Текст книги "Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса"

Автор книги: Уильям Уоллер

сообщить о нарушении

Текущая страница: 6 (всего у книги 13 страниц)

Перенос энергии

Гамма-кванты, которые высвобождаются в ходе термоядерных реакций, проходящих на Солнце, в конечном счете нагревают остальную его часть и заставляют солнечную поверхность ярко светить и излучать энергию в космическое пространство. Построив модель передачи этой энергии, гелиофизики установили наличие ряда особых зон с уникальными физическими свойствами (рис. 5.4). Эти зоны состоят из заряженных «ионов» водорода и гелия, у которых внешние электроны были сорваны с орбит, а также из свободных электронов. Вместе они составляют так называемую плазму. В зону лучистого переноса входят те слои, где энергия передается посредством взаимодействий между фотонами и атомами, из которых состоит газ. В каждом последующем слое нагревается все больше атомов, и они испускают все больше фотонов, а энергия каждого повторно излученного фотона уменьшается. В итоге во все более высоких слоях внутренней области Солнца происходит понижающее преобразование гамма-квантов в рентгеновские фотоны, обладающие более низкой энергией, и в фотоны ультрафиолетового излучения. Можно сравнить этот процесс с тем, как перекупщики конвертируют одну стодолларовую банкноту в сумму чуть меньше 10 000 центов и забирают свою «справедливую долю». Отдельные взаимодействия между фотонами и веществом случайны, и, если попытаться усмотреть в них хоть какую-то последовательность, она будет напоминать «прогулку пьяницы». Впрочем, мы все же можем проследить медленное движение к внешним областям, которое следует за радиальным градиентом понижающейся температуры Солнца. В целом на то, чтобы энергия, заключенная в исходных гамма-квантах, прошла через зону лучистого переноса, требуется около миллиона лет.

Рис. 5.4. Внутреннее строение Солнца: теоретические модели, основанные на радиальных профилях внутренней температуры и плотности Солнца, выявили различные зоны, обладающие особыми физическими свойствами. Если перечислять от внутренних областей к внешним, то это зона термоядерных реакций (ядро), зона лучистого переноса и конвективная зона. Попытки установить глубину последней ограничены гелиосейсмическими измерениями, с помощью которых на поверхности вздымающегося Солнца можно зафиксировать и проанализировать предпочтительные колебания и соответствующие длины волн. За пределами видимой поверхности (или фотосферы) солнечную плазму разграничивают хромосфера, переходная область и корона. При этом температура постоянно растет, а плотность уменьшается.

Примерно по прошествии двух третей пути от центра Солнца к его внешним областям зона лучистого переноса сменяется конвективной зоной, где энергия передается наружу за счет объемного кипения газообразного вещества. Фотосфера – это видимая поверхность, откуда исходит большинство фотонов, которые мы можем зрительно воспринимать. Непосредственно над ней располагается хромосфера – более горячий и разреженный слой. Ее рубиново-красное излучение (от ионизированного водорода) видно всегда, когда Луна затмевает яркую фотосферу. Прозрачную корону можно считать внешней атмосферой Солнца, поскольку она простирается далеко за пределы Земли и даже проникает во внешнюю Солнечную систему. Корона более разрежена, чем любой вакуум, который можно создать в лаборатории. Но все же, вопреки ожиданиям, основанным на классических законах термодинамики, это не низкотемпературная окраина Солнца. И более того, астрономы обнаружили, что корона даже горячее, чем самые сокровенные области солнечного ядра!

Пока неясно, как корона может быть настолько раскаленной, при этом находясь так далеко от основного источника солнечной энергии. Недавние исследования, проведенные с помощью наземных телескопов и космических солнечных обсерваторий, показывают, что магнитные поля, пронизывающие фотосферу, хромосферу и солнечную корону, содержат огромное количество энергии. Как полагают астрономы, именно эта магнитная энергия каким-то образом ответственна за повышение температуры короны.

Солнечная активность

Солнце – это умеренно переменная звезда. На его поверхности есть пятна, число которых время от времени начинает возрастать от минимума, при котором их почти не видно, до тревожащего максимума, на достижение которого уходит 5,5 года, а затем снова снижается до «спокойного» минимума – и так завершается 11-летний цикл, за которым мы следили в телескопы сотни лет. Даже те, кто жил до Рождества Христова и наблюдал за Солнцем невооруженным глазом, отмечали большие пятна и их постепенные изменения. Эти астрономы, еще до появления телескопов проводившие свои исследования в Китае, на Аравийском полуострове и в Европе, полагались на туманные атмосферные условия, которые достаточно затемняли Солнце и делали наблюдение за ним хотя бы минимально «безопасным».

Сегодня мы уже понимаем, что солнечные пятна очерчивают границы относительно прохладных областей Солнца, магнитные поля которых в тысячи раз интенсивнее, чем у окружающей среды. По мере того как солнечных пятен становится все больше, они связывают общее магнитное поле Солнца в узлы нестабильной магнитной энергии. В конце концов магнитные поля, расположенные над солнечными пятнами, вновь соединяются и перестраиваются до более низких энергетических состояний, и при этом в космическое пространство в виде вспышек выбрасываются залпы заряженных частиц и рентгеновских фотонов. Иногда они уносят прочь от Солнца огромное количество вещества. Эти «корональ– ные выбросы массы» мчатся со скоростью 500 км/с, и если они направлены в сторону Земли, то по прошествии нескольких дней они взрывают нашу магнитосферу (рис. 5.5). Возникающие при этом полярные сияния могут быть поразительно прекрасны, а вот выход из строя силовых трансформаторов, телекоммуникационных спутников и других электронных технологий – это не столь приятные последствия солнечного «гнева». Можно лишь пожалеть того бедного астронавта, которому пришлось бы во время коронального выброса масс оказаться на Луне или отправиться на Марс или какой-нибудь относительно близкий астероид. Без оберегающей магнитосферы Земли этот бесстрашный путешественник подпал бы под сильнейшее излучение. Эта уязвимость – одна из ключевых проблем для долгосрочного исследования внутренних областей Солнечной системы.

Рис. 5.5. Считается, что горячая солнечная корона получает энергию за счет внезапной перестройки магнитных полей. Слева солнечная вспышка, снятая в рентгеновском диапазоне, становится ярче, что отмечает особенно интенсивное высвобождение магнитной энергии. Справа эруптивный протуберанец вызывает огромный корональный выброс массы. (Материалы любезно предоставлены Обсерваторией солнечной динамики NASA.)

Солнце меняется и в других, более длительных временных масштабах. Его магнитное поле меняет знак раз в 11 лет, возвращаясь к первоначальной конфигурации каждые 22 года. Скорее всего, 22-летний цикл магнитного поля и 11-летний цикл солнечных пятен имеют причинно-следственную связь. Как гласит теоретическая модель, благосклонно воспринимаемая учеными, каждый максимум активности солнечных пятен сводит на нет общее магнитное поле. Затем появляется новое глобальное магнитное поле, ориентированное в противоположном направлении, а вслед за этим солнечных пятен становится меньше. В дальнейшем это обращение магнитного поля повторяется, как только активность солнечных пятен достигает нового максимума. В основе всей магнитной активности лежат сдвиговые течения проводящей плазмы, протекающие глубоко внутри Солнца. Относительные движения плазменных сгустков и последствия этих движений определяют конфигурацию магнитных полей, возникающих на солнечной поверхности. Астрофизики окрестили сдвиговые течения «солнечным динамо» и полагают, что подобные силы действуют в недрах большинства солнцеподобных звезд, где конвективные внешние слои являются нормой.

В масштабах столетий максимальное количество солнечных пятен может увеличиваться и уменьшаться. Особенно спокойный период продолжался с 1645 по 1715 год. Он назывался минимумом Маундера и ассоциировался с особенно холодной погодой в Европе и Северной Америке. Измерения различных показателей, свидетельствующих о температуре, скажем, толщины древесных колец и обилия углерода-14 в растениях, подтвердили что она снижалась по всему миру не только в годы минимума Маундера,

но и на протяжении других глобальных похолоданий, имевших место за последние 2000 лет и ассоциируемых с минимальным проявлением солнечных пятен. Могут ли эти колебания солнечной активности в такой степени влиять на климат Земли, остается спорным. Однако мы знаем, что высокая активность нашей звезды до сих пор крайне губительна для многих наших технологий. И неизвестно, как еще захочет «пошалить» Солнце в ближайшие годы, века и тысячелетия.

6. Звезды и планеты вне владений Солнца

Блаженны кроткие, ибо они наследуют землю.

Евангелие от Матфея, 5:5

За пределами Солнечной системы находится бесчисленное множество других систем из звезд, планет и «мусора», странствующих по диску Млечного Пути в орбитальной синхронности с гравитацией нашей Галактики. Больше всего мы знаем о ближайших к нам звездных системах, поскольку можем с уверенностью определить надежные расстояния до их звезд-хозяек. Мы уже говорили о том, что эти системы, расположенные в пределах примерно 100 световых лет от нашей звезды, составляют так называемые окрестности Солнца. Как оказалось, в них преобладают тусклые звезды с малой массой, и еще в них невероятно много планет.

Звездный рог изобилия

Как мы уже видели на рис. 3.9, в число звезд, составляющих внутреннюю область окрестностей Солнца, входят само Солнце (это очевидно), α Центавра А и В, Процион и Сириус. В цветах этих местных звезд уже заметно разнообразие. Затем идут не столь узнаваемые светила – остаток из тридцати трех звезд, изображенных на упомянутом рисунке. Возможно, вы с ними не знакомы по очень простой причине: они намного тусклее, чем яркая четверка.

Кроме того, большую часть этих звезд без телескопа не увидеть, поскольку они занимают тот же локальный участок пространства, что и первые четыре, да и по природе своей светят не столь сильно. Значительные перемены в светимости и цвете звезд характерны для всех окрестностей Солнца. Нам это известно, поскольку астрономы смогли достоверно определить расстояния до большинства этих звезд, произвести количественные оценки их цветов и установить их спектральные классы.

Расстояния до звезд

В третьей главе мы говорили, что лучший способ рассчитать расстояние до звезды – это отследить ее годовое движение относительно более удаленных звезд, расположенных на фоне. На самом деле это «параллактическое» движение отражает бег нашей планеты вокруг Солнца – и выражено тем слабее, чем дальше от нас до звезды. Замерив угловой параллакс звезды и зная «базисную линию» Земли, идущей по орбите, астрономы могут при помощи триангуляции вычислить, насколько далеко на самом деле находится звезда. Для наблюдателей, находящихся на Земле, формула, связывающая годичный параллакс звезды (р) с расстоянием до нее (d), выглядит так:

d (парсеки) = 1/p (угловые секунды),

где р измеряется в угловых секундах (1″ = 1/3600°), а d – в парсеках (1 пк = 3,26 св. года). Более того, единица измерения расстояния – парсек – формально определяется как «угловая секунда параллакса», а «парсек» – это сокращение. Например, α Центавра А – самая яркая звезда в ближайшей к Солнцу звездной системе – два раза в год отклоняется от своего номинального положения на параллактический угол, равный 0,747″, так что расстояние от Солнца до нее составляет 1/0,747″ = 1,338 парсека, или 4,36 светового года.

На сегодняшний день так были измерены расстояния до примерно 2000 звезд в пределах 50 световых лет от Солнца – и совсем недавно в этом начали помогать обсерватории, размещенные на борту космических аппаратов и способные точнее определять положение звезд без помех, вызванных атмосферным размытием.

Блеск и светимость звезд

Если ясной безлунной ночью, находясь вдали от искусственного освещения, вы посмотрите вверх, то сможете увидеть несколько тысяч звезд и, возможно, обнаружите, что некоторые из них кажутся намного ярче других. Например, Сириус в созвездии Большого Пса выглядит очень ярким; τ Кита имеет среднюю яркость, в то время как 61 Лебедя, первая звезда, расстояние до которой удалось определить достоверно, едва видна. Древнегреческий астроном Гиппарх заметил эти отличия около 135 года до нашей эры и разработал систему для их количественной оценки. В ней ярчайшим звездам присваивалась «первая величина», а самым тусклым, едва заметным – «шестая». Таким образом, полный диапазон яркости звезд охватывал величины от 1 до 6. Сириус тогда считался звездой первой величины, в то время как 61 Лебедя соответствовала бы звездной величине 5 или 6.

В XIX веке астрономы успешно измерили световые потоки, исходящие от звезд, – в данном случае мы считаем синонимами слова «световой поток» и «освещенность» и понимаем под ними принимаемую мощность в расчете на единицу площади. Сопоставив эти потоки со шкалой звездных величин Гиппарха, ученые поняли, что шкала величин яркости носит логарифмический характер и во многом похожа на шкалу громкости звука в децибелах. Оказалось, что при каждом целочисленном увеличении звездной величины поток уменьшается в 2,5 раза. Формула этого соотношения такова: m₂ – m₁ = –2,5 lg (f₂/ f₁), где m – видимая (наблюдаемая нами) звездная величина, L – освещенность, измеренная в ваттах на квадратный метр (Вт/м²), а знак «минус» отражает характер шкалы звездных величин, направленной от яркости к тусклости. С помощью этой формулы можно рассчитать относительные лучистые потоки и увидеть, что разница в 5 звездных величин, отделяющая ярчайшие звезды от самых тусклых, но еще заметных невооруженным глазом, дает фактическое соотношение потоков, равное 100. Другими словами, система звездных величин сжато выражает реальные потоки в гораздо меньшем диапазоне чисел. Современные астрономы подкорректировали оценки, так что Сириус теперь обладает видимой звездной величиной, равной –1,5 (она обозначается как m_v); α Центавра А – несколько меньшей (m_v = –0,1); τ Кита намного тусклее (m_v = +3,5), а у 61 Лебедя, которую очень трудно увидеть без помощи оптики, m_v = +5,2. Согласно этой шкале, видимая звездная величина Солнца колоссальна (m_v= –26,8). А вот у звезды Барнарда в созвездии Змееносца (расположенной всего в шести световых годах от нас) видимая звездная величина намного меньше (m_v= +9,5), и поэтому она гораздо тусклее и без телескопа ее на небе не найти.

Одно дело – количественно оценить световой поток, исходящий от звезды, или ее видимый блеск. И совсем другое – узнать собственную светимость звезды, иными словами, то, сколько энергии она излучает в космическое пространство каждую секунду. Чтобы определить этот параметр, необходимо знать, как далеко она находится, вот почему та роль, которую играют звезды в окрестностях Солнца, настолько важна. Мы с высокой степенью достоверности знаем, на каком расстоянии от Земли они находятся, и поэтому можем с уверенностью судить об их светимости. Световой поток от любого источника уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Это соотношение можно выразить формулой f = L/(4πd ²), где f – измеренный поток, L – собственная светимость, а d – расстояние. Аналогичные законы обратных квадратов справедливы для гравитационной силы, электрической силы и интенсивности звука, поскольку в трехмерном пространстве все эти «действия на расстоянии» предполагают ослабление соответствующего эффекта с увеличением площади воздействия. Если вы знаете расстояние до звезды, то для определения ее светимости можете изменить соотношение так: L = (4πd²) ∙ f. Астрономы часто предпочитают выражать его иначе, в системе звездных величин. Они определяют абсолютную звездную величину (М) небесного светила как видимую звездную величину (m), которую оно имело бы, если бы находилось на расстоянии 10 парсек (32,6 светового года) от наблюдателя. Это позволяет им воспользоваться следующей формулой: m – M = 5 lg (d/10).

Зная это соотношение модуля расстояния и то, насколько далеко от вас находится небесное светило, вы могли бы определить, что Сириус – звезда с высокой светимостью (его абсолютная звездная величина, М_v, составляет +1,42); Солнце и α Центавра А светят значительно слабее (М_v = +4,83; М_v = +4,36 соответственно); а звезда Барнарда – просто тлеющий уголек (М_v = = +13,22).

Соотнесение абсолютных звездных величин с собственной светимостью звезд предполагает еще одну логарифмическую формулу: M₂ – M₁ = –2,5 lg (L₂ / L₁), где M₂ и M₁ – абсолютные звездные величины двух светил, L₂ и L₁ – соответствующие им светимости (в ваттах), а знак «минус» снова указывает на «обратную» природу шкалы звездных величин. Вычисление соотношения светимости дает

И если вернуться к Сириусу, то можно увидеть, что его меньшая абсолютная звездная величина указывает на его собственную светимость, которая примерно в 25 раз больше, чем у Солнца и α Центавра А. А по сравнению со звездой Барнарда Сириус ослепительно блистает: его светимость больше в 52 000 раз!

Цвета звезд и спектральные классы

Большинству из нас Солнце кажется желтоватым – и такой же кажется самая яркая звезда в ближайшей к нам звездной системе, α Центавра А, если смотреть на нее невооруженным глазом. Сириус, α Большого Пса, напротив, выглядит бело-голубым, а звезда Барнарда в созвездии Змееносца при наблюдении в телескоп имеет явный красноватый оттенок. Разнообразная звездная палитра указывает на широкий диапазон поверхностных температур небесных светил: у самых красных звезд температуры сравнительно низкие, в 2000–3000 К; у желтоватых, таких как Солнце, – 5000–6000 К, а у бело-голубых звезд, таких как Сириус, гораздо выше – в 8000–10 000 К. Эти интерпретации звездных цветов были подтверждены зарегистрированными звездными спектрами, при создании которых свет от каждой звезды разлагается в видимый спектр с помощью призмы или дифракционной решетки (рис. 6.1).

В спектре красноватых звезд, подобных звезде Барнарда, наблюдается множество спадов и разрывов, соотнесенных с присутствием определенных молекул в звездных атмосферах. Если в них предполагается наличие молекул таких веществ, как оксид титана и гидроксид кальция, значит, температура их поверхности достаточно низка для таких сравнительно хрупких молекул и не превышает нескольких тысяч кельвинов. У желтоватых звезд, таких как Солнце и α Центавра А, на наличие молекул в атмосфере не указывает ничего, но в их спектре проявляются отдельные спады, указывающие на присутствие «металлических» элементов, таких как кальций, магний и железо. Электроны в этих элементах уже «приведены в боевую готовность», чтобы активизироваться под воздействием звездного света, пришедшего из нижележащих слоев, при температуре атмосферы около 4000–6000 К. У бело-голубых звезд, подобных Сириусу, не проявляется молекулярных или «металлических» спектральных особенностей. В их спектре преобладают спады, соответствующие предсказанному спектру водорода. Этот простейший из атомов наиболее чувствителен к поглощению звездного света, испущенного из нижележащих слоев, при температурах около 8000–12 000 K.

Рис. 6.1. Видимые спектры ближайших звезд показывают значительные различия, которые можно объяснить различной температурой поверхности звезд. Здесь сравниваются спектральные характеристики таких звезд, как Сириус, α Центавра А и звезда Барнарда. Обратите внимание, что звезды спектрального класса А (Сириус) проявляют наибольшую яркость на «синем» (коротковолновом) конце своего спектра, в то время как звезды спектрального класса М (звезда Барнарда) – на его «красном» (длинноволновом) конце, в полном соответствии с их наблюдаемыми цветами. Более того, паттерны спектральных линий поглощения позволяют выявить значительные перемены, которые, опять же, можно соотнести с разными температурами поверхности звезд. (По источнику: Galaxies in the Universe, L. S. Sparke and J. S. Gallagher, Cambridge University Press [2000], материалы любезно предоставлены L. S. Sparke.)

К началу XX века астрономы успешно сфотографировали спектры более чем 200 000 звезд и на основе их визуального изучения разработали последовательность звездных «спектральных классов», которую мы используем и сегодня. Спектральные классы, распределенные в зависимости от температур звездной поверхности, от самых высоких до самых низких, обозначаются так: O, B, A, F, G, K и M. Забавная мнемоника для этой закодированной последовательности звучит на английском как: Oh Be A Fine Girl [or Guy], Kiss Me! – «О, будь хорошей девочкой [или мальчиком], поцелуй меня!» (буквы, обозначающие классы, выделены полужирным начертанием). В такой кодировке Сириус относится к классу А; Солнце и α Центавра А – к классу G, а звезда Барнарда – к классу М. Для дальнейшего разделения спектральных классов к букве добавляют цифру, при этом цифра 0 присваивается самой горячей звезде из класса, а 9 – самой холодной. Согласно этой схеме, Солнце с температурой поверхности 5800 К входит в класс G2. В таблице 6.1 кратко описана последовательность спектральных классов и указаны соответствующие им температуры поверхности звезд. Показатель цвета (B – V), приведенный в таблице, относится к разнице видимых звездных величин, измеренных в двух фильтрах, голубом (В) и желтом (V). Чем краснее видимый цвет, тем больше показатель цвета B – V и тем ниже температура поверхности.

Таблица 6.1

Наблюдаемые свойства ближайших звезд

Спектральный класс

Показатель цвета (

В – V

)

Особенности спектра

Температура поверхности, K

О5 – О9

фиолетово-голубой (–0,33) – (–0,30)

ионизированный гелий

60 000–30 000

В0 – В9

голубой (–0,30) – (–0,06)

нейтральный гелий, водород

26 500–10 000

А0 – А9

бело-голубой (+0,00) – (+0,19)

водород (наиболее выражен)

9900–7800

F0 – F9

желто-белый (+0,31) – (+0,54)

водород (слабо выражен), ионизированный кальций

7000–6000

G0 – G9

желтый (+0,59) – (+0,74)

ионизированный кальций, ионизированное железо

5900–5400

K0 – K9

оранжевый (+0,82) – (+1,35)

ионизированный кальций (наиболее выражен), натрий (наиболее выражен)

5200–4000

M0 – M9

красный (+1,41) – (+2,00)

оксид титана, гидроксид кальция

3700–2700

(Данные в таблице основаны на источнике: Harold L. Johnson, Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 4 [1966], pp. 193–206; а также на статье онлайн-энциклопедии: http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classifi cation и на других ресурсах.)

Следует отметить, что астрономы обнаружили еще более холодные звезды, причисленные к другим спектральным классам, – это класс L, куда входят звезды с температурой поверхности от 2500 до 1300 К, и класс Т, в котором оказались светила с температурой менее 1300 К. Первые едва ли могут считаться настоящими звездами, создающими энергию, необходимую для излучения света, благодаря идущему в их недрах термоядерному синтезу ядер гелия из ядер водорода. Звезды типа Т слишком холодны для такого термоядерного синтеза и поэтому должны полагаться на иной источник энергии, наличие которого могло бы объяснить их слабое излучение, – скорее всего, таким источником становится тепло, которое возникает за счет гравитационной энергии, высвобожденной при их образовании. Эти самые холодные из звездных объектов получили наименование коричневых карликов. Они необычайно тусклые, и из-за этого о них известно очень мало.

Сводим все воедино: диаграмма Герцшпрунга – Рессела

Точно установив расстояния до звезд, астрономы могут легко преобразовать наблюдаемый звездный блеск (или световой поток) в собственную светимость. Это важное свойство звезды, и наряду с температурой ее поверхности (определяемой по наблюдаемому показателю цвета звезды или спектральному классу) оно дает необходимые указания на классы звезд, странствующих в окрестностях Солнца и за их пределами (рис. 6.2).

Диаграмма Герцшпрунга – Рессела (или Г – Р), впервые разработанная в 1913 году датчанином Эйнаром Герцшпрунгом и американцем Генри Норрисом Ресселом, показывает различные классы светимости звезд. «Густонаселенная» главная последовательность проходит по диагонали от верхнего левого угла к нижнему правому. В этом «ансамбле» играет подавляющее большинство звезд. На главной последовательности самые голубые и горячие звезды – самые яркие, а самые красные и холодные – наиболее тусклые. Это следует из поверхностной температуры звезды, при которой светимость меняется приблизительно как температура в четвертой степени. Полное соотношение выражается следующей формулой: L = σ(4πR²)T⁴, которая количественно определяет тепловое излучение, исходящее от сферической поверхности горячего тела (которое мыслится как идеальный излучатель, или абсолютно черное тело, пребывающее в тепловом и радиационном равновесии с окружающей средой). Величина (4πR²) соответствует площади излучающей поверхности сферического тела (в квадратных метрах), температура поверхности (Т) измеряется в кельвинах, а σ в этой формуле – коэффициент пропорциональности, постоянная Стефана – Больцмана. При привязке к светимости Солнца, L_Sun, соотношение упрощается: L / LSun = (R / RSun)²(T / TSun)⁴.

Рис. 6.2. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела, показывающая светимости и температуры поверхности звезд в окрестностях Солнца и за их пределами. Расстояния до всех звезд на этой диаграмме определены по их геометрическим параллаксам. Диагональная главная последовательность достаточно населена; яркие голубые звезды занимают верхний левый угол, тусклые красные звезды – правый нижний. В ветви гигантов относительно меньше звезд, что согласуется с ограниченным объемом пространства, измеримого с помощью метода геометрического параллакса, и с относительной редкостью самих гигантов. Белых карликов на диаграмме мало из-за их крайней тусклости, из-за которой их очень трудно обнаружить. (По источнику: R. Powell, An Atlas of the Universe.)

Другими словами, радиус звезды и температура ее поверхности в значительной степени определяют ее светимость. Звезды на главной последовательности несколько различаются по радиусу и более заметно – по температуре. После возведения в четвертую степень вариации температуры ведут к огромной разнице в светимости. Скажем, если рассматривать только звезды, расположенные на главной последовательности, то представители спектральных классов О и В светят в 100 000 раз сильнее Солнца, а светимость Солнца в 10 000 раз выше, чем у звезд спектрального класса М. А вот у звезд-гигантов светимость выше, чем у их «коллег» со сходной температурой, занимающих главную последовательность, поскольку гиганты намного больше, – некоторые из них в сотни и тысячи раз больше Солнца. С белыми карликами все происходит с точностью до наоборот: они намного тусклее, чем их эквиваленты на главной последовательности, потому что они в сотни раз меньше. Многие белые карлики не больше Земли. В двенадцатой главе мы поговорим о том, какие эволюционные процессы лежат в основе этих различных классов звезд.

Звездные массы

Важнейшим физическим свойством звезды является только ее масса. Она определяет светимость звезды, ее эволюционный путь, общее время жизни и, в конечном итоге, ее финал. К сожалению, звездные массы нельзя определить, просто измерив расстояния до звезд, а также их температуру и светимость. Нужно наблюдать за тем, как звезда «танцует» с другой звездой. Отслеживая эти орбитальные фанданго, астрономы могут призвать на помощь ньютоновскую силу тяготения и установить отдельные массы в двойной звездной системе. Процесс легче понять, когда видны обе звезды, и отличным примером в данном случае станет двойная система Сириус А + Сириус B, в которой яркая звезда класса А, занявшая главную последовательность (Сириус А), и ее гораздо более тусклый спутник, белый карлик (Сириус В), медленно вращаются вокруг своего общего центра масс.

Сириус B был открыт в 1862 году, и с тех пор наблюдения показали, что две звезды движутся по эллиптическим орбитам с общим периодом в 50,1 года. Сириус А имеет меньшую орбиту, что соответствует его большей массе. Угловой диаметр большой полуоси орбиты Сириуса B – по отношению к Сириусу А – составляет 7,5″, что при ее протяженности в 8,6 светового года дает среднее расстояние в 20 а. е. Используя обобщенную версию третьего закона Кеплера, где P² (m_A + m_B) = a³, можно выразить период (Р) в годах, а протяженность большой полуоси (а) в астрономических единицах и, таким образом, вычислить сумму звездных масс (m_A + m_B) в единицах измерения, основанных на массе Солнца (M⊙ или, для данной книги, также M_Sun). Полученные в результате 3,2 солнечной массы в дальнейшем можно разделить на отдельные массы в соответствии с относительными размерами орбиты каждой звезды так, что m_A / m_B = a_B / a_A, где массы звезд обратно пропорциональны радиусам орбит (подумайте о том, как взрослый и ребенок располагаются на качелях, чтобы сохранить равновесие). Размер орбиты Сириуса А примерно вдвое меньше, чем у Сириуса В – значит, Сириус А вдвое тяжелее белого карлика. В итоге мы получим 2,15 M_⊙ для яркого Сириуса А и 1,05 M⊙ для чрезвычайно тусклого белого карлика Сириуса В – и теперь можем завершить досье на Сириус В, звездный объект, по массе сравнимый с Солнцем, но со светимостью всего в 2,6 % от солнечной и с радиусом, который в 119 раз меньше радиуса Солнца. Очевидно, что Сириус В – это звезда совсем другого класса.

По сравнению с системой Сириуса большинство двойных звездных систем далеко не так доброжелательны к астрономам. Они либо слишком далеки, либо слишком тесно связаны, чтобы различить их как отдельные. В таких случаях, а их довольно много, астрономы должны тщательно собрать всю прочую информацию, которая может им пригодиться для определения звездных масс. Наиболее полезными в данном случае оказались те двойные звезды, орбиты которых сильно наклонены к лучу нашего зрения. С нашей точки наблюдения общий блеск звездной системы будет периодически снижаться по мере того, как одна звезда затмевает другую. Отслеживая эти спады в течение продолжительного времени, астрономы могут определить и взаимный орбитальный период звезд, и то, насколько их орбиты совпадают с нашим лучом зрения. Если совпадение идеально, значит, движение звезд по направлению к нам и от нас в точности соответствует их орбитальным скоростям. Движение по лучу зрения, в свою очередь, можно определить по наблюдаемым доплеровским смещениям, заметным в изменениях длин волн на соответствующих спектральных линиях звезд. Учитывая эти особые обстоятельства, можно определить соотношение звездных масс в таком виде: m₂ / m₁ = v₁ / v₂ = Δλ₁ / Δλ₂, где масса звезды (m) обратно пропорциональна скорости звезды (v) и соответствующему доплеровскому смещению, заметному в изменении длины волны (Δλ). Как только размеры орбит будут получены из орбитального периода и скоростей, можно будет использовать третий закон Кеплера и вычислить звездные массы… Фух!