Текст книги "Рождение миров"
Автор книги: Михаил Ивановский
сообщить о нарушении
Текущая страница: 20 (всего у книги 25 страниц)
Яркость звезд
Самая яркая из числа известных нам звезд находится на небе южного полушария, в созвездии Золотой Рыбки. На звездных картах она обозначена буквой S.
S Золотой Рыбки светит как 400 000 солнц вместе взятых. Это исключительно большая и яркая звезда. Солнце, поставленное рядом с ней, будет выглядеть, как свечка рядом с авиационным прожектором. А если S Золотой Рыбки окажется на месте Солнца в центре планетной системы, то от нестерпимого жара ее лучей Меркурий превратится в облачко раскаленного пара, а Земля станет огненно-жидкой каплей.
Самая слабенькая звезда помечена в каталоге астронома Вольфа номером 1055 Б. Она светит в 600 тысяч раз слабее Солнца.
Поставленная рядом с Солнцем, Вольф 1055 Б будет выглядеть, как фонарик светлячка возле стосвечевой электрической лампочки. Если же Вольф 1055 Б займет место нашего Солнца, то по утрам у нас будет восходить маленькое тусклое светило, заливающее Землю жиденькими лучами. Света от него будет немногим больше, чем от полной Луны.
Но Вольф 1055 Б считается самой слабой из светящихся звезд, есть звезды, которые настолько тусклы и холодны, что почти совсем не светятся.
Астрономы Московского института имени Штернберга, фотографируя небо на пластинках, чувствительных к невидимым для глаз инфракрасным лучам, обнаружили существование в пространстве совсем темных и чуть «теплых» звезд. Температура этих звезд-невидимок составляет, примерно, 1500–2000°. Они настолько холодны, что почти не испускают лучей видимого света, это «черные» звезды.
Великаны и карлики
Самая маленькая из числа известных нам звезд тоже записана в каталоге астронома Вольфа. Ее номер 457. Вольф 457 по объему в 800 раз меньше земного шара, по диаметру эта звезда даже меньше Луны – «карманная звездочка».
Самая большая звезда недавно найдена в созвездии Возничего. Эта звезда расположена недалеко от альфы Возничего – Капеллы – и помечена на картах неба греческой буквой эпсилон.
Эпсилон Возничего двойная звезда.
Инфракрасная, несветящаяся звезда эпсилон Возничего. Рядом – красный сверхгигант Антарес и окружность, изображающая земную орбиту.
Звезды, составляющие эту пару, резко отличаются друг от друга.
Одна сравнительно небольшая, золотисто-желтая И яркая, другая же – совсем тусклая, темная, но огромная. Если вообразить, что существует мешок или ящик, равный по объему эпсилону Возничего, то в таком ящике поместились бы вое 7500 звезд, видимых на небе невооруженным глазом.
Поперечник этого великана звездного мира равен 4 миллиардам километров, почти в 3 тысячи раз больше поперечника Солнца.
Температура на поверхности эпсилона Возничего равна 1350°, это одна из «черных» инфракрасных звезд, которые удается наблюдать только при помощи фотографии невидимого – на пластинках, чувствительных к инфракрасным лучам.
Плотность вещества
Плотности вещества на звездах тоже отличаются крайними степенями.
В созвездии Кассиопеи недавно была обнаружена ярко-белая, но очень небольшая звездочка. Она почти что вдвое меньше земного шара. Однако, несмотря на свои более чем скромные размеры, звезда-малютка обладает солидной массой. Из вещества этой звездочки можно выкроить 72 тысячи таких планет, как Земля.
Вещество этой звезды необычайно плотно – оно более чем в два миллиона раз плотнее воды.
Спичка, сделанная из вещества подобной плотности, весила бы на Земле полтонны.
Звезды, обладающие столь необычайной плотностью вещества, получили название белых карликов.
Звезда белый карлик из созвездия Кассиопеи по объему почти вдвое меньше земного шара.
Примером большого разрежения звездного вещества может служить альфа Ориона – красноватая звезда, которой арабские астрономы дали звучное имя – Бетельгейзе, что значит – «Дом близнецов».
Бетельгейзе очень большая звезда – по массе она только в 15 раз массивнее Солнца, но зато по объему больше его в 97 миллионов раз. Вещество Бетельгейзе разреженнее тех остатков газа, какие содержатся в баллонах пустотных электрических лампочек. Один кубометр вещества Бетельгейзе весит всего лишь 0,06 грамма.
Взрослый человек, как известно, может поднять и унести груз в 75–80 килограммов. Если бы понадобилось унести 80 килограммов вещества Бетельгейзе, то для этого пришлось бы запастись баллоном-газгольдером длиной в четверть километра и вместимостью в один миллион триста тысяч кубических метров.
Температура на поверхности Бетельгейзе не высока – около 3000°, поэтому звезда посылает красноватые лучи.
Поперечник красного сверхгиганта Антареса в полтора раза больше поперечника Земной орбиты.
Вторая звезда, похожая на Бетельгейзе и видимая на небе северного полушария, находится в созвездии Скорпиона. Она светится, как фонарик автомобильного стоп-сигнала. Яркий, красноватый блеск этой звезды делает ее похожей на планету Марс. Сходство звезды и планеты заметили еще греческие астрономы, которые назвали альфу Скорпиона «Соперником Марса». Так как Марс по-древнегречески назывался Арес, то альфа Скорпиона стала называться Антаресом.
Бетельгейзе – «Дом близнецов», и Антарес – «Соперник Марса», и все звезды, подобные им, принадлежат к группе красных сверхгигантов.
Температура звезд
Температуры звезд тоже довольно разнообразны. Самыми холодными из них считаются инфракрасные звезды. Но, по всей вероятности, в пространстве есть совсем остывшие черные небесные тела.
Температура большинства видимых на небе звезд составляет от 3000° и до 24 000°.
Самые горячие звездочки служат центральными светилами в планетарных туманностях.
Эти своеобразные и немногочисленные туманности имеют вид небольших круглых зеленоватых пятнышек с яркой звездочкой в центре. Лаплас и другие ученые того времени считали планетарные туманности колыбелями будущих солнц и планетных систем. Астрономам казалось, что они видят те самые круглые газовые облачка, из которых, по гипотезе Лапласа, образуются планеты.
Как память о прежнем заблуждении ученых нам осталось название этих туманностей – планетарные, хотя в действительности они ничего общего с планетами не имеют. В планетарных туманностях происходит не рождение солнц из сгустка космического вещества, а рождение туманности очень горячей звездой.
По определению профессора Б, А. Воронцова-Вельяминова, температура центральной звездочки планетарной туманности в созвездии Лисички достигает 85 000°. Ученые предполагают, что в планетарных туманностях есть звезды, раскаленные даже до 100 000°.
Температура нашего Солнца сравнительно умеренна – 6000° Но если бы оно разгорелось до 100 000°, то возросшим давлением солнечных лучей Меркурий был бы вышиблен со своей орбиты и отлетел бы в сторону, как мяч от удара ноги футболиста.
Звездочки, – служащие ядрами планетарных туманностей, настолько раскалены, что они как бы тают, рассеивая свое вещество в пространстве. Вокруг них образуется довольно большое газовое облачко, которое непрерывно увеличивается. Планетарные туманности растут буквально на глазах.
Б. А. Воронцов-Вельяминов определил, что скорость расширения планетарных туманностей составляет в среднем 20 километров в секунду.
Туманность «Краб», образовавшаяся, как предполагают ученые, 4 июля 1054 года.
Размеры планетарных туманностей исчисляются сотнями миллиардов километров, – все они гораздо больше солнечной системы.
И это, пожалуй, единственные небесные светила, возраст которых ученые устанавливают очень точно. Если радиус планетарной туманности равен 200 миллиардам километров, то, очевидно, она возникла, то есть начала расширяться, сравнительно недавно. После ее рождения прошло 10 миллиардов секунд или всего лишь 310 лет. Планетарные туманности – светила молодые.
По массе звезды разнятся друг от друга не очень сильно.
Самые маленькие звезды, какие известны в настоящее время, так называемые красные карлики, только раз в 10 уступают Солнцу по массе. Такова, например, Проксима Кита, то есть «Ближайшая» из созвездия Кита.
Среди невидимых темных спутников звезд есть тела, которые в 50 и даже в 100 раз меньше Солнца, но пока еще не установлено, что они такое – малосветящиеся звезды или может быть крупные планеты.
Наиболее массивные звезды содержат, примерно, по 100 солнечных масс. По предварительным сведениям, чемпионом звезд-тяжеловесов считается двойная звезда, обозначенная в каталогах как В + 6° 1309 Одна звезда из этой пары в 115 раз массивнее Солнца, а другая массивнее его в 138 раз.
Таковы различия звезд по светимостям, размерам, температуре и по массам.
Семь основных классов
Астрономы пересмотрели спектры более, чем двухсот тысяч звезд, учли все их особенности, в первую очередь температуру и состояние вещества на звездах. Эта работа позволила подразделить звезды на классы. Каждый класс звезд обозначили прописной латинской буквой – А, В, С и так далее.
Но сведения о звездах постепенно накапливались и уточнялись. Некоторые классы оказались искусственно придуманными и потому излишними. Их пришлось выкинуть из классификации.
Потом выяснилось, что звезды класса В горячей звезд класса А. Их поменяли местами. Затем нашлись очень горячие звезды, которые были не учтены в начале работы. Для них создали новый класс, которому присвоили очередную свободную букву О, но этот класс поставили впереди всех.
В результате всех переделок звезды оказались разделенными на 7 основных классов, следующих друг за другом в таком порядке: О, В, A, F, G, К, М.
Звезды, причисленные к одному классу, неодинаковы. Поэтому каждый класс разделен еще на 10 групп, обозначаемых цифрами. Например, красные сверхгиганты Бетельгейзе, Антарес и Дивная из созвездия Кита принадлежат к классу М, то есть к классу красных и не очень горячих звезд. Но температура этих трех сверхгигантов различна. Самый горячий из них Антарес – 3100°. Его группа М 1. Бетельгейзе чуть холоднее Антареса – 3000°. Ее группа М 2. Самая холодная из них Дивная. Ее температура равна 1900°, поэтому Дивная причислена к группе М 7.
Чтобы отмечать различные особенности звезд одного класса, ввели дополнительные обозначения маленькими латинскими буквами. Например, Бетельгейзе и Проксима Кита причислены к одному классу – М, потому что они обе красные и сравнительно холодные звезды, но Бетельгейзе – сверхгигант, а Проксима Кита – красный карлик.
Сверхгигантов решено помечать буквой «с», гигантов «g», а карликов «d». Бетельгейзе поэтому обозначается как сМ2, а Проксима Кита – dM6.
Класс неустойчивых звезд
В классе О состоят самые горячие звезды. Все они ярко-белые с заметным голубоватым оттенком. Звезд этого класса на небе немного – несколько сотен, но состав их очень разнообразен. В классе О собрались все чемпионы-тяжеловесы – самые большие и массивные звезды, белые сверхгиганты. Наряду с ними есть несколько голубовато-белых карликов.
К этому же классу принадлежат центральные звездочки планетарных туманностей.
Очень близки к классу «О» звезды, получившие особое обозначение: WR.
Эти звезды резко отличаются от обычных звезд, видимых на небе. Это какие-то космические вулканы, звезды, на которых непрерывно бушует огненный ураган. С их поверхности взлетают гигантские фонтаны раскаленных газов, поверхность такой звезды – сплошной вихрь огня. Сила неукротимого извержения такова, что вещество, выброшенное звездой, навсегда ее покидает и рассеивается в пространстве. Звезды WR сами себя разрушают.
Ленинградский астрофизик Н. А. Козырев определил, что звезды WR теряют за год примерно одну стотысячную долю своей массы. Совершенно очевидно, что в таком состоянии звезда долго находиться не может. Ведь через 100 тысяч лет звезда рассеется без остатка.
Полная потеря массы вряд ли возможна. Вероятнее всего, что звезда, сбросив с себя обременяющую ее часть вещества, через несколько тысячелетий успокоится, ее температура упадет, и звезда станет самой обычной.
Пока ни одна из известных ученым звезд WR не подает признаков успокоения. И нельзя сказать достоверно, чем WR были до начала буйного истечения газа и чем они станут, когда извержение утихнет.
Согласно исследованиям пулковского астронома В. А. Крата, разработавшего теорию истечения газа из этих звезд, можно предполагать, что вначале эти звезды были обычными горячими звездами, белыми сверхгигантами классов О и В. В результате истечения, потеряв почти 90 % своей массы, они превратятся в звезды типа Солнца.
Кроме звезд WR, есть еще несколько десятков звезд, которые тоже сбрасывают свои покровы. Но это происходит на них не непрерывно, а короткими и резкими вспышками. Такие звезды неожиданно и очень быстро разгораются. Атмосфера вспыхнувшей звезды расширяется, как мыльный пузырь, когда его надувают через соломинку. Газовая оболочка подымается над поверхностью звезды и затем разлетается в пространстве, а звезда на время успокаивается.
Астрономы прошлых столетий, замечавшие вспышки этих звезд, думали, что они наблюдают появление только что разгоревшихся новорожденных звезд, и поэтому называли их новыми. Название безусловно неудачное. Если бы загорелась действительно новая звезда, то она должна была бы светить как все звезды, а не угасать.
Впоследствии ученые убедились, что на месте вспыхнувшей звезды всегда имелась какая-либо слабенькая звездочка. И именно эта звездочка неожиданно стала большой и яркой.
Некоторые ученые попробовали изменить неудачное название вспыхнувших звезд, но не нашлось подходящего слова, и прежнее название – «новые» осталось.
«Новые» звезды, как предполагает Б. А. Воронцов-Вельяминов, повидимому, являются близкими родственниками звезд WR.
Кроме этих диковинных «испаряющихся» и «взрывающихся» звезд, некоторые белые сверхгиганты класса «О» тоже выбрасывают в пространство потоки раскаленных газов, но проделывают это не так буйно, как звезды WR и «новые».
Таким образом, белые сверхгиганты, все звезды WR, ядра планетарных туманностей и «новые» звезды являются поставщиками газов и пылевой материи, из которой затем образуются туманности.
Звезды обычных типов
Звезды класса «В» холоднее звезд класса «О», их температуры заключены в пределах от 24 000° до 12 000°.
У некоторых звезд этого класса тоже заметны признаки потоков газов, покидающих звезду. Но извержения в недрах ярко-белых звезд протекают не столь бурно, как у голубых.
Большинство звезд класса В – спокойные белые гиганты; таковы, например, Ригель из созвездия Ориона, Спика-Колос из Девы. Ближайшая к нам звезда класса В – Регул из созвездия Льва, до нее 80 световых лет.
Кроме белых гигантов, в этом же классе состоят несколько белых карликов.
Звезды следующего класса А еще холоднее. Их температура равна 12 000—8000°. К звездам класса А принадлежат многие яркие звезды нашего неба – Сириус-Блестящий из созвездия Большого Пса, Вега-Коршун из Лиры, Альтаир из Орла, Денеб из Лебедя. Все это довольно обычные звезды – среди них есть и гиганты и солнцеподобные звезды.
К классу F причислены золотисто-белые звезды, такие как Процион из созвездия Малого Пса, Канопус из Киля и другие. Их температура равна в среднем 8000°.
Пятый звездный класс называют солнечным, так как к нему принадлежит Солнце. В этом классе состоят желтые звезды с умеренной температурой в 6000°. К классу G принадлежит наш ближайший сосед и двойник нашего Солнца Толимак из созвездия Центавра и Капелла-Коза из Возничего.
В классе К состоят оранжевые звезды. Их температура еще ниже, чем у звезд солнечного класса – 4500°.
Представителями оранжевых звезд являются Альдебаран-Сверкающий из созвездия Тельца и Арктур-Страж Медведицы из Волопаса.
Класс М необычайно многочислен. В него входят все красные сверхгиганты и гиганты – Бетельгейзе, Антарес, Дивная и бесчисленное множество красных карликов.
Температура звезд класса М самое большее равна 3200°.
Инфракрасные звезды остались за пределами классификации. Когда звезды подразделяли на классы, о существовании темных, но теплых звезд не знали и места им, разумеется, не оставили. Это упущение будет исправлено, но надо сперва побольше собрать сведений об этих звездах?
Первые наметки биографии
Какие же звезды молоды?
На этот вопрос ученые отвечали по-разному. Одни говорили: моложе всех голубовато-белые звезды. Они велики, горячи, полны светоносной энергии и с юношеской щедростью изливают ее в пространство, но пройдут миллионы лет, – голубоватые звезды постепенно израсходуют большую часть своей массы, остынут, успокоятся и начнут экономнее расходовать запасы энергии. Они станут обычными белыми звездами, а затем пожелтеют, как листва осенью.
Вместе со старостью придет и скупость. Звезды сбавят свою светимость и, превратившись в маленьких красных карликов, перейдут в класс М. Там их ждет медленное угасание.
Другие ученые возражали, – красные звезды нельзя считать стариками. Наоборот, звезды из класса М – молодежь. Они только что возникли, еще не успели разгореться и достичь полного блеска. С течением времени красные звезды уплотнятся, их температура повысится, они станут оранжевыми, затем желтыми звездами. Постепенно уплотняясь и разогреваясь, они перейдут в класс голубоватых звезд, достигнут наивысшей степени нагрева, и их вещество начнет рассеиваться в пространстве.
Голубые звезды – это старики. Их яркий блеск – это блеск умирающей звезды.
Мнения обеих сторон казались вполне резонными. В самом деле, и красные звезды могут разгораться, и белые могут остывать. Возникла еще одна гипотеза, объединившая оба мнения.
Звезды образуются в виде огромных и сравнительно холодных шаров – красных сверхгигантов. Постепенно уплотняясь и разогреваясь, красные сверхгиганты становятся оранжевыми звездами, затем – желтыми и так, переходя со ступеньки на ступеньку, звезды, словно по лесенке, забираются в класс самых горячих голубых звезд.
Температура молодой звезды повышается сверх допустимого предела. В недрах звезды начинаются бурные извержения. Атмосфера звезды расширяется и постепенно рассеивается в пространстве.
Звезда быстро расходует запасы своего вещества, она сжигает сама себя и тем заканчивается ее юность.
Постепенно остывая и успокаиваясь, звезда переходит в класс белых, а затем и желтых звезд. Она снова совершает путешествие по ступенькам, но теперь уже не вверх по лестнице, а вниз, – проходит стадии желтых, оранжевых и красных звезд и заканчивает жизненный путь тусклым красным карликом.
Эта гипотеза возникла еще в первом десятилетии нашего века, а в 1913 году для ее подтверждения была составлена чрезвычайно интересная диаграмма.
Вот уже сорок лет как эта диаграмма служит настольным пособием для всех астрономов, изучающих звезды. Ее несколько раз перечерчивали разными способами, исправляли, дополняли, изучали и с ее помощью находили важные закономерности в звездном мире.
Для составления этой диаграммы лист бумаги расчертили по числу спектральных классов на 7 вертикальных столбцов или лесенок. Самая крайняя слева лесенка была предназначена для горячих голубых звезд класса «О», следующая за ней – для голубовато-белых звезд, третья слева – для белых звезд, четвертая – для золотисто-белых, пятая – для желтых, шестая – для оранжевых, а самая крайняя справа – для красных звезд класса М.
Каждый вертикальный столбец разграфили на 30 клеточек или ступенек для звезд различной яркости.
Затем взяли список звезд, в котором указаны их спектральные классы и светимости, и начали рассаживать звезды по лесенкам и ступенькам. Каждую звезду обозначали просто точкой. Все точки были одинаковой черноты, но ставили их в соответствии со спектральным классом звезды и ее светимостью.
Наиболее тусклые красные звезды заняли самую нижнюю ступеньку лесенки М. Звезды восемнадцатой величины поместили на вторую ступеньку. Звезды семнадцатой величины – на третью, шестнадцатой – на четвертую и так далее. Чем ярче звезда, тем выше она получала место. На самом верху диаграммы находится чемпион светимости – двойная звезда S Золотой Рыбки.
Диаграмма, показывающая зависимость между массой звезды, спектральным классом и светимостью.
На диаграмме, которая помещена в книге, расставлено только 96 точек, означающих 22 самых ярких звезды нашего неба с их спутниками, 44 ближайших к Солнцу карлика, 9 цефеид и еще несколько других звезд.
Можно было бы разметить на диаграмме и тысячу точек, означающих тысячу звезд, но и выбранного количества вполне достаточно, чтобы показать порядок, какой соблюдают звезды на этой диаграмме.
Звезды распределились на ней не как попало, а составили свои компании или землячества. Ригель, Денеб, Канопус собрались в одном углу диаграммы, а Бетельгейзе, Антарес, Дивная – в другом. Это и понятно, одни из них – белые сверхгиганты, а другие– красные сверхгиганты.
Цефеиды столпились вокруг Полярной звезды и дельты Цефея. Стайка белых карликов обособилась внизу диаграммы, а все остальные звезды разошлись по диагонали, словно путники по узкой лесной тропинке.
Ученым казалось, что эта диаграмма раскрывает им биографию звезд. Правый верхний угол диаграммы это «детская комната» звезд, – там возникают самые молодые звезды – красные сверхгиганты. Уплотняясь и разгораясь, они постепенно переходят в левый верхний угол. Там наступает их зрелость и вдоль «лесной тропинки», лежащей по диагонали диаграммы, они спускаются в правый нижний угол. Тут где-то, за рамкой диаграммы, должно находиться «кладбище» звезд.
Эта гипотеза была первой серьезной попыткой разобраться в дебрях звездного леса и найти среди звезд молодую поросль и достигших преклонного возраста стариков.
Диаграмма и гипотеза вызвали живейший интерес среди ученых.
Особенно ценна оказалась диаграмма. Она доказала, что размещение звезд на ней неслучайно, что существует зависимость между массой звезды и ее температурой, спектральным классом и светимостью.
Каждая звезда, у которой установлены принадлежность к тому или иному классу и ее светимость, может быть помещена в виде точки на диаграмму, и тотчас опытный глаз астронома определит ее массу, диаметр и плотность.
Эта замечательная диаграмма служит как бы коллективным паспортом звезд. Она принесла науке неоценимую пользу.
Зато гипотеза, связанная с этой диаграммой, встретила суровую критику и вскоре была оставлена. Ученые согласиться с ней не могли.
В самом деле, белые сверхгиганты – это самые массивные звезды нашей Галактики. Красные сверхгиганты в среднем почти вдвое уступают по массе белым.
При своем развитии звезда теряет массу на излучение, а отнюдь не приобретает ее. Каким же образом красные сверхгиганты могут «вырастать» в белых сверхгигантов?
Затем установлено совершенно точно, что встреча двух звезд – событие весьма маловероятное, а объединение двух звезд в двойную звезду – явление и подавно совершенно немыслимое. Двойные звезды несомненно однолетки-близнецы. Они образовались одновременно.
Как же в таком случае могли возникнуть такие удивительные пары, как Дивная Кита и ее спутник?
Дивная – сверхгигант темно-красного цвета, чудовище с поперечником в 550 миллионов километров и холодная, как угли догорающего костра, а ее спутник – звезда-лилипут по диаметру раз в шесть меньше Солнца, но раскаленная до 14 000° – типичный белый карлик. И несомненно они родились вместе и одновременно – это звезды-сестры.
Другая пара: Антарес – красный сверхгигант, а его спутник – тоже сравнительно небольшая белая звезда; или – дзета Возничего – оранжевый сверхгигант, а его спутник – белая звезда.
Звезды, составляющие двойную систему, образовались одновременно, но они были неодинаковы по массе и потому по-разному проходили свой жизненный путь.
Таким образом и эта буржуазная гипотеза оказалась несостоятельной.
Советский астроном Б. В. Кукаркин шутливым примером подвел итог спорам о возрасте гигантов и карликов. Представьте себе, что человек, никогда не видавший собак, пришел на выставку собаководства. По незнанию он безусловно мог подумать, что из такс вырастают доги.
А именно так и думали сторонники этой гипотезы.
Звезды неодинаковы, и их судьбы тоже различны. Звезды могут образовываться в разных условиях, и от этого зависит течение их «жизни».
Гипотезы о едином пути развития звезд, так же как и гипотезы об одновременном зарождении всех звезд, были последними гипотезами, созданными буржуазной наукой. Кризис науки в Западной Европе и Америке, реакционные стремления буржуазных ученых привели к застою и упадку знаний.
Дальнейшие судьбы науки целиком перешли в руки советских ученых.
