Материалы по истории астрономии

На правах рекламы:

Рейтинг гинекологов лучшие гинекологи краснодара.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Мы уже говорили о том, что цвет звезды зависит, главным образом, от температуры. Можно привести пример расплавленного металла. Когда металл кипит, выливаясь из ковша в формы, его струя кажется ослепительно белой. А отлитый в формы, остывающий слиток проходит все стадии потускнения — от светло-желтого до тускло-красного... Конечно, звезда — раскаленный газовый шар и полной аналогии быть не может. Но аналогии никогда не бывают полными...

Кроме зависимости «цвет—температура», мы с вами можем отметить еще одну — «температура — степень ионизации». Правда, тут есть одна сложность. Для того чтобы атом превратился в ион, то есть потерял электрон или два, нужно, чтобы другая частица, разогнавшись, ударила бы в него и сорвала электронные оболочки. Скорость частицам придает температура. Но для разгона нужно место. Существуют звезды огромные, рыхлые, горячие, с малым давлением в разреженной атмосфере, там места для разгона частиц сколько угодно — и атомы легко ионизируются. Такие звезды по традиции называют гигантами. Но в тех же спектральных классах существуют звезды гораздо более плотные — карлики. Здесь условия для ионизации совсем не те. В толчее сгущенной атмосферы длина свободного пробега для частиц крохотная. Чтобы набрать нужную скорость (энергию), достаточную для ионизации атома на более коротком пути разбега, температура должна быть выше... Получается, что гиганты и карлики должны различаться по температуре и по спектру. Чтобы придать спектральному шифру звезды большую определенность, впереди спектрального класса ставят иногда буквы «g» (giant) или «d» (dwarf), обозначающие соответственно: «гигант» или «карлик». Встречается в шифре и буква «с», обозначающая сверхгиганта.

Так ученые установили, что спектральный класс и цвет свечения звезды крепко связаны с температурой. Но есть и еще две чрезвычайно важные характеристики звезд, также тесно связанные друг с другом. Первая — это светимость звезды, вторая — ее масса.

Астрономы сравнивают между собой массы звезд и их абсолютные звездные величины. Можно даже составить таблицу звезд в порядке убывания их масс, и вы увидите, что абсолютные звездные величины тоже будут падать.

Казалось бы, все очень хорошо: чем масса звезды больше, тем плотность ее вещества ниже, а температура поверхности выше. Горячие яркие гиганты и сверхгиганты относятся к ранним спектральным классам и светят голубым и белым светом.

Зависимость абсолютных звездных величин звезд от масс (по Т.А. Агекяну)

№№ п/п Название звезды Абс. звездная величина Масса, выраженная в единицах массы Солнца
1 Капелла - 0,2 4,2 M☉1
2 Спутник Капеллы +0,1 3,3
3 Сириус + 1,3 2,6
4 α Центавра + 4,7 1,1
б Спутник η Большой Медведицы + 6,7 0,7
6 Спутник η Волопаса + 7,8 0,6
7 Спутник β 416 + 9,2 0,3
8 Спутник σ Эридана + 12,9 0,2
9 Спутник η Скорпиона + 13,4 0,18

Все увязано: класс, цвет, светимость, температура, масса... Но так казалось лишь очень Недолгое время. Физики, которые любят шутить, говорят, что «иногда природа подкрадывается к ученым и дает им хо-орошего пинка», чтобы не зазнавались. Примерно то же случается и в астрономии. И совсем не реже, чем в физике.

Загадок и неожиданностей у природы «полны карманы», и она время от времени с удовольствием подсовывает что-нибудь такое, что опрокидывает все теории. Вот почитайте-ка хотя бы такую историю.

В 1844 году великий немецкий математик и астроном Фридрих Бессель заметил, что в равномерном движении великолепного Сириуса наблюдаются странные отклонения. Будто кто-то невидимый все время кружится вокруг звезды, сбивая ее с траектории то в одну, то в другую сторону. Такой же характер возмущений наблюдался и в движении Проциона. «А не летят ли рядом со звездами тяжелые невидимые спутники?» — заподозрил математик.

Прошло восемнадцать лет. Испытывая новый телескоп собственной конструкции, американский оптик Альван Кларк обнаружил совсем рядом с Сириусом крохотную звездочку. Впрочем, она была не такой уж крохотной — примерно седьмой звездной величины. И лишь яркое сияние Сириуса топило ее блеск в своих лучах, не позволяя астрономам долгие годы порадоваться новому открытию. Спутника Сириуса — главной звезды созвездия Большого Пса — назвали Щенком... Щенок оказался довольно рослым. Закон Ньютона требовал, чтобы его масса примерно равнялась солнечной. Но почему тогда он был таким тусклым? С расстояния в 2,66 парсек (8,7 световых лет), на которое удален от нас Щенок, Солнце светило бы, во всяком случае, на шесть звездных величин ярче. Может быть, спутник Сириуса холоден и потому тускл?

Прошли годы. В 1914 году астроном Адамс, исследуя спектр Щенка, получил фотографии, чрезвычайно похожие на фотографии спектра самого Сириуса. Астроном недоумевал: этого не могло быть! Самая яркая звезда северного неба — Сириус — относилась к спектральному классу А — классу ослепительно-белых горячих звезд. А тусклый спутник? В лучшем случае, он мог принадлежать к поздним классам красных звезд. Между тем, судя по фотографии спектров, ничуть не бывало. Тот же класс ослепительно белых горячих светил... Почему же тогда он так слабо светится? Масса всего в два с лишним раза меньше, чем у Сириуса, а светимость — будто карманный фонарик рядом с прожектором?.. Похоже было, что спектральный анализ и закон зависимости светимости от массы в этом случае подводили астрономов? Специалисты ломали себе головы над этой неувязкой. Вот как описывал этот период бывший президент Королевского астрономического общества в Лондоне Артур Стэнли Эддингтон:

«Сообщение спутника Сириуса после его расшифровки гласило: «Я состою из вещества, плотность которого в три тысячи раз выше всего, с чем вам когда-либо приходилось иметь дело. Тонна моего вещества — это маленький кусочек, который помещается в спичечной коробке». Что можно сказать в ответ на такое послание?

В 1914 году большинство из нас ответило бы так: «Полно! Не болтай глупостей!»

Астрономам понадобилось целых десять лет, чтобы привыкнуть к мысли о том, что открыт класс новых, неизвестных дотоле сверхплотных звезд. В дальнейшем они получили название «белых карликов».

Плотность спутника Сириуса, действительно, оказалась равной примерно 50 000 г/см³. Чтобы эта величина стала более наглядной, добавим, что средняя плотность Солнца равна 1,4 г/см³, плотность твердой, литой стали — около 8 г/см³. Получается, что наперсток, наполненный веществом, привезенным со спутника Сириуса, должен весить на Земле больше ста килограммов... С тех пор астрономы открыли довольно много таких сверхплотных звезд. Рекорд Щенка устарел и давно перекрыт... Например, «звезда Маанена» имеет плотность 400 000 г/см³. Есть звезды со средней плотностью вещества 10 000 000 г/см³. А сравнительно недавно открытый «белый карлик» AC +70°8247 показал рекордную плотность 36 000 000 г/см³.

Особенно впечатляют приведенные цифры, если сравнить со сверхплотными «белыми карликами» сверхразреженные сверхгиганты. Есть в созвездии Цефея звезда, обозначенная буквами VV. Ее плотность 10-8 г/см³. В сто двадцать тысяч раз меньше плотности воздуха, которым мы с вами дышим! И это еле уловимое газовое облачко, дымка, которая у нас на Земле считалась бы неплохим вакуумом, — звезда! Звезда, которая светит, греет, испускает радиоволны, рентгеновские и гамма-лучи... в общем, функционирует, как и подобает светилу. Вот уж поистине «полна чудес Великая Природа...»

«Белые карлики» внесли разлад в стройную систему установившихся взглядов. Получалось, что звезды характеризуются не единой группой связанных друг с другом свойств, а двумя группами независимых параметров:

I-я группа II-я группа
Спектральный класс Светимость
Цвет Масса
Температура

Так, по цвету звезды, легко определялись ее спектральный класс и температура, но ничего нельзя было сказать о светимости и массе. Зная светимость, можно было вычислить массу звезды, но спектральный класс и остальные параметры 1-й группы оставались неизвестными. Знание же спектрального класса звезды и ее светимости (или абсолютной звездной величины) дает специалистам возможность теоретически определить почти все основные физические характеристики звезды: и температуру поверхности, и размеры, массу и среднюю плотность. Можно, даже не глядя на небо, предсказать цвет звезды. Вот какая сила у теории! Следовало во что бы то ни стало выяснить, нет ли какой-нибудь зависимости между спектральным классом и светимостью звезды. Этой задачей почти одновременно и независимо друг от друга занялись два астронома: датчанин Э. Герцшпрунг, работавший в 1905 году в Потсдамской обсерватории, и молодой профессор Принстонского университета Г. Рессел.

13 июня 1913 года в Лондоне на заседании Королевского астрономического общества Рессел доложил о диаграмме, которую ему удалось построить. Несколько позже ту же задачу решил Герцшпрунг. На оси абсцисс (по горизонтали) он откладывал последовательность спектральных классов звезд от 0 до М. По оси ординат (по вертикали) — абсолютные звездные величины. Если бы между этими характеристиками никакой зависимости не существовало, то точки, определяющие положение звезд на диаграмме, распределились бы в ее поле почти равномерно. Если же такая зависимость имеется, точки должны сгруппироваться и занять определенные области на диаграмме. Именно такая картина и получилась на графике, названном в честь его составителей «диаграммой Герцшпрунга—Рессела». Иначе ее называют «диаграммой спектр — светимость».

Это чрезвычайно важная диаграмма, и потому мы просим вас отнестись к ней с особым вниманием. Смотрите, почти все точки собрались в отчетливо выраженные полосы — последовательности. Самая длинная, идущая по диагонали через все поле, — главная последовательность. К ней принадлежит большинство звезд. В левой ее части собрались голубые, наиболее горячие звезды-гиганты. Потом идут белые звезды, желтые карлики, в числе которых затерялось и наше Солнце. Правый конец ветви населяют тусклые красные карлики. В главной последовательности светимость растет с увеличением массы. Однако это правило выполняется только для данной ветви диаграммы.

Ниже на диаграмме идет ветвь, содержащая субкарлики, открытые американцем Дж. Койпером и советским астрономом П.П. Паренаго. Звезды-субкарлики излучают в четыре—пять раз меньше света, чем звезды того же класса, но находящиеся на ветви главной последовательности.

Еще ниже расположились «белые карлики», которые светятся в сотни и тысячи раз слабее звезд тех же масс и спектральных классов главной последовательности. Несмотря на свое название, белые карлики могут быть и желтого, и красного цвета. Есть предположение, что существуют даже черные «белые карлики», невидимые в оптические телескопы.

В области спектральных классов G и K от главной последовательности отходит ветвь красных гигантов. А на самом верху диаграммы расположились сверхгиганты — звезды, светимость которых в десятки тысяч раз превышает блеск нашего скромного солнышка.

Встречаются в космосе звезды, и не вошедшие ни в одну из перечисленных ветвей (или последовательностей). Так, советский астроном Б.А. Воронцов-Вельяминов открыл класс горячих бело-голубых звезд, располагающихся по вертикальной линии класса О.

Вы видели, что звезды, принадлежащие к одной последовательности, имеют самые различные спектральный класс, светимость и даже массу. Что же их тогда связывает? Почему одни упорно группируются на одних ветвях, другие — на других?.. Может быть, возраст или химический состав?

Давайте пока отложим ответ на этот вопрос до того момента, когда мы подойдем к проблеме рождения звезд. «Диаграмма спектр — светимость» разделила все звездное население на пять основных звездных рас, или звездных племен, введя, таким образом, некоторую стройность и «человеческий порядок» в кажущийся хаос неба Земли. Но, объединив звезды-одиночки, двойные и кратные системы в племена, астрономы стали искать более крупные группы, в которых звезды были бы связаны друг с другом.

Знаете ли вы, что?

Сравнительно недавно вошли в строй электронно-оптические преобразователи изображения, преобразующие слабое оптическое изображение сначала в электронное, а потом снова в видимое, но уже значительно более усиленное. Астрономы получили возможность от ста и до трехсот раз уменьшать время выдержек при фотографировании ночного неба.

Примечания

1. Напоминаем, что масса нашего Солнца M☉, выраженная в граммах, дает цифру 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000, или 2·1033 грамма. Вы спросите, почему в граммах? Ну, переведите в тонны... легче от этого не станет.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку