Текст книги "От чёрных облаков к чёрным дырам"

Автор книги: Джаиант Нарликар

сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 10 страниц)

Таким образом, оставалось загадкой, каким образом атом водорода сохраняет свою структуру долгое время. Что препятствует электрону упасть на протон? Ответ был получен исходя из новых правил движения, сформулированных квантовой механикой. Эти правила вводят в традиционную картину атома новую концепцию дискретности. Согласно квантовой теории, электрон может обладать только дискретным набором значений энергии, и, следовательно, он занимает только одну из дискретного набора орбит, совместимую с его энергией. Наименьшая, орбита в этом наборе соответствует состоянию, в котором электрон имеет наименьшую энергию. Орбита не может иметь размер, меньший некоторого определённого значения, так что электрон никогда не может упасть на протон. Если же электрон получит извне дополнительную порцию энергии, то он перепрыгивает на более высокую орбиту в соответствии с тем, сколько энергии он получил.

Как определить эту дополнительную порцию энергии? На рис. 8 показаны две типичные разрешённые орбиты, на которых электрон имеет полную энергию, равную Е₁ и Е₂, причём Е₂ больше, чем Е₁. Для того чтобы перебросить электрон с первоначальной орбиты с энергией Е₁ на орбиту Е₂, нужно добавить ему энергию, равную разности Е₂ – Е₁.

Хотя рис. 8 носит схематический характер, он поясняет главную идею, что орбиты образуют дискретный набор, причём соответствующие энергии возрастают при переходе к внешним орбитам. Этот рисунок объясняет, почему электрон должен «перепрыгивать» с одной орбиты на другую, а не менять орбиту непрерывным образом.

Добавим теперь к этой картине световую волну в качестве поставщика энергии. В рассматриваемом примере на рис. 8 для того, чтобы перебросить электрон с энергетического уровня Е₁ до уровня Е₂ нужно, чтобы свет принёс энергию Е₂ – Е₁. Согласно квантовой теории света такой процесс переброса может обеспечить только фотон определённой частоты. Указанное ранее правило определяет эту частоту:

ν=(Е₂ – Е₁)/h

Итак, мы приходим к картине того, как излучение, состоящее из фотонов, избирательно поглощается при дискретных значениях частот в результате взаимодействия с атомами. Если фотоны имеют нужную частоту, они перебрасывают атомные электроны наверх по энергетической лестнице. Следовательно, фотон, поглощённый в таком процессе, уменьшает интенсивность излучения на данной конкретной частоте. Отсюда, тёмные линии в солнечном спектре обязаны своим происхождением поглощению излучения атомами, находящимися главным образом в атмосфере Солнца.

Например, оказывается, что линия, обнаруженная при длине волны 6563 Å и обозначенная Фраунгофером как линия С, возникает, когда электрон в атоме водорода переходит со второго на третий энергетический уровень. На основе квантовой теории были выполнены теоретические расчёты возможных уровней энергии в разных атомах, и теоретики имеют в своём распоряжении списки длин волн спектральных линий, связанных с переходами в таких атомах. Опытный астроном может, таким образом, идентифицировать тёмную линию данной длины волны в спектре звезды с ответственным за поглощение атомом. Таким образом, было установлено, что первоначальные фраунгоферовы линии обязаны поглощению атомами водорода, натрия и кальция в атмосфере Солнца.

Яркие линии испускания возникают в результате обратного процесса. Когда электрон перепрыгивает вниз с уровня энергии Е₂ на уровень энергии Е₁ он испускает фотон частоты ν = (Е₂ – Е₁)/h. Этот скачок вниз (в противоположность скачку вверх) может происходить спонтанно, в отсутствие излучения. Если же излучение «правильной» частоты присутствует, оно также способствует процессу перескока на нижний уровень. Испускание (или поглощение), сопровождаемое подходящим излучением, называется вынужденным испусканием (или поглощением). Скачок вниз в отсутствие внешнего излучения называется спонтанным

Мы приходим, таким образом, к важному выводу, что если определённый атом, действующий как поглотитель, обусловливает появление тёмных линий определённой частоты в спектре, то этот же атом, действуя как излучатель, будет давать яркие линии испускания той же частоты.

Как мы увидим далее, электроны в атомах, находящихся на горячей внешней поверхности звезды, приобретают большие энергии. Эти электроны затем перепрыгивают вниз по энергетической лестнице, приводя к появлению линий испускания в спектре звезды. Если нам удаётся идентифицировать эти линии, мы определяем, какие атомы находятся на внешней поверхности звезды.

Перейдём теперь от обсуждения ярких и тёмных линий в спектре к анализу непрерывного распределения света по волнам всех частот. В частности, рассмотрим распределение, которое имеет особое значение в фундаментальной физике и, как оказывается, существенно определяет тип спектра, получаемого от звезды.

ИЗЛУЧЕНИЕ ЧЕРНОГО ТЕЛА

Вообразите внутренность нагреваемой полости. Первоначально отдельные части полости будут горячее других частей. Эти более нагретые части испускают тепло в направлении более холодных частей, температура которых начинает при этом повышаться. Такой процесс продолжается до тех пор, пока все точки внутри полости не станут одинаково «горячими», т. е. будет отсутствовать поток тепла от одной точки к другой. В идеальной полости (стенки которой не пропускают тепло в. окружающее пространство) быстро достигается описанная равновесная ситуация.

Но «тепло» внутри такой полости есть не что иное, как электромагнитные волны, мечущиеся между стенками. В полости, нагретой, скажем, до 250 °С, волны принадлежат в основном микроволновой области. Если нагреть полость до 5000 °С, то волны окажутся в основном в видимой области.

Приведём другой пример. Допустим, мы нагреваем железный стержень. Сначала он доходит до «красного каления», т. е. его цвет приобретает красноватый оттенок. Если нагревать дальше, цвет меняется: кусок железа, доведённого до «белого каления», горячее куска железа, достигшего «красного каления». Если сравнить примеры с полостью и куском железа с данными табл. 1 и 2, можно заметить, что доминирующая длина волны излучения, испускаемого нагретым телом, связана с его температурой.

Наша идеализированная полость является «чёрным телом». Поскольку излучение через стенки не уходит наружу, тело «черно» для внешнего наблюдателя! Однако внутри оно нагрето, причём внутренняя поверхность достигла состояния равновесия, при котором поглощается столько же энергии в каждой точке, сколько испускается. Для вычисления того, сколько энергии переносится волнами разных частот, Макс Планк и ввёл квантовые представления.

Рис. 9. Кривые интенсивности излучения чёрного тела при разных температурах. Указан тип излучения в максимуме. Заметим, что частота, отвечающая максимуму излучения, растёт с ростом температуры. (Интенсивности и частоты даны в логарифмической шкале)

На рис. 9 представлены распределения интенсивности излучения для чёрных тел при разных температурах. Все кривые имеют общее свойство. Распределение интенсивности неодинаково для всех частот: энергия, уносимая на очень больших или очень малых частотах, сравнительно невелика, а где-то посередине имеется пик. Если сравнить кривые на рис. 9, видно, что частота, при которой достигается пик интенсивности, растёт с увеличением температуры. Это свойство, эмпирически установленное Вином в 1896 г., известно как закон Вина. Шкала температур, использованная на рис. 9, называется абсолютной шкалой.

Что такое абсолютная температура? Это температура, измеренная по шкале, которая наиболее естественным образом описывает физический смысл этого понятия. Температура есть мера внутренних микроскопических движений, происходящих внутри тела, т. е. движений составляющих тело атомов или молекул. Стоградусная шкала (или шкала Цельсия), используемая в повседневной жизни, берет за начало отсчёта 0°С точку замерзания воды, а 100 °С соответствуют точке кипения воды. Но даже во льду, как бы он ни был холоден, происходит внутреннее движение молекул. Таким образом, стоградусная шкала не отражает естественное положение дел внутри тела. Это делает абсолютная шкала. Нуль абсолютной шкалы температур действительно соответствует отсутствию каких бы то ни было внутренних движений любого сорта в любом типе вещества! Абсолютный нуль приблизительно равен —273 °С, а единица измерения этой шкалы 1 К соответствует 1 °С. Следовательно, по абсолютной шкале вода замерзает при 273 К и кипит при 373 К. Буква К означает – Кельвин. Лорду Кельвину (1824—1907 гг.) принадлежат пионерские работы в термодинамике, области физики, которая связывает природу и свойства теплоты с механическими движениями микроскопических составляющих физических систем.

Принимая во внимание всё изложенное, можно в отношении излучения чёрного тела установить следующую взаимозависимость:

Температура → Частота → Преобладающий тип излучения.

Чёрное тело температурой 3 К будет преимущественно излучать микроволны частотой 3 • 10¹¹ Гц. Чёрное тело температурой 6000 К будет преимущественно излучать зелёный свет в видимой области, а чёрное тело, нагретое до 10⁶ К, будет излучать в основном рентгеновское излучение и т. д. ...! Итак, измеряя длину волны в пике излучения чёрного тела, можно определить его температуру.

Конечно, этот результат в его идеализированной форме бесполезен для внешнего наблюдателя, который не может видеть чёрного тела. Но, сделав небольшие допущения, мы все же можем его использовать. Если чёрное тело проколото очень маленькими дырочками, через которые уходит наружу лишь небольшая часть излучения, можно использовать это излучение как пробу на то, что происходит внутри тела. Таким образом, изучая излучение, покидающее неидеальную полость, можно установить внутреннюю температуру этой полости. Ниже мы увидим, что указанное свойство позволяет определять температуру поверхности звёзд, поскольку они как раз похожи на неидеальные полости.

Глава 3

СТАТИСТИКА ЖИЗНИ ЗВЕЗД

В гл. 2 было рассказано, каким образом свет, приходящий от далёкого и физически недостижимого источника, может разными путями поведать нам много интересного о самом источнике. В гл. 1 речь шла о том, как физиологические характеристики человеческой популяции меняются от одного члена этой популяции к другому и это изменение кое-что говорит нам о жизни человеческого существа. Чтобы выполнить поставленную задачу описания биографии звезды, посмотрим, каким образом важные характеристики звёзд, сообщаемые нам их светом, меняются от одной звезды к другой внутри звёздной популяции. Ключевую роль в установлении этой статистики жизни звёзд играет диаграмма, в чем-то аналогичная диаграмме масса – рост для человеческих существ (см. рис. 1). Диаграмма, о которой идёт речь, была впервые введена в астрономию Герцшпрунгом (1911г.) и Ресселлом (1913 г.) для разных звёздных популяций. Обычно её называют диаграммой Герцшпрунга—Ресселла или проще Г – Р диаграммой. Ниже будем использовать сокращённое название.

Чтобы понять, что собой представляет Г – Р диаграмма, необходимо ввести ряд терминов.

ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ

Есть два способа сравнения разных количеств данной величины. Например, бизнесмен привык говорить о прибылях и убытках, которые в основном представляют разницу между продажной и покупной стоимостью. Разница в данном случае получается путём вычитания одного значения из другого. Другой способ, которым можно выразить разницу двух величин, использует операцию деления. Например, если во время войны противоборствующие армии имеют численность солдат соответственно 10000 и 4•10000, мы говорим, что одна сторона численно в 4 раза сильнее другой. Существенная разница в мощи сторон выясняется здесь не с помощью вычитания, а с помощью деления 4•10000 на 10000.

Когда сравнивают яркость двух светящихся объектов, опять для выражения разницы используют деление. Так, если имеются две лампочки мощностью соответственно в 1000 и 10 Вт, не принято говорить, что первая лампочка ярче второй на 990 Вт, так как процедура вычитания не отражает ощутимую разницу в мощности двух лампочек. Мы говорим, что первая лампочка в 100 раз мощнее второй – число 100 получается делением 1000 на 10.

То, что годится для лампочек, применимо также и к звёздам, тоже являющимся источниками света. Мощность, излучаемая звездой, называется её светимостью и также может быть измерена в ваттах. Разница лишь в том, что количество ватт, измеряющих светимость типичной звезды, много больше, чем числа 10 и 1000, измеряющие мощность электролампочек в ваттах. Например, светимость Солнца равна 4 • 10²⁶ Вт (400 миллионов миллионов миллионов миллионов ватт).

Ясно, что нельзя сравнивать мощность излучения звёзд с мощностью электролампочек. Но можно сравнивать звёзды одну с другой. Можно разработать сравнительную шкалу, в которой мы присваиваем самой яркой звезде номер 1, следующей, по яркости звезде – номер 2 и т.д. Такая схема будет тем не менее лишь качественной, так как из неё нельзя установить, насколько звезда номер 1 ярче звезды номер 2.

Чтобы количественно описать подобную сравнительную шкалу, астрономы разработали шкалу абсолютных величин для светимости. В этой шкале имеются разряды 1,2, 3, ..., причём звезда разряда 1 во столько же раз ярче звезды разряда 2, во сколько звезда разряда 2 ярче звезды разряда 3 и т.д. Указанные разряды носят название абсолютных величин.

Множитель, на который уменьшается светимость при переходе от одной абсолютной величины к соседней, равен приблизительно 2,512. Откуда берётся такое число? Оно таково, что если умножить это число само на себя 5 раз, получится ровно 100. Другими словами, звезда 1-й величины будет в 100 раз ярче звезды 6-й величины.

Конечно, до сих пор мы не сказали, какая же звезда должна считаться звездой 1-й абсолютной величины. Для того чтобы мы могли сравнивать светимости разных звёзд, нужно наблюдать их все с одного и того же расстояния. На практике мы, естественно, не можем этого сделать, так как наши возможности ограничены наблюдением звёзд с Земли и, как будет ясно из гл. 4, сами звёзды удалены от нас на самые разные расстояния.

Для преодоления этой трудности астрономы вынуждены были ввести другую шкалу величин, которая более реалистична в том смысле, что учитывает эффект расстояния. Чтобы отличить эту шкалу от шкалы абсолютных величин, новую шкалу называют шкалой видимых звёздных величин. Познакомимся с этой шкалой, прежде чем попытаемся ответить на вопрос: «Какую светимость приписать звезде, имеющей абсолютную звёздную величину, равную 1?»

Связь между абсолютной и видимой звёздными величинами можно понять, обратившись к так называемому «закону обратных квадратов для освещённости». Попробуем понять, в чем смысл этого закона, на примере двух лампочек: яркой (мощностью 1000 Вт) и слабенькой (мощностью 10 Вт).

Пусть мы наблюдаем эти две лампочки с одинакового расстояния. Очевидно, что 1000-ваттная лампочка будет выглядеть значительно более яркой, чем 10-ваттная. Но давайте теперь отодвигать первую лампочку все дальше и дальше от нас. Она станет казаться все менее и менее яркой. На определённом расстоянии её яркость так уменьшится, что она будет казаться такой же слабой, как находящаяся рядом с нами 10-ваттная лампочка. Согласно закону обратных квадратов для освещённости, расстояние, на котором 1000-ваттная лампочка выглядит такой же яркой, как близко расположенная 110-ваттная лампочка, в 10 раз больше, чем расстояние до 10-ваттной лампочки. Таким образом, яркость объекта с точки зрения наблюдателя уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния от светящегося объекта до наблюдателя. Удалив 1000-ваттную лампочку на расстояние, в 10 раз большее расстояния до 10-ваттной лампочки, мы уменьшили видимую яркость лампочки в 10•10=100 раз, так что она, сравнилась с яркостью 10-ваттной лампочки (рис. 10).

Рис. 10. Маленькое пятно на экране, освещённое 10-ваттной лампочкой, так же ярко, как большое пятно, освещённое 1000-ваттной лампочкой, находящейся в 10 раз дальше

Рис. 11. Свет от источника О равномерно распределяется по поверхности сферы радиусом d. Количество света, падающего на площадку вокруг произвольной точки Р на поверхности Σ, пропорционально площади этой площадки.

Происхождение такого закона можно пояснить с помощью рис. 11. Имеется источник света О, равномерно светящий во всех направлениях. Сферическая поверхность Σ окружает источник О, находящийся в центре этой поверхности. Из школьной геометрии известно, что если радиус поверхности Σ равен d, то площадь поверхности равна 4πd². Как видно из рис. 11, весь свет от источника О равномерно распределяется по всей этой площади. Если L – светимость источника О, то количество энергии, падающей на единицу площади Σ вокруг любой заданной точки Р на поверхности, получается простым делением светимости источника L на полную площадь поверхности Σ:

l = L  . 4πd²

Величина l есть освещённость, измеряемая в точке Р, от источника О. Если точка Р удаляется на большее расстояние, то величина d растёт и l уменьшается обратно пропорционально квадрату d. Именно значение l и определяет видимую яркость источника света.

Представьте теперь, что О – это звезда, а Р – земной наблюдатель. То, что измеряет наблюдатель Р, это не L, а l. Если наблюдатель изучает разные звёзды, он сравнивает не их значения L, а соответствующие значения l. Не зная расстояний до звёзд, наблюдатель имеет в своём распоряжении только значения l, свидетельствующие, насколько одна звезда кажется ярче другой, если смотреть на них из определённого места.

Шкала видимых звёздных величин это такая шкала, в которой звёзды расположены по разрядам в соответствии с их значениями l по той же схеме, что и для шкалы абсолютных звёздных величин в соответствии со значениями L. Так если звезда А кажется наблюдателю в 100 раз ярче звезды В, то видимая звёздная величина В на 5 единиц больше, чем видимая величина А.

Конечно, множитель 100, выбранный выше, особенно прост, так как он соответствует разнице в 5 звёздных величин. Как же связать произвольный множитель с разницей звёздных величин? Ответ даётся с помощью описания разностей, выраженных через отношения ¹. Пусть звезда А имеет светимость L_A, а звезда В – светимость L_B. Тогда абсолютные звёздные величины этих звёзд M_A и M_B отличаются на величину

M_A – M_B = 2.5 lg L_A . L_B

¹ См. приложение, в котором объясняется понятие логарифма

Если отношение M_A/M_B=100, то правая часть приведённого уравнения становится равной 5, как и следовало ожидать. Аналогичное соотношение можно записать для видимых звёздных величин m_a и m_b звёзд А и В, основываясь на значениях их l:

m_A – m_B = 2.5 lg l_A . l_B

Возвратимся теперь к вопросу о том, как приписать какую-то абсолютную величину звезде данной светимости. Прежде всего, нужно установить, чему соответствует нуль на шкале видимых звёздных величин. По соглашению полагают m_A=0, если ² l_A=2,48•10^-8 Вт/м². Тогда приведённое выше соотношение позволяет установить видимую звёздную величину любой звезды, если для неё известна величина l_B. Простой подсчёт приводит к формуле для видимых величин

m_B ≈ -2.5 lg l_B – 19.01,

где l_B измерено в ваттах на квадратный метр.

² Такая шкала величин была предложена в 50-е годы XIX в. Погсоном. В соответствии с такими стандартами, звёзды Альдебаран и Альтаир имеют почти точно первую величину.

Вернёмся теперь к связи между l_B и L_B:

l_B = L_B/4πd_B²,

где d_B равно расстоянию от звезды В до нас. Чтобы сравнивать светимости звёзд, мы должны (теоретически) наблюдать их все с одного расстояния. Опять же по соглашению это расстояние принимается равным 10 парсекам ³¹¹. Значение этой величины как меры расстояния станет яснее в следующей главе, где мы обсудим методы измерений расстояний до звезды. Пока что примем парсек как заданную единицу расстояний.

³¹¹ Парсек (пк) – единица расстояний в астрономии. 1 пк = 3,26 светового года = 206265 астрономических единиц = 3,08 • 10¹⁶м – Прим. ред.

Тогда правило гласит, что абсолютная звёздная величина M_B звезды В равна видимой звёздной величине этой звезды, которую она бы имела, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк. Иными словами, положим в предыдущей формуле d_B = 10 пк, вычислим соответствующее значение l_B, а затем переведём в значение m_B по формуле для видимых звёздных величин. Ответ, который мы получим, равен M_B. Естественно, чтобы вычислить M_B для звезды В, нужно знать её видимую звёздную величину и истинное расстояние до звезды от нас. Задав эти величины, с помощью описанной процедуры получим

M_B = m_B – 5 lg d_B + 5 .

(Для проверки положим в этой формуле d_B=10пк, придём к ожидаемому результату m_B = M_B.)

Солнце имеет абсолютную звёздную величину, примерно равную 4,8. Предположим, что мы удалим Солнце на расстояние 2,7 пк, что равно расстоянию до звезды Сириус. Приведённая формула позволяет тогда получить, что видимая звёздная величина Солнца станет равной m=1,96. Видимая звёздная величина самого Сириуса равна —1,42. Разница, равная 3,38, указывает на то, что если бы Солнце действительно находилось от нас так же далеко, как Сириус, оно бы казалось нам в 21,5 раза менее ярким, чем Сириус. Таким образом, обнаруживается, что Солнце превосходит по яркости все другие объекты на небе просто потому, что оно очень близко. Если бы Солнце было таким же далёким от нас светилом, как другие звёзды, оно бы не выдержало конкуренции. ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА

В конце гл. 2 мы указали, что если излучение звезды приближённо совпадает с излучением чёрного тела, то можно установить поверхностную температуру звезды, поскольку в чёрном теле существует связь между температурой излучения и его цветом. Посмотрим теперь, как эта информация может быть реально использована для определения поверхностной температуры звёзд.

Рис. 12. Относительные интенсивности излучения в голубом и жёлтом свете, различные для звёзд А и В

Чтобы проиллюстрировать метод, посмотрим на распределение интенсивности излучения двух звёзд. На рис. 12, а показано это распределение для звезды А, а на рис. 12, б – для звезды В. Вспоминая рассказанное в гл. 2, мы можем сказать, что распределение интенсивности показывает, какое количество энергии приходит от звезды на всех частотах. Это излучение, естественно, состоит из фотонов разных энергий, причём на рис. 9 показаны соответствующие распределения интенсивности для чёрных тел разной температуры. Распределение интенсивности можно также построить как функцию длин волн, если вспомнить, что длины волн фотонов связаны с их частотами формулой

длина волны × частота = скорость света.

Распределение интенсивности на рис. 12, а, б показано как функция длины волны. Таким образом, из этих распределений можно установить, сколько энергии излучения заключено в определённом интервале длин волн.

На рис. 12, а показаны два интервала длин волн: от 5500 до 6000 Å, соответствующий жёлтому цвету, и от 4500 до 5000 Å, соответствующий в основном голубому цвету. Заметим, что количество излучаемой энергии в этих интервалах не равно друг другу. Аналогичное упражнение для звезды В на рис. 12, б приводит к тому же выводу, но с одной разницей. Отношение количества энергии в голубом диапазоне к количеству энергии в жёлтом диапазоне для звезды А больше, чем для звезды В. Качественно это проявляется в том, что звезда А кажется более голубой, чем звезда В.

Заметим, что поскольку пик кривой интенсивности для звезды А приходится на меньшие длины волн, чем у звезды В, поверхностная температура А должна быть выше, чем у В. Таким образом, качественно мы приходим к выводу, что голубые звёзды горячее жёлтых.

Можно продвинуться по этому пути и к количественным оценкам. Допустим, мы получаем изображение звезды, на фотопластинке, покрытой стандартной эмульсией, чувствительной к голубому цвету. Если попытаться определить видимую величину звезды по яркости её изображения на фотопластинке, обнаруживается, что главный вклад в освещённость даёт голубое (синее) излучение от звезды. Определённая таким способом звёздная величина называется фотографической и обозначается обычно m_ф. Можно получить такое изображение звезды на эмульсии, чувствительной к зелёным (жёлтым) лучам, используя подходящий светофильтр, пропускающий волны только из определённого интервала длин волн. Обнаружено, что такая аппаратура очень близко воспроизводит реакцию человеческого глаза, наиболее чувствительного к жёлтому цвету. Звёздная величина, определённая с помощью такого изображения, называется фотовизуальной величиной и обозначается m_фв. Эти две величины эффективно позволяют установить то же, что и два выделенных интервала длин волн на рис. 12, т. е. позволяют сравнить относительную интенсивность излучения звезды в голубом и жёлтом диапазонах спектра. Поскольку закон обратных квадратов для освещённости верен для всех длин волн, мы в этом случае не должны думать о расстоянии до звезды ³³¹. Таким образом, разность

ЦП = m_ф – m_фв

будет больше для звезды В, чем для звезды А.Буквы ЦП обозначают цветовой показатель, поскольку эта величина указывает на то, какой цвет в основном имеет излучение звезды.

³³¹ Мы несколько упростили реальную ситуацию, так как пренебрегли межзвёздной пылью, вызывающей поглощение света. Этот эффект, как будет видно в гл. 4, зависит от длины волны. Но пока что мы его не будем учитывать.

Для горячих голубых звёзд цветовой показателе большой и отрицательный, для более холодных жёлто-красных звёзд этот показатель большой и положительный. Поэтому цветовой показатель косвенным образом даёт меру поверхностной температуры звезды. В болей современных обозначениях для измерения видимых величин в определённых областях спектра, используют обозначения U (для ультрафиолетовой области), В (для голубой), V (для видимой), J (для зеленой) и т.д. Таким образом, разности В – V, U – В и т.д. являются мерой относительных интенсивностей излучения астрономического объекта в этих областях спектра. Если звезда излучает практически как чёрное тело температурой Т, можно показать количественно, что

B – V = 7300/T – 0,52.

Итак, предположив, что звезда излучает так же, как чёрное тело, астроном имеет возможность определить поверхностную температуру звезды, измерив её цветовой показатель. На практике, однако, нужно принимать во внимание возможные отклонения от спектра чёрного тела, прежде чем находить Т. Определённая подобными методами поверхностная температура Солнца близка к 5800 К. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛЛА

Наконец-то мы можем обсудить информацию, содержащуюся в, типичной диаграмме Г—Р. В принципе, точка на диаграмме указывает на значения абсолютной величины звезды и её цветового показателя. Другими словами, каждая точка указывает нам светимость звезды и её поверхностную температуру. Но то, что говорит нам диаграмма Г—Р о свойствах отдельно взятой звезды, не так важно по сравнению с тем, что эта диаграмма говорит о группах звёзд.

Чтобы знать абсолютную величину звезды, нужно знать расстояние до неё. Допустим, что мы знаем это расстояние; на самом деле, в гл. 4 обсуждаются способы решения этой проблемы. Цветовой показатель, естественно, не зависит от расстояния, если пренебречь межзвёздным поглощением (используем пока это допущение).

Рис. 13. Диаграмма Герцшпрунга – Ресселла, на которой нанесены ближайшие звёзды разных спектральных классов. Цветовые показатели указаны под спектральными классами

На рис. 13 показано, как выглядит типичная диаграмма Г—Р для группы звёзд. Наиболее очевидным свойством этой диаграммы является то, что звёзды имеют тенденцию концентрироваться вдоль полосы АВ, верхний конец которой А находится в области ярких голубых звёзд, а нижний конец В – в области слабых красноватых звёзд. Указанная полоса носит название главной последовательности, и, судя по её большой населённости, можно сделать вывод, что типичная звезда проводит большую часть своей жизни на главной последовательности (очень близкая аналогия с рис. 1 для народонаселения). Солнце также находится на главной последовательности, и его положение на рис. 13 указано точкой с символом С.

Хотя главная последовательность содержит подавляющее большинство звёзд, заметное число звёзд находится в верхней правой области, обозначенной Г, и небольшое число – в нижней левой области, обозначенной К. В первой области находятся звёзды-гиганты, имеющие большую светимость и красный цвет, а во второй – слабые звёзды-карлики. Названия «гиганты» и «карлики» относятся к реальным размерам этих звёзд, и далее мы детально обсудим эти характеристики.

Поскольку цветовой показатель указывает на поверхностную температуру звезды, из рис. 13 видно, как эта температура постепенно уменьшается при переходе слева направо на диаграмме Г—Р. Таким образом, карлики много горячее гигантов. Из-за преобладающего красноватого оттенка гиганты называют также красными гигантами, а карлики обычно называют белыми карликами.

Диаграмма Г—Р содержит ещё одну полезную информацию, которую несёт свет звёзд: спектральные свойства звёзд, также меняющиеся от одной звезды к другой. К счастью, это изменение можно связать с поверхностной температурой звезды. Таблица 3. Спектральные классы звёзд Символ Отличительные признаки Поверхностная

температура, К O Ионизованный гелий Свыше 30 000 B Нейтральный гелий 11 000—30 000 А Водород 7200—11 000 F Ионизованный кальций 6000—7200 G Ионизованный кальций, нейтральные металлы 5200—6000 K Нейтральные металлы 3500—5200 M Нейтральные металлы, полосы поглощения молекул Ниже 3500 R Полоса поглощения циана Ниже 3500 N Углерод Ниже 3500

В табл. 3 показано, как образована последовательность О, В, A, F, G, К, М, R, N, каждая буква которой характеризует звёзды определённого класса, различающегося по характерным спектральным линиям. Последовательность соответствует убыванию температуры, причём звёзды класса О – самые горячие, а звёзды класса N самые холодные. В самых горячих звёздах видны главным образом линии ионизованного гелия и некоторых других элементов. Атом становится ионизованным, когда от него отрываются один или более орбитальных электронов, причём остающийся атом становится положительно заряженным. Солнце принадлежит к классу G, для которого наиболее характерны линии ионизованного кальция. На рис. 14 показаны типичные спектры ряда звёзд, принадлежащих к различным классам указанной последовательности.

Рис. 14. Спектры звёзд, на которых указаны наиболее выделяющиеся линии испускания, соответствующие определённым спектральным классам

Каждый класс разделяется на десять подклассов, которые нумеруются АО, А1,... ,А9 и т. д. Солнце принадлежит к подклассу G2. Эта дополнительная классификация связана с более тонкими деталями звёздного спектра, но мы не будем вдаваться в эти подробности.