Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее
Шрифт:
Другая возможность существует для затменных двойных звезд. Если удается определить орбитальные скорости компонент, то радиусы неплохо оцениваются просто по длительности затмений. Удобство метода кроется в том, что радиусы иногда измеряются даже без предварительного выяснения расстояния до звезды. Наконец, в связи с развитием теории теплового излучения появился еще один очень общий, хотя и не слишком точный, метод расчета радиусов - по известной светимости и эффективной температуре звезды оценивалась площадь ее поверхности.
Хотя масса и радиус, бесспорно, очень важные характеристики звезды, центральной в наблюдательном отношении характеристикой является ее энергетическая активность. Главное, что можно извлечь из наблюдений,- это количество и качество звездного излучения, то есть светимость
Классификация по видимому блеску предполагала, что яркость звезд, отстоящих друг от друга на 5 звездных величин, отличается ровно в 100 раз*. Яркость определяется потоком излучения - количеством энергии, которое в единицу времени попадает на единичную площадку сферы, которой мысленно окружают звезду. Зная радиус этой сферы г (расстояние от наблюдателя до звезды) и поток излучения, можно по простой формуле найти светимость: L = 4?r2F.
*Звезда m-й величины ярче звезды n-й величины в (2,512)n-m раз (2,512 ? 102/5).
Классификация становилась все детальней. Звезды различаются не только по блеску, но и по виду спектра, что было открыто еще Фраунгофером. Итальянский астроном, директор Римской обсерватории Пьетро Анджело Секки (1818-1878), первым обратил внимание на связь между цветом звезд и их спектром. В работах периода 1863-1868 годов он разделил звезды на 4 группы по их спектральным особенностям (типичным линиям поглощения), характеризуя каждую группу определенным цветом: белым, желтым, оранжевым и красным.
Обилие спектральных портретов, полученных к концу 19 века, вызвало потребность в более подробном описании. В двух публикациях 1889 и 1897 годов директор Гарвардской обсерватории американец Эдвард Чарльз Пикеринг (1846-1919) предложил удобные буквенные обозначения для каждого класса, а впоследствии каждый класс был разбит на 10 групп, нумеруемых цифрами от 0 до 9. Последовательность классов, принятая ныне, задается буквами О, В, A, F, G, К, М*. Солнце по этой схеме относится к классу G2, Сириус - А1.
*Кроме того, в начале этой последовательности включают особые классы Q, Р, W, а в конце - S, R, N. Иногда малыми латинскими буквами дополнительно характеризуют некоторые спектральные особенности звезд.
Для класса G характерны, например, сильно выраженные спектральные линии кальция и сравнительно ослабляющиеся при переходе от G0 к G9 линии водорода. Поэтому, зарегистрировав эти особенности в спектре какой-то звезды, мы можем полагать, что она довольно близка по свойствам к Солнцу.
Важную роль сыграла цветовая классификация, поскольку звезды по-разному излучают в различных диапазонах длин волн. Цвет можно довольно точно задавать количественно, применяя соответствующие оптические фильтры. Видимые звездные величины дополнительно различают по тому, сквозь какой фильтр они наблюдаются. Соответствующие индексы: R (красный), V (желтый, или визуальный, в основном соответствующий восприятию нормальным человеческим глазом), pg (фотографический, соответствующий данным на фотопластинках), В (голубой), U (ультрафиолетовый) присоединяются к указанию видимой или абсолютной звездной величины. Численная оценка показателя цвета делается по разности величин звезды, полученных в голубом и желтом фильтрах (так называемый B-V показатель). Это позволяет довольно точно включить звезду в один из спектральных классов.
Спектральные исследования открыли путь к определению эффективной температуры звездных поверхностей, точнее, верхних слоев звездной атмосферы. Оказалось, что спектральные классы содержат и своеобразную температурную классификацию звезд. Самые горячие - звезды класса О имеют поверхностные температуры порядка 30-40 тыс. градусов, самые холодные относятся к классу М, и их температура заключена в интервале 2,5-4 тыс. градусов.
Эта связь оказалась далеко не единственной. Вдоль последовательности спектральных классов - от М к А - возрастают массы, радиусы и светимости звезд. Это обстоятельство довольно легко усмотреть из диаграмм, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (обычно от А до М) или показатели цвета, а по оси ординат - интересующая нас величина, например, масса или светимость.
Видимо, впервые использовал такую возможность датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873-1967), установивший
* Обычное звездное население - это звезды так называемой главной последовательности. Ныне выделяется 7 классов светимости звезд. В I входят звезды-сверхгиганты, во II - яркие гиганты, в III - гиганты, в IV субгиганты, в V - звезды главной последовательности и карлики, в VI субкарлики и в VII - белые карлики. Иногда I класс светимости разбивают на два подкласса 1а (яркие сверхгиганты) и I (сверхгиганты).
Положение звезды на диаграмме такого типа оказалось не просто наглядной и удобной формой записи информации о ее состоянии. Рессел догадался, что перед ним какая-то эволюционная последовательность. Звезда, сжимаясь под действием гравитации, разогревается, путешествуя по верхнему краю диаграммы от области красных гигантов до класса О главной последовательности. Затем она спускается в диагональном направлении по главной последовательности, проходя фазу, в которой находится сейчас желтый карлик - Солнце, фазу красных карликов и, наконец, превращается в невидимый выгоревший объект. Такова была одна из первых попыток создать модель звездной эволюции. Для ее успеха не хватало еще многих данных, необходимых представлений об энергетических запасах звезд.
ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА - РЕССЕЛА
В 19 веке был найден правильный ответ на вопрос о поджигающем механизме. Им оказалось гравитационное сжатие звезды. Но что и как горит? Почему звезда светит так долго?
Обычные химические реакции не позволяли дать разумных оценок звездного возраста. И только прорыв физики в область атомных ядер открыл дорогу новым идеям звездной энергетики.
Источником долгожительства ярких звезд оказались термоядерные реакции, в которых достаточно медленно синтезируются все более тяжелые элементы при колоссальном выделении энергии. Анализ этих реакций и привел к современной картине звездной эволюции, которую мы обсудим во II части книги.
ЗВЕЗДНАЯ ЭКЗОТИКА
Однако открытием и классификацией более или менее обычного звездного населения дело не ограничилось. Уже в период зарождения эволюционной картины космоса - где-то во времена Лапласа проскальзывали идеи о небесных телах, непохожих на известные планеты и звезды. Ведь если звезды рождаются и умирают, их начальные и конечные состояния должны весьма отличаться от Солнца.
Первый шаг в этом направлении был сделан Фридрихом Бесселем, который в 1844 году провел тонкий анализ положений Сириуса и установил, что эта звезда связана с каким-то невидимым спутником. Картина выглядела так, что яркий Сириус А вместе с довольно массивным Сириусом В образуют двойную систему, обращающуюся вокруг общего центра тяжести с периодом порядка 50 лет. Масса спутника примерно равна массе Солнца, и поэтому его нельзя было считать планетой - скорее, речь шла о погасшей звезде. В 1862 году американскому астроному Олвину Грэхэму Кларку (1832-1897) удалось разрешить двойную систему Сириуса. Оказалось, что Сириус В - звездочка примерно 7 величины*, но ее цвет вовсе не свидетельствовал об угасании. Имея светимость почти в 100 раз меньше солнечной, эта звезда была раскалена добела, вместо того чтобы демонстрировать положенный темно-красный оттенок. В 1914 году американец Уолтер Сидней Адаме (1876-1956) проанализировал спектральный портрет звездной пары, и стало ясно, что обе звезды - А и В принадлежат к одному спектральному классу А, а их поверхностная температура порядка 10 000 К. Так состоялось открытие белых карликов.