Чтение онлайн

Уже находясь на госпитальной койке, Шварцшильд выполнил свое крупнейшее (и самое знаменитое) теоретическое исследование. В начале 1916 г. он написал и послал Эйнштейну в Берлин для публикации две статьи с точными решениями эйнштейновских уравнений для поля тяготения, созданного сферическими симметрическими источниками. Эти работы стали началом математического моделирования экзотических объектов, которые сегодня мы называем черными дырами.

Расселла, в отличие от Герцшпрунга, привела на вершины астрономии вполне традиционная академическая карьера. Он был старшим сыном в семье пресвитерианского пастора с Лонг-Айленда. В 16 лет поступил в Принстон, где, в духе того времени, изучал предметы, приличествующие джентльмену – древнегреческий, латынь и классическую литературу. Однако ему повезло записаться на вводный курс астрономии, который читал Чарльз Янг – блестящий педагог и один из первых американских астрофизиков. Эти лекции и определили будущее Расселла. В 1902–1905 гг. он продолжил образование в Кембриджском университете под руководством Джорджа Дарвина, сына великого создателя теории биологической эволюции. Из Англии Расселл вернулся в Принстон и быстро поднялся по стандартной лестнице должностей от преподавателя до полного профессора. В своей альма-матер он проработал вплоть до выхода в отставку в 1947 г.

Теперь перейдем от персоналий к науке. В конце XIX в. участница гарвардской женской команды Антония Мори разделила звезды на три класса в зависимости от внешнего вида темных линий (то есть линий поглощения) на их спектрограммах. Звезды со спектрами солнечного типа, содержащими множество хорошо заметных линий, распределенных по всему спектру, попали в категорию «a». Звезды с широкими и расплывчатыми спектральными линиями получили индекс «b»; и наконец, звезды с очень четкими узкими линиями были объединены в группу «c». Физический смысл такой классификации в те времена был совершенно неясен, и многим астрономам она казалась искусственной.

Однако Герцшпрунг не только принял эту схему, но и положил ее в основу весьма глубоких заключений. В статье 1905 г. он показал, что звезды подкласса «c» имеют почти незаметные, нередко вообще не поддающиеся измерению собственные движения, в среднем не превышающие сотой доли дуговой секунды [3] . Этот вывод он сделал на примере всего 30 звезд – результатами наблюдений более многочисленной группы он не располагал. Отсюда естественным образом следовало, что расстояния до звезд подкласса «c» гораздо больше, чем до звезд двух других групп схемы Мори. Кроме того, эти светила отличались большой видимой яркостью. Герцшпрунг объяснял это тем, что с-звезды излучают намного больше света, чем звезды из семейств «a» и «b» – иными словами, их абсолютные светимости намного выше. Во второй части этой работы, опубликованной в 1907 г., он развил свои аргументы до утверждения, что с-звезды отличаются от прочих не только по характеру спектров, но и по физической природе [4] . Он также показал, что особенно яркие красные звезды типа Арктура и Бетельгейзе должны обладать сравнительно коротким временем жизни.

Эту работу Герцшпрунг продолжил в Гёттингене и в Потсдаме. В 1911 г. в сборнике трудов Потсдамской обсерватории он опубликовал крайне нетривиальные результаты наблюдений звездных скоплений Плеяд и Гиад [5] . На их основании Герцшпрунг пришел к заключению, что существует четко выраженная статистическая корреляция между цветом звезды и ее светимостью. Чтобы сделать эту корреляцию наглядней, он перевел ее в графическую форму. Для этого он поместил на одной оси прямоугольных координат цветовые характеристики звезд (которые, как он понял не позднее 1908 г., можно перевести в данные об их температурах), а на другой – наблюдаемые светимости. Это не было вполне корректным, но в данном случае допустимым. Поскольку расстояния от центров Плеяд и Гиад до Солнца сильно превышают размеры этих скоплений, можно считать, что звезды каждого скопления приблизительно одинаково удалены от нашей системы. Отсюда следует, что их видимые звездные величины отличаются от абсолютных на одно и то же число (абсолютная величина звезды есть, по определению, ее видимая величина при условии, что звезда располагается от наблюдателя на расстоянии в 10 парсек). Оказалось, что большинство звезд расположилось на каждой диаграмме вдоль достаточно узкой полосы, которую Герцшпрунг назвал главной последовательностью. Это лингвистическое изобретение со временем превратилось в один из основных терминов звездной астрономии.

Правда, диаграммы Герцшпрунга все же имели ограниченную применимость. В его распоряжении оказалось слишком мало звезд, к тому же нередко похожих друг на друга. Так, например, в Плеядах много ярких голубых светил, однако совсем нет звезд, которые сегодня называются гигантами и сверхгигантами; в Гиадах гиганты имеются, но их немного. В качестве следующего шага нужно было расширить наблюдательную базу для конструирования диаграмм «цвет-светимость». Этот шаг вскоре и сделал Расселл. В 1909–1913 гг. он собрал большой объем информации об абсолютных светимостях и спектральных типах приблизительно 300 звезд, удаленных от Земли на различные дистанции (какое он проявил упорство и какими методами пользовался, само по себе очень интересно, но в эти детали я вдаваться не буду). Проанализировав эти сведения, Расселл пришел практически к таким же выводам, что и Герцшпрунг, чьи работы, по всей вероятности, ему тогда не были известны (кстати, впервые эти ученые встретились в июле 1913 г. на той самой международной конференции в Бонне, где и была утверждена гарвардская классификация звездных спектров).

В первой публикации на эту тему Расселл представил свои результаты в виде таблиц [6] . Годом позже он обсудил их с коллегами на нескольких конференциях. В Лондоне на симпозиуме Королевского астрономического общества в июне 1913 г. он впервые использовал термины «карликовые звезды» и «звезды-гиганты», которые вскоре и обнародовал [7] . По ошибке он приписал обе терминологические инновации Герцшпрунгу, который слово «карлики» по отношению к звездам никогда не употреблял, хотя иногда называл звезды великанами (нем. Riesen); о звездах-гигантах (нем. Giganten) в 1908 г. также писал Шварцшильд. Эти названия вместе с термином Герцшпрунга «главная последовательность» быстро вошли в лексикон астрономии.

А вскоре на свет родилась и знаменитая диаграмма. Расселл впервые презентовал ее в завершенном виде (и даже в разных версиях) 30 декабря 1913 г. в обширном докладе на конференции Американского астрономического и астрофизического общества в Атланте. Этот доклад через год был опубликован в журнале Nature в двух частях под общим заголовком «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд» [8] .

Выступление Расселла содержало множество интереснейших идей и выводов. Например, он привел убедительные аргументы в пользу тогда еще новой идеи, что спектр звезды в первую очередь зависит от температуры ее атмосферы, а не от химического состава. Но обо всем не расскажешь, поэтому ограничимся диаграммой. Во второй части статьи Расселла [9] она представлена в версии, ставшей классической, которая несчетное число раз воспроизводилась в учебниках и книгах по истории астрономии.

К этой картинке стоит присмотреться внимательно. По горизонтали отложены спектральные классы звезд от самых горячих (слева) до самых холодных (справа). На вертикальной оси отложены абсолютные звездные величины от –4 (это самые яркие звезды, известные в те времена) до +12 (самые тусклые). Отмеченные позиции отдельных звезд (их свыше 200) в основном лежат вдоль узкой наклонной полосы, ограниченной двумя параллельными линиями. Сразу видно, что для подавляющего большинства звезд, представленных на диаграмме, выполняется четкая закономерность: чем больше абсолютная светимость звезды, тем «левее» ее спектральный класс – и, следовательно, тем звезда горячее. Звезды внутри полосы как раз и составляют ту самую главную последовательность, о которой ранее писал Герцшпрунг.

Однако на диаграмме представлены и звезды, лежащие вне главной последовательности. В правом верхнем квадранте можно заметить звезды внутри горизонтальной полосы, обладающие примерно одинаковой (причем высокой) светимостью для разных спектральных классов (то есть температур). Именно эти звезды Расселл назвал гигантами (среди них есть и совсем холодные красные гиганты). А в левом нижнем квадранте скромно притулилась одна единственная звезда класса А примерно 11-й величины – следовательно, горячая, но очень тусклая. Расселл поместил туда двойной спутник звезды 40 Эридана, не различая членов этой пары. Сейчас мы знаем, что своей высокой температурой она обязана белому карлику 40 Эридана В, а его холодный спутник 40 Эридана С вносит в светимость очень незначительный вклад. Из диаграммы Расселла сразу видно, что единственный обитатель этого квадранта очень сильно выпадает из главной последовательности и потому должен очень отличаться от представленных в ней звезд.

Таким образом, графическая конструкция Расселла – это диаграмма «цвет-светимость» (позже появились и другие варианты, например «температура-светимость»). Сначала ее связывали только с его именем и называли диаграммой Расселла. В 1933 г. датский астроном Бенгт Стрёмгрен назвал ее диаграммой Герцшпрунга – Расселла, отдав дань уважения обоим ученым. После Второй мировой войны это именование стало общепринятым.

Справедливости ради надо заметить, что первое графическое представление связи между светимостью и спектральными характеристиками звезд за год до Герцшпрунга построил немецкий астроном Ганс Розенберг. Он сделал это на основе наблюдения звезд все тех же Плеяд. Свои результаты он опубликовал в 1910 г. в диссертации для занятия преподавательской должности в Тюбингенском университете, где два года спустя получил профессуру. Однако его диаграмма основана на весьма ограниченном наблюдательном материале и потому ее ценность не столь велика. Кроме того, пионером в прослеживании систематических связей между спектрами звезд и их светимостью в любом случае остается Герцшпрунг.

Диаграммы Герцшпрунга – Расселла уже давно не служат просто графическим инструментом систематизации звездных популяций. Сейчас мы знаем, что в них закодированы ценнейшие сведения о звездной эволюции. Так, на главной последовательности расположены звезды с различными начальными массами, которые еще не прошли цикл термоядерного сжигания водорода в своих ядрах. Во втором десятилетии XX в. до такого понимания астрономия, конечно, еще не дошла. Сама диаграмма с тех пор сильно усложнилась. Помимо главной последовательности и ветви белых карликов на ней выделяют ветви субгигантов, субкарликов, гигантов и сверхгигантов. На современных версиях диаграмм Герцшпрунга – Расселла можно проследить тонкие детали процессов схода звезд различных начальных масс с главной последовательности после выгорания водорода и их последующего превращения в компактные объекты той или иной природы (а в некоторых случаях, согласно еще не подтвержденной наблюдениями теории, даже полного уничтожения).