Чтение онлайн

Зная истинную светимость и поверхностную температуру звезды, астрономы могут сделать много важных заключений. Незадолго до начала первой мировой войны датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга обнаружили, как много интересных выводов можно получить из диаграммы светимость - температура. Как видно из рис. 6.3, светимости звёзд откладываются по вертикальной оси, а поверхностная температура - по горизонтальной оси. Каждую звезду на небе, для которой известны её светимость и температура, можно изобразить в виде точки на этом графике. Например, светимость Солнца равна 1, а его поверхностная температура близка к 6000 К; поэтому Солнце изображается точкой вблизи середины диаграммы. В честь создавших его астрономов график, приведенный на рис. 6.3, называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела.

РИС. 6.3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Распределение звёзд по светимости и температуре удобнее всего представить в виде подобной диаграммы. Большая часть звёзд сосредоточена в трёх основных областях - на главной последовательности, среди красных гигантов и среди белых карликов.

Сразу видно, что точки, изображающие реальные звёзды, не разбросаны беспорядочно по всей диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Напротив, они группируются в трёх основных областях. Большинство звёзд, которые мы видим на небе, принадлежат к главной последовательности. Главная последовательность проходит через всю диаграмму по диагонали от ярких горячих звёзд в левом верхнем углу к слабым холодным звёздам в правом нижнем углу. Точка, изображающая Солнце, находится в середине главной последовательности, и поэтому мы говорим, что Солнце - это звезда главной последовательности.

Кроме главной последовательности имеется другая большая группа звёзд в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Эти звёзды являются яркими и холодными. Они излучают света в тысячи раз больше, чем Солнце, но их поверхностные температуры составляют всего от 3000 до 4000 К. Значит, эти звёзды должны быть гигантскими по своим размерам. Если поместить одну из них в центре Солнечной системы, то орбита Земли окажется расположенной ниже её поверхности. Для таких звёзд обычны диаметры в несколько сотен миллионов километров. Поскольку эти звёзды холодные, они излучают главным образом красноватый свет. Поэтому их называют красными гигантами.

Почти каждая красноватая звезда, которую можно увидеть на небе, - это красный гигант. Поистине яркие примеры - Бетельгейзе в Орионе, Антарес в Скорпионе, Альдебаран в Тельце. Все прочие звёзды, видимые невооруженным глазом, - это звёзды главной последовательности.

В хороший телескоп можно обнаружить звёзды ещё одного типа, которые не относятся ни к красным гигантам, ни к главной последовательности. Этот третий тип включает очень горячие и очень слабые звёзды. Характерная поверхностная температура этих звёзд от 10000 до 20000 К, а излучают они лишь 1/100 часть света, испускаемого Солнцем. Поэтому точки, изображающие эти звёзды, сосредоточены в нижнем левом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Очень горячие звёзды испускают в основном голубовато - белый свет; значит, эти слабые звёзды должны быть очень невелики. Как правило, они имеют размеры, близкие к размерам Земли (т. е. диаметр порядка 15 000 км), и поэтому их называют белыми карликами.

Роль диаграммы Герцшпрунга-Рассела трудно переоценить. По многим причинам её вполне можно назвать самым важным графиком во всей астрономии. Существуют какие-то важные причины, по которым большинство звёзд - это либо звёзды главной последовательности, либо красные гиганты, либо белые карлики. Разумеется, существует несколько исключений, но факт остаётся фактом - большинство звёзд миллиарды лет своей биографии остаются членами одного из этих трёх основных типов.

В начале главы мы отметили, что звёзды должны эволюционировать. Это означает, что на протяжении всего времени жизни звезда должна менять свою светимость и поверхностную температуру. Иными словами, точка, изображающая звезду, должна перемещаться по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Поэтому понять, как звёзды меняют своё положение на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, - значит узнать, как звёзды рождаются, как они выглядят в «зрелые годы» и что с ними происходит, когда они «умирают».

Прежде чем приступить к решению проблемы жизненного цикла звёзд, астроному необходимо выяснить ещё одно обстоятельство: нужно узнать, сколько вещества содержится в звезде, т.е. чему равны массы звёзд.

Как это ни кажется странным, почти половина звёзд, наблюдаемых на небе, - это не одиночные звёзды, как наше Солнце. Обычно это пары звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс (подобно тому, как Земля и Луна обращаются друг относительно друга). Такие системы (рис. 6.4) называются двойными звёздами. Двойные звёзды представляют большую важность для астрономов, поскольку, наблюдая движение компонентов в двойной системе, можно точно определить массы этих звёзд. Наблюдая, как две звезды движутся около общего центра масс, астроном может с помощью ньютоновской механики вычислить, какими массами обладают эти звёзды. Таким путём астрономия получает данные о количестве вещества, содержащегося в звёздах.

РИС. 6.4. Двойная звезда. Многие звёзды, которые мы видим на небе, на самом деле состоят из двух звёзд, очень близких друг к другу и обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс.

РИС. 6.5. Соотношение масса-светимость. Массы и светимости звёзд главной последовательности связаны между собой так, как это видно из графика. Слабые звёзды облагают самыми малыми массами (1/10 массы Солнца или даже меньше), а наиболее яркие звёзды самые массивные (до 50 масс Солнца).

Данные об измерениях масс для многих двойных систем удобнее всего представить в форме графика (рис. 6.5). Оказывается, самые слабые звёзды вместе с тем и наименее массивные. Обычно такие звёзды имеют раз в десять меньшие массы, чем Солнце. С другой стороны, звёзды с наибольшей светимостью - самые массивные; известны звёзды с массами в 40 и даже 50 солнечных. Эта связь между массой и светимостью для звёзд главной последовательности называется соотношением масса-светимость.

Зная светимости, температуры и массы ряда звёзд, астрономы могут поставить перед астрофизиками задачу - выяснить, что происходит в звёздах. Почему звёзды группируются в три основные типа на диаграмме Герцшпрунга-Рассела? Почему самые массивные звёзды одновременно обладают наибольшими светимостями? Как связаны красные гиганты со звёздами главной последовательности? Имеют ли красные гиганты какое-либо отношение к белым карликам? Или они связаны с какими-то другими объектами? Астрофизик должен воспользоваться законами физики, использовать методы математики, учесть результаты астрономических наблюдений и ввести все эти данные в хорошую ЭВМ. Через несколько минут (иногда - часов) ЭВМ выразит на языке чисел то, что природа реализует в небесах за миллиарды лет. Полученный результат - это увлекательный рассказ об эволюции звёзд.

Наблюдая небо, астрономы часто обнаруживают огромные облака газа. Прекрасный пример - туманность Ориона (иногда её называют «М 42»), которую с трудом можно рассмотреть невооруженным глазом близ средней звезды в «мече» Ориона. Прекрасная фотография этой туманности приведена на рис. 6.6. Обратите внимание на несколько темных участков в этой туманности. Это не «дыры» в ней, как думали ещё в XIX в., а холодные темные облака пыли, заслоняющие от нас светящиеся скопления газа, находящиеся позади.

РИС. 6.6. Туманность Ориона. Именно здесь, в гигантских облаках холодного газа (например, в туманности Ориона, изображенной на этом снимке), рождаются звёзды. (Ликская обсерватория.)

Представим себе одно из этих холодных и темных облаков газа и пыли. Можно ожидать, что оно не вполне однородно, а содержит сгущения, в которых газ несколько плотнее, чем в соседних частях облака. Поскольку такое сгущение содержит больше вещества, чем его окружение, оно создаёт и немного более сильное поле тяготения; значит, оно будет притягивать окружающее его вещество. В результате сгущение будет становиться всё массивнее и порождать всё более сильное гравитационное поле, в свою очередь притягивающее ещё больше вещества. Путём такой аккреции сгущение растет как по размерам, так и по массе, пока в нём не скопится, наконец, огромное количество вещества - во много масс Солнца, - распределённое в объёме, многократно превышающем размеры Солнечной системы.