класса М. Их масса мала, а их вспышки ассоциируются с магнитными бурями в звездной атмосфере. Несколько более высокой светимостью обладают переменные типа Т Тельца, очень молодые звезды, которым еще предстоит занять свое место на главной последовательности. Их светимость сравнительно выше, поскольку эти «звездные младенцы» еще излучают гравитационную энергию, высвобожденную во время их формирования. Изменения в звездах типа Т Тельца происходят без какой-либо периодичности и носят очень бурный характер, что, опять же, приписывают магнитным возмущениям в их атмосферах.

При более высоких светимостях полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела отходит от главной последовательности вверх, к ветви сверхгигантов. В этой области диаграммы, рядом с диагональю, демонстрирующей взаимосвязь температур звездной поверхности и светимости, располагаются переменные типа RR Лиры и цефеиды. Внутренние условия в звездах, занимающих эту полосу, приводят к динамической нестабильности, когда определенные слои то сдерживают, то высвобождают энергию, которая исходит из нижележащих слоев. Действие этого излучающего «клапана», или каппа-механизма, приводит к тому, что внешние слои звезды в прямом смысле вздымаются и опадают, а в унисон с их движениями периодически возрастают и уменьшаются и температура поверхности, и светимость.

Переменные типа RR Лиры, которые, как правило, встречаются в шаровых скоплениях и других частях более древнего сфероидального компонента Галактики, пульсируют с достоверно установленной светимостью около 50 солнц (MV = 0,6 звездной величины). Эта характерная средняя светимость позволяет использовать их в качестве так называемой «стандартной свечи», с помощью которой астрономы могут измерить расстояния до шаровых скоплений и других галактических областей, содержащих эти звезды. Например, наблюдения за многими переменными типа RR Лиры, пребывающими в галактическом балдже, показали, что балдж — и охваченный им центр Галактики — находится на расстоянии около 27 000 световых лет от нас.

Вдоль полосы нестабильности были обнаружены два вида цефеид. «Классические», или цефеиды I типа, располагаются в диске, а цефеиды II типа, обладающие меньшей светимостью, обычно «населяют» гораздо более старые шаровые скопления, принадлежащие гало. Для сверхгигантов-цефеид I типа удалось установить критически важное соотношение, позволившее астрономам определять расстояния до звезд, которые находились далеко за пределами Млечного Пути. Наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке (одной из ближайших галактик — спутников Млечного Пути), астрономы в начале XX века выявили тесную взаимосвязь: оказалось, что у цефеид с более высокой светимостью периоды изменений длились дольше. Зависимость «период — светимость» была выверена по ближайшим к нам цефеидам, расположенным в диске Млечного Пути, и с тех пор помогает нам определять расстояния до любой галактики, если наши телескопы, разбирая ее на звезды, находят в ней цефеиды.

Наблюдая за световым потоком удаленной цефеиды от нескольких дней до нескольких недель, астроном может установить период изменения блеска звезды. Затем его можно преобразовать в светимость звезды, сравнить эту светимость с видимой звездной величиной — и вычислить, насколько далеко от нас находится звезда. Взаимосвязь периода и светимости цефеид впервые обнаружила Генриетта Ливитт в 1912 году, а в 1920-х годах Харлоу Шепли при помощи этого соотношения установил пространственное распределение шаровых скоплений в Галактике, и с тех пор мы с его помощью находим расстояния до галактик, удаленных от нас на десятки миллионов световых лет.

При наибольшей светимости верхний предел целостности звезд очерчивают голубые переменные звезды. Поток фотонов с поверхности этих новорожденных «крикунов» настолько велик, что полностью дестабилизирует внешние слои и сдувает их, рождая ветры колоссальной силы. Сейчас такие драматические вспышки происходят на звезде η Киля, расположенной в 7500 световых годах от нас в южном созвездии Киля. Ее самая мощная зарегистрированная вспышка произошла в 1843 году, когда она, несмотря на удаленность, была второй по блеску небесной звездой, уступая лишь Сириусу. С тех пор η Киля образовала из вырывающихся наружу газов небольшую биполярную туманность в форме изящных песочных часов. Когда она снова вспыхнет — или взорвется целиком — остается только гадать.

Газовые туманности

Вокруг галактического диска вращается примерно 6000 огромных облаков, состоящих из молекулярного газа и пыли. Каждое из них простирается на десятки-сотни световых лет и содержит туманное вещество, размер которого эквивалентен более чем миллиону солнц — и все это при температуре всего на несколько градусов выше абсолютного нуля (–273 °C). Эти холодные темные облака примерно на 73 % состоят из молекулярного водорода, на 25 % — из атомарного гелия, а на остаток приходится незначительная доля других молекул, таких как монооксид углерода и формальдегид, наряду с дымкой из микроскопических пылинок. Некоторые из этих пылевых облаков предстают перед нами в виде «темных туманностей», силуэты которых выделяются на сияющем звездном фоне Млечного Пути. Большой Провал, разделивший созвездия Орла и Лебедя, туманности Курительная Трубка в созвездии Змееносца и Угольный Мешок в созвездии Южного Креста — вот яркие примеры относительно близких к нам молекулярных облаков, скрывающих свет далеких звезд. Индейцы кечуа, живущие в Андах на территории Перу, воспринимали эти разнообразные темные области в светящемся Млечном Пути в обликах лисы, ламы, куропатки и разных мифических существ, тем самым изменив привычный взгляд на Млечный Путь как на светлую область на фоне черных небес.

Сейчас астрономы изучают темные туманности, наблюдая за светом, излучаемым их молекулами. Если учесть, что все это происходит при криогенных температурах, то по большей части свет излучается в низкоэнергетической микроволновой области электромагнитного спектра. Хотя молекулярный водород на сегодняшний день — это самая распространенная молекула, излучает он крайне слабо, за исключением случаев, когда его активизируют сильное ультрафиолетовое излучение или ударные волны, возникающие в межзвездной среде. А вот монооксид углерода легко