Текст книги "Астрономия. Популярные лекции"

Автор книги: Владимир Сурдин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 13 (всего у книги 16 страниц)

Рис. 10.14. Слева: Солнце в белом свете 5 июня 2012 г. (фото: Solar Dynamics Observatory, NASA); справа: снимок 28 октября 2003 г. (фото: SOHO, ESA, NASA).

Рядом с пятном можно различить светлые прожилки, их обычно называют факелами. Физикам это явление тоже должно быть понятно: горячая плазма не смогла прорваться в область пятна, магнитное поле ее туда не пустило, но ей надо куда-то деваться – и она прорывается рядом. Такими факелами окружено каждое пятно, но по краям Солнца они выглядят более контрастно (рис. 10.14).

Рис. 10.15. Так менялось количество пятен на Солнце за последние 400 лет наблюдений.

С начала XVII в., когда Галилей начал наблюдать Солнце, ведется хронология солнечной активности (рис. 10.15). На графике, демонстрирующем изменение во времени числа пятен или их общей площади, довольно четко соблюдается периодичность: примерно 11,5 лет отделяет каждый максимум от последующего максимума солнечной активности, т. е. периоды активности можно прогнозировать. Это важно, потому что в эпоху высокой активности Солнце представляет опасность, особенно для космической техники: чаще возникают неполадки, плотнее становятся верхние слои земной атмосферы и т. п.

С середины XVII по начало XVIII в. (в так называемый минимум Маундера) на Солнце вообще не отмечалось пятен, вспышек, мощных потоков газа, а на Земле это отозвалось малым ледниковым периодом. На старых голландских картинах изображали, как люди катаются по каналам на коньках: в то время это было распространенной забавой. А попробуйте сейчас зимой поехать в Голландию: каналы не замерзают, а если иной раз и замерзнут на неделю, то никто на такой лед выйти не решится.

Рис. 10.16. Солнечная поверхность в узком диапазоне линии Hα.

Когда мы фотографируем не в широком диапазоне излучения, а выделяем из всего спектра одну узкую спектральную линию, получаются довольно интересные портреты. Например, если наблюдать Солнце сквозь интерференционно-поляризационный фильтр, который пропускает свет только в окрестности линии Hα (соответствующей переходу электрона в атоме водорода с 3-го на 2-й энергетический уровень), то на фоне однородной поверхности солнечного диска видны яркие области, в которых водород интенсивно излучает, и темные – в которых он поглощает (рис. 10.16). Понятно, что яркие области более горячие. Но откуда берутся темные? Это взвиваются фонтаны газа, которые висят некоторое время над поверхностью Солнца, поддерживаемые магнитным полем. Их называют протуберанцами, это относительно холодные и плотные водородные облака, плавающие в разреженной и горячей солнечной атмосфере, и они частично поглощают свет, идущий с поверхности.

Рис. 10.17. Слева: Солнце 9 апреля 2013 г. в линии восьмикратно ионизованного железа Fe IX (17,1 нм). Справа: Солнце 30 марта 2010 г. в линиях He II (30,4 нм) и высокоионизованного железа. Фото: Solar Dynamics Observatory, NASA.

И совсем фантастическим Солнце выглядит в отдельных линиях ультрафиолетового диапазона, но такие портреты получаются только со спутников: до поверхности Земли излучение длиной волны менее 300 нм не доходит. В белом свете Солнце кажется спокойным, но в линии излучения ионизованного железа та же самая поверхность выглядит совсем по-другому. На синтетическом портрете, сложенном из нескольких спектральных линий, многое можно увидеть одновременно: тут и активные области, и выбросы-протуберанцы, и потоки газа в солнечной короне, и отдельные яркие точки, которых раньше не замечали вообще (рис. 10.17). Такие снимки рассказывают нам о том, как функционирует эта звезда на поверхности.

Особенно интересно получается, если делать снимки непрерывно и потом складывать из отдельных кадров «мувики». Так, один из старейших орбитальных телескопов, SOHO, уже 20 лет летает в космосе и несколько раз в час фотографирует Солнце через фильтр, пропускающий линии излучения водорода. Просматривая серии таких снимков, мы видим вспышки и протуберанцы в развитии, а также вращение звезды. Солнце вращается не особенно быстро: примерно за 27 суток оно делает один оборот вокруг своей оси. Но есть звезды, которые оборачиваются за несколько часов. Причина медленного вращения Солнца в том, что в процессе формирования нашей Солнечной системы планеты «отобрали» у своей звезды момент импульса, так что полный момент Солнечной системы в основном принадлежит планетам и складывается из их орбитального движения, прежде всего движения массивного Юпитера. Поэтому если мы видим, что какая-то звезда быстро вращается, то планет у нее, скорее всего, нет.

Рис. 10.18. Структура магнитного поля Солнца в области солнечного пятна детально «обрисована» потоками ионизованного газа.

Детальный снимок окрестности солнечного пятна, сделанный в области одной спектральной линии ионизованного железа, хорошо показывает структуру магнитного поля (рис. 10.18). Насыпанные на картонку железные опилки при поднесении снизу магнита выстраиваются вдоль силовых линий магнитного поля – точно так же ориентируются и потоки плазмы вокруг пятен, представляющих собой магнитные полюсы. Таким образом, мы можем непосредственно изучать магнитные поля и поведение газа в этих магнитных полях. Поля там неслабые, порядка тысячи гауссов. В принципе такую напряженность можно получить и на Земле, но это нелегко. А тут у нас, можно сказать, бесплатная физическая лаборатория, в которой можно наблюдать и изучать магнитную газодинамику.

Рис. 10.19. Выброс протуберанца 3 февраля 2016 г. Фото: NASA.

Как правило, протуберанцы спокойные. Они приподнимаются магнитным полем, еще немного свет на них давит снизу, т. е. получается магнитная ловушка, в которой висит плазменное облако; оно остывает – и тогда мы его видим. Иногда газ все-таки покидает поверхность Солнца, и его потоки устремляются из фотосферы в более высокие слои атмосферы – хромосферу и корону. Корону мы видим редко, потому что она хоть и очень горячая, более миллиона градусов, но очень разрежена и поэтому света дает мало. Только во время солнечного затмения, когда солнечный диск закрыт Луной, мы замечаем, что у Солнца атмосфера очень протяженная и динамично меняющаяся: потоки газа вырываются из нее довольно интенсивно. На хороших снимках солнечного затмения мы прослеживаем корону очень далеко, и она каждый раз разная, потому что меняется активность в разных областях Солнца.

Рис. 10.20. Солнечная корона, сфотографированная во время полных солнечных затмений 2015 г. (слева) и 2012 г. Фото: Милослав Друкмюллер (Miloslav Druckmüller).

А теперь сопоставьте известные вам данные: поверхность Солнца нагрета всего до 5—6 тысяч градусов, но отходим дальше в холодный космос – и вдруг миллионы градусов. Странная картина, правда? Вроде бы тепло течет от нагревателя к холодильнику, а поверхность Солнца – это и есть холодильник по сравнению с ядром. Что приносит туда энергию, что нагревает корону?

Рис. 10.21. В фотосфере Солнца постоянно происходят «нановспышки» с относительно небольшим выделением энергии, около 240 Мт ТНТ. Они существенно подогревают солнечную корону.

До сих пор выдвигали разные гипотезы для объяснения необычно высокой температуры газа в короне – и звуковые волны, и магнитные. Лишь недавно астрофизики поняли, откуда у короны такая высокая температура: причиной являются микровспышки на поверхности Солнца, малюсенькие яркие точки в области контакта между всплывающими в виде гранул потоками газа (рис. 10.21). Но «микро-» такая вспышка лишь в масштабе всего Солнца, а абсолютная величина энергии каждой вспышки – порядка сотни мегатонн тринитротолуола (ТНТ). Для сравнения: энергия взрыва самой мощной бомбы за всю историю человечества (водородной) – 50 мегатонн (это была наша бомба, отечественная). А тут – сотни мегатонн, тем не менее мы их называем «нановспышками», потому что на Солнце они почти не заметны.

Рис. 10.22. Протуберанцы на Солнце. Фото: NASA, 2010 г.

Рис. 10.23. Корональный выброс массы на Солнце 8 января 2002 г. Фото космической обсерватории SOHO (NASA, ESA).

Вспышка выглядит так: магнитные поля сжимают плазму, от этого она за короткое время сильно разогревается. По сути, происходит взрыв магнитной бомбы, на поверхности Солнца возникает возмущение, от которого расходятся тяжелые (иногда физики говорят – гравитационные) волны, подобные волнам на поверхности воды. Вспышка как бы стукнула по поверхности – и пошла волна, типичное цунами. В каждой такой вспышке выделяется достаточно энергии, чтобы нагреть большой кусок плазмы и выбросить его с поверхности. Не обязательно насовсем: он может взлететь и потом упасть – ведь от Солнца оторваться нелегко (рис. 10.22). Бывает, что облако выбрасывается со второй космической скоростью – это называют корональными выбросами массы, – и вещество летит в разные стороны. Если комета сталкивается с таким выбросом, у нее может оторвать хвост. Правда, тут же вырастет новый, как у ящерицы, потому что ядро кометы постоянно испаряется.

Рис. 10.24. Схема образования полярного сияния.

Рис. 10.25. Фото полярного сияния, сделанное астронавтом ЕКА А. Герстом с борта Международной космической станции. Источник: ESA/NASA.

Рис. 10.26. Полярное сияние на Сатурне и Юпитере. Здесь ультрафиолетовые снимки полярных сияний совмещены с оптическими снимками планет. Фото: «Хаббл», NASA.

Налетают солнечные выбросы и на Землю. Когда такое плазменное облако обрушивается на нашу атмосферу, мы наблюдаем полярное сияние (рис. 10.25). Для нас эти события важны, поэтому за солнечными чудесами сегодня следит множество спутников. Полярное сияние также возникает и на Юпитере, и на Сатурне (рис. 10.26), и даже на Уране.

11. Звездный свет

Звезды – это, пожалуй, самое интересное, что есть в астрономии. Кроме того, их внутреннее строение и эволюцию мы понимаем лучше, чем что-либо в космосе (во всяком случае, нам так кажется). С планетами дело обстоит не очень хорошо, потому что их внутренности очень трудно исследовать – мы видим только то, что на поверхности. А что касается звезд, то большинство из нас уверены, что они устроены просто.

В начале прошлого века один молодой астрофизик высказался на семинаре у Эддингтона в том духе, что проще звезд ничего нет. На что более опытный астрофизик ответил: «Ну да, если вас рассматривать с расстояния в миллиарды километров, то вы тоже покажетесь простым». На самом деле звезды не так просты, как кажется. Но все-таки их свойства исследованы наиболее полно. Тому есть две причины. Во-первых, мы умеем численно моделировать звезды, потому что, как нам представляется, они сделаны из идеального газа. Точнее, из плазмы, которая ведет себя как идеальный газ с простым уравнением состояния (это связь между температурой, плотностью и давлением). Планеты же намного сложнее. Во-вторых, иногда нам удается заглянуть в недра звезд, хотя пока это касается в основном Солнца.

К счастью, у нас в стране было и остается много хороших астрофизиков, специалистов по звездам. Связано это в основном с тем, что были хорошие физики, которые делали ядерное оружие, а звезды представляют собой природные ядерные реакторы. И когда оружие было сделано, многие физики переключились на исследование звезд, потому что это объекты в чем-то подобные. И они написали хорошие книги на эту тему.

Посоветую вам две книжки, которые до сих пор, на мой взгляд, остаются лучшими из книг на русском языке. «Физика звезд», автор которой – известный физик и талантливый преподаватель Самуил Аронович Каплан, написана почти сорок лет назад, но основы с тех пор не изменились. А современные сведения о физике звезд вы найдете в книге «Звезды» из серии «Астрономия и астрофизика», которую сделали мы с коллегами. Она пользуется таким интересом у читателей, что вышла уже тремя изданиями. Есть и другие книги, но в этих двух содержится практически исчерпывающая информация для тех, кто знакомится с предметом.

Такие разные звезды

Рис. 11.1. Принципиальная схема прибора для спектрального анализа.

Если мы посмотрим на звездное небо, то заметим, что звезды имеют разную яркость (видимый блеск) и разный цвет. Понятно, что блеск может быть делом случая, поскольку одна звезда ближе, другая – дальше, и по нему трудно сказать, какова звезда на самом деле. А вот цвет рассказывает нам о многом, потому что чем выше температура тела, тем дальше в голубую область сдвигается максимум в спектре излучения. Казалось бы, мы можем просто на глаз оценить температуру звезды: красная – холодная, голубая – горячая. Как правило, это действительно так и есть. Но иногда возникают и ошибки, связанные с тем, что между звездой и нами есть какая-то среда. Иногда она очень прозрачна, а иногда не очень. Всем известен пример с Солнцем: высоко над горизонтом оно белое (мы его называем желтым, но для глаза оно почти белое, потому что его свет нас ослепляет), но Солнце краснеет, когда восходит или заходит за горизонт. Очевидно, что не у самого Солнца меняется температура поверхности, а среда изменяет видимый цвет, и об этом надо помнить. К сожалению, для астрономов это большая проблема – угадать, насколько изменился цвет, т. е. видимая (цветовая) температура звезды, за счет того, что ее свет прошел сквозь межзвездный газ, атмосферу нашей планеты и прочие поглощающие среды. Спектр звездного света – характеристика намного более надежная, потому что его трудно сильно исказить. Всё, что мы знаем сегодня о звездах, мы прочитали в их спектрах. Исследование звездного спектра – это огромная, тщательно разработанная область астрофизики.

Рис. 11.2. Спектр абсолютно черного тела при разных температурах. Указано положение центров полос пропускания фильтров B и V. Ширина полос – около 1000 Å.

Рис. 11.3. Распределение энергии в спектре звезды. Показаны центры полос пропускания светофильтров B и V на фоне спектров излучения Солнца.

Интересно, что менее двухсот лет назад известный философ Огюст Конт сказал: «Мы уже многое узнали о природе, но есть такое, что мы не узнаем никогда, – это химический состав звезд, потому что их вещество никогда не попадет к нам в руки». Действительно, в руки к нам оно вряд ли когда-нибудь попадет, но прошло буквально 15–20 лет, и люди изобрели спектральный анализ, благодаря которому о химическом составе как минимум поверхности звезд мы узнали практически всё. Так что никогда не говори «никогда». Напротив, всегда найдется способ сделать то, во что ты поначалу не веришь.

Но прежде чем говорить о спектре, посмотрим еще раз на цвет звезды. Мы уже знаем, что максимум в спектре с увеличением температуры смещается в голубую область (рис 11.3), и это надо использовать. И астрономы научились это использовать, потому что снять полный спектр – дело очень затратное. Нужны большой телескоп и длительное время наблюдения, чтобы накопить достаточно света на разных длинах волн – и при этом получить результат лишь для одной исследуемой звезды. А цвет можно измерять очень просто, причем для многих звезд одновременно. И для массового статистического анализа мы просто фотографируем их два-три раза через разные светофильтры с широким окном пропускания. Обычно двух фильтров – Blue (B) и Visual (V) – уже достаточно, чтобы в первом приближении определить температуру поверхности звезды. Например, есть три звезды, у которых разные температуры поверхности и разный цвет. Если одна из них – типа Солнца (температура около 6000 K), то на обоих снимках она будет примерно одинаковой яркости, но свет более холодной звезды станет сильнее гаситься B-фильтром, сквозь него будет проходить мало длинноволнового излучения, поэтому она будет казаться нам «слабенькой» звездочкой. А с более горячей звездой дело будет обстоять прямо противоположным образом.

Рис. 11.4. Спектры химических элементов в видимой области.

Но бывает мало двух фильтров: всегда можно ошибиться, как с Солнцем на горизонте. Поэтому помимо окон пропускания Visual и Blue астрономы обычно используют и третье – Ultraviolet, на границе прозрачности атмосферы. Три снимка уже вполне точно говорят о том, в какой мере межзвездная среда ослабляет свет каждой звезды и какова собственная температура поверхности звезды. Для массовой классификации звезд такая трехполосная фотометрия – пока единственный способ, позволивший изучить более миллиарда звезд.

Вселенская паспортизация звезд

Спектр, конечно, гораздо полнее характеризует звезду. Он представляет собой «паспорт» звезды, потому что спектральные линии говорят нам об очень многом. К словам «спектральные линии» мы все привыкли, представляем, что это такое. По горизонтальной оси – длина волны, связанная с тем, на какой частоте излучается свет. Но каково происхождение формы линий, почему они выглядят как прямые вертикальные черточки, а не кружочки, треугольники или какие-нибудь загогулинки? Спектральная линия – это монохроматическое изображение входной щели спектрографа. Если сделать щель в виде крестика, то получится набор крестиков разного цвета. О таких простых вещах студент-физик, по-моему, должен задумываться. Или, как в армии, сказали «линия» – значит линия? Отнюдь не всегда это линия, потому что в спектрографе не обязательно используется входная щель, хотя, как правило, входное отверстие – это вертикальная прямоугольная щель, так удобнее.

Рис. 11.5. Горячий газ испускает лучи с дискретным спектром, электропроводящий материал генерирует сплошной спектр.

В схеме любого спектрографа всегда есть диспергирующий элемент: в этом качестве может выступать призма или дифракционная решетка. Звезда – облачко горячего газа – испускает характерный набор квантов разных частот. Мы пропускаем их через входную щель и диспергирующий элемент и получаем изображения щели в разных цветах, упорядоченно расположенные по длине волны (рис. 11.5).

Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатым. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, то получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум – непрерывный спектр.

Рис. 11.6. Спектр Солнца или яркой звезды для детального исследования можно сильно растянуть, нарезать на кусочки и сложить стопкой от красного конца к синему. Технически это делается с помощью двух скрещенных дифракционных решеток: одна создает спектр с высокой дисперсией, соседние порядки которого частично накладываются друг на друга, а вторая раздвигает их в перпендикулярном направлении.

А теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спираль. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки», – получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»? Потому что атому все равно, куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.

Спектральные линии обычно весьма широкие, и распределение яркости внутри них неравномерное. Это обстоятельство тоже заслуживает внимания. Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) обычно можно выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?

Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий – ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов он составляет от 10^–8 до 10^–10 с. Если вы «обрежете» на концах синусоиду электромагнитной волны, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.

В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина – к нам, половина – от нас, если рассматривать лучевую проекцию скорости. В результате эффекта Доплера излучение первых сдвигается в синюю сторону, вторых – в красную. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.

Доплеровское уширение может происходить и по другим причинам, например в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды «кипит»: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего – опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие – от нас. Конвективный эффект Доплера иногда бывает более сильным, чем тепловой.

Рис. 11.7. Схема формирования красного и синего смещения при движении источников волн и механизм теплового уширения спектральных линий.

Когда мы смотрим на фотографию звездного неба, нам трудно понять, какова величина звезд на самом деле. Например, есть красная и голубая. Если бы я ничего не знал о них, я бы мог подумать так: у красной звезды не очень высокая температура поверхности, но, если я вижу ее довольно яркой, она расположена близко ко мне. Но тогда с определением относительной дальности до голубой звезды, которая светит слабее, у меня возникнет проблема. Я размышляю: голубая – значит горячая, но мне не понять, близко или далеко она от меня. Ведь она может быть большого размера и излучать большую мощность, но находиться столь далеко, что света оттуда приходит мало. Или же, напротив, она может светиться так слабо потому, что очень маленькая, хотя и близкая. Как же отличить большую звезду от маленькой? Можно ли по спектру звезды определить ее линейный размер? Казалось бы, нет.

Рис. 11.8. Спектры звезд-карликов и звезд-гигантов различаются шириной линий.

Тем не менее это возможно! Дело в том, что маленькие звезды – плотные, а у больших атмосфера разрежена, поэтому газ в их атмосферах находится в разных условиях. Когда мы получаем спектры так называемых звезд-карликов и звезд-гигантов, то сразу же видим различия в характере спектральных линий (рис. 11.8). В разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучают все они практически одинаково, поскольку не мешают друг другу, так что спектральные линии гигантов имеют ширину, близкую к естественной. А вот карлик – звезда массивная, но очень маленькая и, значит, с очень высокой плотностью газа. В ее атмосфере атомы постоянно взаимодействуют друг с другом, мешая соседям излучать на строго определенной частоте, потому что у каждого атома есть свое электрическое поле, которое влияет на поле соседа. Из-за того, что атомы находятся в разных условиях окружения, происходит так называемое штарковское уширение линии, т. е. по форме, как говорят, «крыльев» спектральных линий мы сразу угадываем плотность газа на поверхности звезды и ее типичный размер.

Рис. 11.9. Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий.

Доплеровский эффект может проявляться и из-за вращения звезды в целом. Мы не можем различить края удаленной звезды, она для нас выглядит как точка, но от приближающегося к нам края все линии спектра испытывают голубое смещение, от удаляющегося от нас – красное (рис. 11.9). В сумме это приводит к уширению спектральной линии. Оно выглядит не так, как эффект Штарка, по-другому меняет форму спектральной линии, поэтому можно понять, в каком случае на ширину линии повлияло вращение звезды, а в каком – плотность газа в ее атмосфере. Фактически это единственный способ измерения скорости вращения звезды, потому что звезд в виде шариков мы не видим, все они для нас – точки.

Движение звезды в пространстве тоже влияет на спектр из-за эффекта Доплера. Если две звезды движутся вокруг друг друга, оба их спектра смешиваются и ходят один на фоне другого, т. е. периодическое смещение линий туда-сюда – признак орбитального движения звезд.

А что мы можем получить из серии меняющихся во времени спектров? Мы измеряем скорость (по амплитуде смещения), орбитальный период, а по этим двум параметрам, пользуясь третьим законом Кеплера, рассчитываем суммарную массу звезд. Иногда по косвенным признакам удается разделить эту массу между компонентами двойной системы. В большинстве случаев это единственный способ измерить массу звезд.

Рис. 11.10. Модель Солнца и планет, демонстрирующая соотношение их размеров.

Кстати, диапазон масс звезд, которые изучены на сегодняшний день, не очень велик: разница составляет немногим больше 3 порядков величины. Наименее массивные звезды – порядка 0,1 массы Солнца: меньшая масса не позволяет потенциальной звезде запустить термоядерные реакции. Наиболее массивные звезды, которые мы недавно обнаружили, имеют массу в 150 солнечных. Это уникумы, таких известно пока только две из нескольких миллиардов.

Рис. 11.11. Периодическое изменение блеска звезды – признак затмений в двойной системе.

Рис. 11.12. Есть звезды намного меньше и намного крупнее Солнца.

Наблюдая редкие двойные системы, в орбитальной плоскости которых мы находимся, мы тоже можем многое узнать о паре звезд, используя только наблюдательные характеристики, т. е. то, что можем непосредственно увидеть, а не рассчитать на основе каких-то законов. Поскольку мы не различаем их поодиночке, мы видим просто источник света, блеск которого время от времени меняется: происходят затмения, пока одна звезда проходит на фоне другой (рис. 11.11). Более глубокое затмение означает, что холодная звезда закрыла собой горячую, а менее глубокое – наоборот, горячая закрыла собой холодную (закрытые площади одинаковы, поэтому глубина затмения зависит только от их температуры). Помимо орбитального периода мы измеряем светимость звезд, из которой определяем их относительную температуру, а по длительности затмения рассчитываем размер.

Рис. 11.13. Относительный размер ближайших звезд и Юпитера.

Размер звезд, как мы знаем, огромен. По сравнению с планетами они просто гигантские. Солнце – наиболее типичная по размеру звезда, наравне с такими давно известными, как Альфа Кентавра и Сириус. Есть звезды заметно меньше их, одна из самых мелких (и одновременно одна из самых близких к нам) – Проксима, она чуть больше Юпитера. А есть звезды намного крупнее, причем на некоторых стадиях эволюции они раздуваются до невероятных размеров и становятся заметно больше всей нашей планетной системы. В целом размеры звезд (в отличие от их масс) укладываются в огромный диапазон – 7 порядков величины.

Рис. 11.14. Размер звезды Бетельгейзе в сравнении с диаметрами орбиты Земли и Юпитера. Фото космического телескопа «Хаббл».

Пожалуй, единственная звезда, диаметр которой мы измерили напрямую (благодаря тому, что она недалеко от нас), – это сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Орион: на снимках телескопа «Хаббл» она – не точка, а кружок (рис. 11.14). Если эту звезду поставить на место Солнца, она «съест» не только Землю, но и Юпитер, полностью накроет его орбиту.

Рис. 11.15. Звезда Бетельгейзе выглядит имеющей разные размеры и форму, если фотографировать ее в оптическом, дальнем инфракрасном и микроволновом диапазонах. На правом снимке центр звезды закрыт черным кружком, внутри которого в том же масштабе помещено предыдущее изображение.

Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы ее измеряем? На оптических снимках звезда четко ограничена в пространстве, и кажется, что вокруг ничего нет. Значит, сфотографировали Бетельгейзе в видимом свете, приложили линейку к изображению – и готово? Но это, оказывается, еще не всё. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения (рис. 11.15) видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон – и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, она в несколько раз крупнее всей нашей Солнечной системы.

Звезда в общем случае – это газовое образование, которое не замкнуто в жестких стенках (в космосе их нет) и поэтому не имеет границ. Формально любая звезда простирается бесконечно (точнее, пока не достигнет соседней звезды), интенсивно испуская газ, который называют звездным ветром (по аналогии с солнечным ветром). Поэтому, говоря о размере звезды, всегда нужно уточнять, в каком диапазоне излучения мы его определяем, тогда будет более понятно, о чем речь.

Размеры и массы звезд

Диаметр Солнца – 1 392 000 км, что в 109 раз больше диаметра Земли и примерно в 10 раз – диаметра Юпитера. Как видим, наша звезда намного крупнее входящих в ее систему планет. Масса Солнца (М_☉) составляет около 2 · 10³⁰ кг: оно массивнее Земли в 333 000 раз и Юпитера – в 1000 раз. Размер и массу других звезд обычно выражают в единицах размера и массы Солнца – довольно типичной звезды.

Самые массивные среди известных звезд примерно в 150 раз массивнее Солнца. А вот указать минимальную массу звезды не так просто: для этого нужно решить, как именно провести границу между звездами и планетами. Из теоретических расчетов известно, что масса звезды, светящейся, подобно Солнцу, за счет термоядерных реакций, не может быть меньше 0,07 М_☉. Следовательно, самые массивные звезды всего в 1500 раз «тяжелее» самых маломассивных. Удивительно, что светимости звезд при этом различаются почти в триллион раз!

Размеры звезд различаются не так сильно, но тоже значительно – почти в миллиард раз (если принимать в расчет нейтронные звезды). При этом самые большие звезды – не обязательно самые массивные. Известны звезды, которые больше нашего Солнца по диаметру примерно в 1500 раз, при этом некоторые из них не отличаются существенно от Солнца по массе, а значит, имеют среднюю плотность в миллионы раз меньше, чем Солнце. И это при том, что средняя плотность Солнца не особенно впечатляет: она равна 1,4 т/м³, лишь немногим больше плотности воды.