Текст книги "От чёрных облаков к чёрным дырам"

Автор книги: Джаиант Нарликар

сообщить о нарушении

Текущая страница: 3 (всего у книги 10 страниц)

Важно помнить, что спектральный класс сам по себе не определяет однозначно положения звезды на диаграмме Г—Р. Например, могут быть красные гиганты, принадлежащие к тому же классу G2, что и Солнце. Однако, если мы знаем, что звезда находится на главной последовательности, то её место на этой последовательности можно определить с помощью спектрального класса. На рис. 14 по горизонтальной оси указаны спектральные классы.

Точно так же, как спектральные классы несколько больше говорят нам о том. что происходит на поверхности звезды, классы светимости немного больше говорят о светимости звёзд. Имеется пять классов светимости I – V, они указаны на рис. 15 вместе со спектральными классами.

Рис. 15. Диаграмма Г—Р, на которой явно указаны спектральные' классы и классы светимости. Заметим, что имеются дополнительные типы звёзд, называемые супергигантами, которые значительно ярче гигантов. На рис. 13 они не показаны

Звёзды класса светимости I – самые яркие и самые большие по размеру; их называют супергигантами. Звёзды класса. II – яркие гиганты а звёзды класса III – обычные гиганты. Звёзды, занимающие промежуточное положение между гигантами и звёздами главной последовательности, входят в класс IV. Наконец, звёзды класса V находятся на главной последовательности.

Итак, звезду, находящуюся на главной последовательности или в области гигантов на диаграмме Г—Р, можно охарактеризовать её классом светимости и её спектральным классом. Такая классификация не распространяется на область ниже главной последовательности, т.е. на белые карлики, которые очень слабы. ОТ ФАКТОВ К ТЕОРИИ

Мы завершили подготовительную работу, необходимую для того, чтобы, начать разбираться, что же происходит внутри звезды, как меняется со временем её внутренняя структура и как (если это вообще происходит) сдвигается с возрастом положение звезды на диаграмме Г—Р. Собирая по кусочкам биографию звезды, мы непрерывно будем обращаться к диаграмме Г—Р.

Глава 4

ДАЛЕКО ЛИ ДО ЗВЕЗД?

Более 2 тысяч лет тому назад самыми передовыми астрономическими познаниями обладали учёные древней Греции. Представления греков о Вселенной были очень просты. Они считали, что Земля находится в центре Вселенной, занимая постоянное и неподвижное положение. Периодический восход и заход Солнца и звёзд обусловлен тем, что они прикреплены к небесной сфере, которая вращается вокруг Земли (рис. 16).

Рис. 16. Фотография, полученная экспонированием плёнки в течение нескольких часов с тем, чтобы зафиксировать круговые траектории видимого движения звёзд по ночному небу

Астрономические представления древних греков распространились за пределы Греции, к арабам и даже в Индию. Астрономический труд Птолемея «Синтаксис» был переведён на арабский язык и стал известен под названием «Альмагест» (что означает «Величайший»), под которым его чаще всего упоминают сейчас даже в Европе.

Однако в Индии, где греческие традиции пустили свои корни, был и независимый мыслитель Арьябхата. В своём астрономическом сочинении «Арьябхатья», написанном в V веке нашей эры, Арьябхата выдвинул альтернативную точку зрения, согласно которой Земля вращается вокруг своей оси, а звёзды неподвижны. Он приводил аналогию с лодочником, который плывёт вниз По реке и видит, как деревья на берегу (в действительности неподвижные) перемещаются в противоположном направлении. Совершенно так же, писал Арьябхата, звёзды восходят на востоке и заходят на западе, потому что Земля вращается с запада на восток.

Отражением того, насколько глубоко укоренилась греческая космология в Индии, явилось непризнание этих взглядов Арьябхаты, несмотря на его престиж и влияние. Последователи этого учёного либо игнорировали его утверждение на том основании, что он никогда этого не говорил, либо интерпретировали его так, что оно приобретало совершенно иной смысл!

Сегодня астрономы знают, что идеи Арьябхаты были правильны. Звёзды, которые мы наблюдаем на ночном небе, отнюдь не «прибиты» к небесной сфере, а находятся на самых разных расстояниях от нас, Земля же вращается вокруг своей полярной оси. МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ

Прежде чем обсуждать используемые астрономами методы измерения расстояний до звёзд, подведём окончательные итоги этих исследований на сегодняшний день.

Если посмотреть на ночное небо, можно заметить пересекающую его светящуюся полосу, внутри которой плотность звёзд заметно больше, чем в окружающем пространстве. Эта полоса уже давно известна под названием Млечный Путь (рис. 17). Почему же в этой полосе больше звёзд?

Рис. 17. Монтаж Млечного Пути, полученный объединением фотографий соседних районов неба

Чтобы понять ответ на этот вопрос, представьте, что вы находитесь (как на рис. 18, а) внутри не очень толстого диска, полного звёзд.

Рис. 18. Наблюдатель S в Солнечной системе будет видеть больше звёзд по любому направлению Sx, лежащему в плоскости галактического диска, чем в перпендикулярном направлении Sy (а). Галактика похожа на диск с центральным утолщением. Солнце (°) находится на расстоянии, приблизительно равном 2/3 расстояния от центра до края (б)

Этот диск, видимый изнутри, проектируется на небесную сферу (т.е. на ночное небо) в виде полосы.

Таким образом, наблюдение Млечного Пути указывает на то, что мы находимся внутри дискообразного распределения звёзд. Более внимательные наблюдения звёзд в разных направлениях приводят к ещё двум важным заключениям о виде этого распределения:

1) на плоском диске имеется центральное утолщение, показанное на рис. 18, б.

2) мы находимся не в центре диска.

Это второе утверждение может шокировать тех эгоцентриков, взгляды которых на наше положение во Вселенной сложились в эпоху после Коперника. Как отмечалось выше, Арьябхата утверждал, что не небесная сфера вращается вокруг Земли, а наоборот, Земля вращается по отношению к неподвижной небесной сфере. Из работ Николая Коперника (1473—1543 гг.) и астрономов более позднего времени, таких как Иоганн Кеплер (1571—1630 гг.), стало ясно, что Земля вращается не только вокруг своей полярной оси, но и вокруг Солнца по эллиптической орбите. Когда два астронома, отец и сын, Вильям Гершель (1738—1822 гг.) и Джон Гершель (1792—1871 гг.) обнаружили дискообразную структуру Млечного Пути, они посчитали, что наша Солнечная система находится в центре диска. Лишь в начале 20-х годов нашего века Харлоу Шепли (1885—1972 гг.) отодвинул Солнце из центра на периферию: как показано на рис. 19, Солнце находится примерно на двух третях расстояния от центра до края диска. На рис. 19 показано, на что похожа система звёзд, входящая в Млечный Путь, если посмотреть на неё снаружи. Заметим, что в этой системе имеются два закручивающихся наружу спиральных рукава. Эти рукава являются областями с наибольшей плотностью звёзд.

Рис. 19. На схематическом рисунке нашей Галактики видны два спиральных рукава

Чтобы представить всю картину в правильном масштабе, заметим, что полное число звёзд в распределении на рис. 18 и 19 оценивается в 200 миллиардов. Сам диск имеет диаметр порядка 100 000 световых лет и толщину порядка 10 000 световых лет. Принято называть всю эту грандиозную систему Галактикой. Кроме звёзд, в Галактике имеются также газ и пыль в рассеянной форме, но об этих составных частях Галактики мы поговорим позднее.

Что такое световой год? Свет летит со скоростью около 300 000 км/с. Световая секунда – это расстояние, покрываемое светом за 1 с, т. е. 300 000 км. Аналогично, световая минута равна расстоянию в 18 млн. км, световой час чуть больше 1 млрд. км, а световой год приблизительно равен 9,2 трлн. км! Таблица 4. Приближённые значения длительности путешествий

внутри Галактики со скоростью светаПутешествиеДлительность Земля – Солнце 8 мин Солнце – Сатурн 1¹/₄ ч Солнце – Плутон (край Солнечной системы) 5¹/₄ ч Солнце – Проксима Центавра (ближайшая звезда) 4¹/₄ года Солнце – Крабовидная туманность (см. рис. 53) 6000 лет Солнце – центр Галактики 30 000 лет Центр Галактики – край Галактики 50 000 лет Полный периметр Галактики 300 000 лет

Эти цифры могут дать некоторое представление о гигантских размерах Галактики. В табл. 4 указано время, которое нужно затратить, чтобы осуществить воображаемое путешествие с Земли до разных астрономических объектов внутри Галактики (подразумевается, конечно, что мы можем двигаться без остановок со скоростью света). РАССТОЯНИЕ ДО СОЛНЦА

Попробуем теперь шаг за шагом искать ответ на вопрос: «Далеко ли до звёзд?» По существу, мы хотим объяснить, как были измерены расстояния, упомянутые выше. Начнём с ближайшей звезды – Солнца.

Часто используемый метод определения астрономических расстояний иллюстрируется примером; приведённым на рис. 21. Здесь показан маяк на острове, видимый с материка. Мы хотим определить расстояние до маяка, не покидая материк, что совершенно аналогично задаче астрономии.

Рис. 20. Иллюстрация к методу триангуляции

Как видно из рис. 20, задача решается методом триангуляции Пусть мы наблюдаем, маяк СД из двух опорных течек А и В на материке. Можно измерить расстояние АВ и углы САВ и СВА. Тогда не составляет труда нарисовать треугольник ABC на бумаге, выбрав подходящий масштаб для расстояния АВ. В результате мы узнаем, где находится С по отношению к A и B, т.е. узнаем расстояние от С до любой точки, на материке. Линия АВ называется базой этой триангуляции.

Рис. 21. Небольшая погрешность в измерении базовых углов А и В легко может изменить оценку расстояния до удалённого объекта, отодвинув его из точки С в точку С'

Поскольку астрономические объекты очень далеки, необходимо использовать очень большую базу. Если этого не сделать, наш треугольник АВС будет чересчур «тонким» в том смысле, что угол АСВ будет очень малым. Небольшая погрешность в измерении этого угла приведёт к большой погрешности в оценке расстояния до источника света. На рис. 21 проиллюстрирована опасность такой погрешности.

Понятно, что наибольшую базу на Земле можно получить, производя измерения на концах её диаметра. Эти точки отстоят друг от друга примерно на 12 800 км. Как ни велико это расстояние, все же оно недостаточно для того, чтобы аккуратно определить расстояние до Солнца. Но такую базу можно использовать для определения расстояния до Марса, когда он находится ближе всего к Земле. Такое случается, когда Солнце (С), Земля (3) и Марс (М) находятся на одной прямой с Землёй, посередине. Это расположение показано на рис. 22. В такой ситуации можно с помощью триангуляции измерить расстояние ЗМ.

Рис. 22. Диаграмма, иллюстрирующая метод измерения расстояний от Солнца (С) до Земли (3) и Марса (М)

Но как же измерить расстояние от Земли до Солнца (СЗ)? Для этого можно воспользоваться законами Кеплера движения планет. Третий закон Кеплера утверждает, что квадрат периода обращения планеты вокруг Солнца меняется пропорционально кубу расстояния планеты до Солнца. Марсианский период обращения равен 687 дней, а период обращения Земли – 365¼ дней. Поэтому из закона Кеплера получаем соотношение

(CM/СЗ)³ = (687/365¼)² .

Решая это уравнение, находим, что приблизительно СМ=(3/2) СЗ. Отсюда ЗМ=СЗ/2, и мы можем узнать СЗ, если перед этим узнали значение ЗМ.

Конечно, метод измерений описан нами несколько упрощённо. На самом деле планеты движутся по эллиптическим орбитам вокруг Солнца и математически задача определения СЗ более сложна, чем для круговых орбит на рис. 22. Однако наш пример правильно передаёт сам принцип измерения расстояния.

Благодаря современной технологии сейчас имеются лучшие способы измерения, чем старый метод триангуляции с использованием Марса. Посылая сигналы радиолокатора на планету Венера (В) в тот момент, когда она находится между Землёй и Солнцем, можно измерить непосредственно её расстояние до Земли. Действительно, сигнал радиолокатора – это одна из форм микроволнового излучения, которое (как было объяснено в гл. 2) распространяется со скоростью света. Следовательно, если сигнал, отправленный на Венеру, и его эхо, принятое на Земле, разделяет промежуток времени 300 с, можно заключить, что путь в один конец, равный расстоянию ЗВ, составит половину всего пути, пройденного светом за указанный промежуток времени.

Первый подобный радиолокационный эксперимент был выполнен в 1958 г. в лабораториях Линкольна Массачусетского технологического института. С тех пор опыт неоднократно повторялся со все большей точностью во многих лабораториях мира. Сейчас известно, что расстояние от Земли до Солнца равно 149597870,7 км с погрешностью примерно 100 м. Это расстояние называется астрономической единицей (АЕ).

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД С ПОМОЩЬЮ ТРИАНГУЛЯЦИИ

Определив расстояние между Землёй и Солнцем, можно теперь использовать орбиту Земли как базу триангуляции звёзд. Метод показан на рис. 23, причём для упрощения опять орбита Земли считается круговой.

Рис. 23. Упрощённая схема, иллюстрирующая понятое параллакса звезды. Считается, что орбита Земли круговая, Е₁Е₂ – её диаметр, причём Е₁Σ = Е₂Σ. Отрезок Е₃Е₄ – любой другой диаметр орбиты Земли. Точки S₁, S₂, S₃, S₄ – проекции звезды на небесную сферу, если смотреть на звезду из точек E₁, E₂, E₃, E₄ соответственно. Указанные точки проекций лежат на эллипсе с главной осью S₁S₂. Параллакс равен половине угла E₁ΣE₂, т.е. половине максимального изменения направления на видимое положение звезды за время полного оборота Земли

Два положения Земли на орбите, разделённые промежутком времени в 6 месяцев, обозначены Е₁ и Е₂. Следовательно, E₁E₂ – диаметр орбиты, приблизительно равный 300 млн. км. Пусть Σ – звезда, расстояние до которой мы хотим измерить. Если допустить, что звезда не слишком далека от нас, то можно измерить с разумной точностью углы ΣE₁E₂ и ΣE₂E₁. Как уже пояснялось на рис. 21, треугольник очень узок, и поэтому определение расстояний ΣE₁ и ΣE₂ может содержать большие погрешности, если углы измерены недостаточно аккуратно.

В процессе движения Земли по орбите вокруг Солнца направление на звезду будет казаться непрерывно меняющимся. Как видно из рис. 23, будет казаться, что видимое положение звезды, наблюдаемой с Земли, описывает маленький эллипс. Угол E₁ΣE₂ будет наибольшим, когда обе стороны треугольника E₁Σ и E₂Σ равны друг другу. Пусть этот угол равен 2р. Тогда р есть угол при звезде в треугольнике, в котором линия, соединяющая Землю и Солнце, перпендикулярна линии зрения.

Этот угол р называется параллаксом звезды. Расстояние от звезды до линии Земля—Солнце, для которого р равняется 1 угловой секунде (т. е. 1/3600 части градуса), называется парсеком. Один парсек равен примерно 3¼ световых лет; в привычных нам земных единицах это составляет примерно 30 трлн. км.

Такую единицу расстояния мы ввели в гл. 3 и теперь видим, сколь естественно она возникает в звёздной астрономии. Если считать, что р не слишком мал, скажем, не меньше чем 0,05 угловых секунд, то можно довольно аккуратно определить методом триангуляции расстояние до звезды (с погрешностью меньшей, чем 10%). Около 700 звёзд удовлетворяют этому критерию, хотя параллаксы измерены у тысяч звёзд.

Здесь возникает кажущийся парадокс! Примерно 700 упомянутых звёзд находятся на расстояниях, не превышающих 20 пк: Но большинство из них невидимо невооружённым глазом. С другой стороны, звёзды, которые видны на небе невооружённым глазом, находятся на расстояниях, много больших чем 20 пк, так что эти расстояния нельзя измерить методом параллакса с достаточной точностью. Эти звёзды видны потому, что они сами по себе необычайно ярки, в то время, как 700 упомянутых выше звёзд близки, но очень слабы. Таким образом, не следует впадать в заблуждение и считать, что выглядящие яркими звёзды обязательно близки к нам, а слабенькие звёзды обязательно далеки от нас. Собственная светимость звезды, конечно, тоже играет важную роль в задаче оценки расстояний. Ниже мы увидим, как измерить расстояние до этих ярких, но далёких звёзд. ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ДИАГРАММЫ Г—Р

Закон обратных квадратов для освещённости вместе с диаграммой Г—Р можно использовать для измерения расстояний до тех далёких звёзд, для которых бесполезен метод триангуляций.

Предположим, например, что, изучив спектр звезды, мы узнали, что её спектральный класс есть G2, т.е. такой же, как у Солнца (см. гл. 3). Мы знаем, чему равна абсолютная светимость у Солнца. Из единственности положения Солнца на диаграмме Г—Р можно заключить, что звезда того же спектрального класса будет занимать на диаграмме Г—Р то же положение, что и Солнце. Отсюда нам становится известной абсолютная светимость, а следовательно, абсолютная величина (М) звезды, в то время как непосредственные наблюдения дают нам видимую величину (m). Тогда с помощью формулы, полученной в гл. 3 (см. с. 31), можно определить расстояние до звезды d, решив уравнение

5 lg d = m – M + 5.

Заметим, что но определению, данному в гл. 3, это расстояние измерено в парсеках.

В такой процедуре есть все же один подводный камень. Она предполагает, что звезда, как и Солнце, находится на главной последовательности. В гл. 3 мы видели, что звезда класса G2 может быть и красным гигантом, и в этом случае её абсолютная светимость примерно в 100 раз больше, чем у Солнца, а абсолютная величина на 5 единиц меньше. Поэтому совершенно необходимо знать, к какому классу светимости принадлежит звезда, с тем чтобы чётко определить её место на диаграмме Г—Р.

Диаграмму Г—Р можно использовать и для измерения расстояния до удалённых звёздных скоплений. Рассмотрим гипотетический пример.

Рис. 24. Диаграмма зависимости видимой звёздной величины от цветового показателя для звёздного скопления

На рис. 24 показана зависимость видимой звёздной величины как функции цветового показателя для звёзд из скопления. Приведённая диаграмма напоминает главную последовательность в диаграмме Г—Р, но это все же разные диаграммы. Отличие в том, что на диаграмме Г—Р отложены абсолютные величины, а на рис. 24 – видимые. Можно превратить одну диаграмму в другую, если только известно расстояние до каждой звезды скопления. Хотя эти расстояния меняются от звезды к звезде, отличие не очень велико для компактного скопления. Это напоминает то, как мы говорим, что расстояние до дерева равно 100 м, хотя мы знаем, что расстояния до отдельных листьев не равны точно 100 м; какие-то чуть ближе, какие-то чуть дальше, но эти отклонения не имеют существенного значения.

Итак, предположим, что среднее расстояние от скопления до нас равно d пк. Тогда можно превратить видимые величины на рис. 24 в абсолютные, вычитая из первых величину 5lg d—5. А чему же равна величина 5lg d? Опять, если взять для примера Солнце, то получим, что оно имеет абсолютную величину, примерно равную 5, и цветовой показатель 0,6 на диаграмме Г—Р. На рис. 24 цветовой показатель 0,6 соответствует средней видимой величине 10. Поэтому разность m – М равна l0 – 5 = 5. Отсюда получаем

5 lg d – 5 = 5,

т. е. lg d=2. Это означает, что скопление находится от нас на расстоянии 100 пк. Иначе, можно представить себе, что рис. 24 сделан на прозрачной бумаге и мы помещаем его на диаграмму Г—Р для звёзд с известными расстояниями до них. Затем мы двигаем верхний лист вверх или вниз, пока обе главные последовательности не совпадут. Тогда по шкалам звёздных величин на обоих диаграммах можно непосредственно считать разность m – M.

Как ни хорош этот метод для определения расстояний до звёзд, он может привести к совершенно неправильным результатам, если забыть про одно важное обстоятельство. Речь идёт о межзвёздном поглощении, и роль этого явления можно качественно пояснить на следующем примере.

Мы уже отмечали, что в силу закона обратных квадратов для освещённости, чем больше удалён источник света от нас, тем он кажется слабее. Когда мы удаляемся от уличного фонаря, мы видим, как он становится все тусклее и тусклее. Но есть и другая причина, по которой даже совсем близкий свет фонаря может казаться тусклым. Если в воздухе густой туман, то свет будет ослабевать, даже если источник не очень далеко, так как будет поглощаться и рассеиваться частичками тумана.

Точно так же рассеяние и поглощение в Галактике приводит к ослаблению света звёзд, доходящего до нас. По этой причине звезда кажется нам более тусклой, чем она была бы в случае, когда по дороге не встречалось бы никакого ослабляющего свет вещества. В результате видимая величина такой звезды будет больше, чем она была бы без межзвёздного поглощения. Если пользоваться нашей формулой в том виде, как она приведена, мы будем все время переоценивать расстояние до звезды.

В начале нашего века явление межзвёздного поглощения не было известно. Если вернуться назад и взглянуть на фотографию Млечного Пути на рис. 17, то мы заметим тёмные области, перемежающиеся со светлыми. Если светлые пятна связаны со светом звёзд, то чему отвечают тёмные пятна? Раньше считали, что наличие этих пятен означает отсутствие звёзд. Сейчас же мы понимаем, что звёзды имеются и в этих тёмных областях, но их свет не может достичь нас из-за мешающей ему пыли. Подобное межзвёздное поглощение света может проявляться в самой разной степени, от лёгкого ослабления света звезды до полного его гашения. Туманность Конская голова, показанная на рис. 25, является классическим примером облака межзвёздной пыли.

Рис. 25. Туманность Конская голова

Таким образом, многие из более ранних оценок звёздных расстояний в нашей Галактике должны быть пересмотрены сторону уменьшения с учётом эффекта межзвёздного поглощения! Это было, также причиной того, почему прежние исследователи, вроде Гершелей, считали, что Галактика в целом имеет своим центром Солнце. Дело в том, что при более ограниченных наблюдательных возможностях эти учёные не могли видеть звёзды, находящиеся дальше некоторого расстояния, примерно одинакового во всех направлениях. Они не могли, например, видеть истинный центр Галактики, так как свет от столь далёких областей почти полностью гасился на пути к Земле.

Конечно, поглощение не так сильно для длин волн, больших, чем у видимого света, и именно поэтому мы имеем возможность воспроизвести общую картину Галактики. В частности, очень важными в понимании структуры Галактики были исследования с использованием волн длиной 21 см (рис. 26).

Рис. 26. Карта Галактики, которая построена с помощью изображений, полученных регистрацией излучения на длине волны 21 см. Сквозь более плотные области просвечивают спиральные рукава

Следует заметить, что газ в Галактике не играет главной роли в процессе поглощения света. Считается, что основные виновники – твёрдые частички вещества, которые значительно более эффективно, чем атомы или молекулы газа, ослабляют свет звёзд либо за счёт поглощения его, либо за счёт рассеяния по разным направлениям. Теоретики могут рассчитать, какое ослабление света вызовет твёрдое зёрнышко определённого размера и состава, и подобные расчёты позволяют построить модели того, из чего состоит межзвёздная пыль. Наиболее приемлемыми кандидатами являются твёрдый водород, графит, силикаты, а типичный размер зёрен – порядка микронов (1 микрон = 1/1000 мм). Проверка модели заключается в её способности правильно воспроизвести наблюдаемое ослабление света для различных длин волн.

Если нам известна степень поглощения, мы можем исправить ранее преувеличенные расстояния до удалённых звёзд. Именно это и было сделано в 1920-е годы, когда астрономы установили правильные размеры Галактики.

Имеются и некоторые другие методы определения расстояний до звёзд, использующих специальные свойства отдельных типов звёзд или звёздных скоплений. Мы не будем входить во все детали, так как нашей главной целью было описать общие методы, используемые для измерения расстояний до звёзд в Галактике. С помощью этих методов получены достаточно точные значения расстояний до ближайших звёзд, вплоть до 20 пк, и приближённые значения расстояний до более далёких звёзд. Точность любого метода неизбежно падает, когда мы наблюдаем все более далёкие звёзды.

Теперь, когда нам известно, как далеки звёзды и как они ярки, можно полностью перейти к решению главной задачи книги – изучению того, как меняется с возрастом структура звезды и как эти изменения фиксируются астрономическими наблюдениями.