Черным дырам промежуточной массы(intermediate mass black holes) их умное название досталось от специалистов, которые их открыли, но пока слабо представляют, что же они открыли. Одни ученые считают, что это "подростковый" этап развития будущих сверхмассивных черных дыр и их масса намного меньше той, которая у них будет в будущем. По мнению этих ученых, проглатывая все вокруг, они неизбежно в будущем приобретут огромную массу. Другие ученые полагают, что эти черные дыры — нечто совершенно особенное, но что? Конечно, очень хотелось бы это знать, но увы, пока данных недостаточно и необходимы новые исследования. Эти черные дыры имеют массу, примерно в 500-1000 раз превышающую массу Солнца.
По правде говоря, сверхмассивные черные дыры — это не звезды. И, скорее всего, не являются ими и черные дыры промежуточной массы. Но я все-таки решил уделить им немного внимания. Не зная о черных дырах, нельзя называть себя астрономом. Как только вы начнете выдавать себя за астронома, вам сразу начнут задавать всевозможные вопросы о черных дырах. А теперь угадайте, много ли вопросов вам зададут о звездах главной последовательности и о молодых звездных объектах?
Диаграммы звезд
Чтобы лучше понять, что представляют собой различные типы звезд, на основании данных наблюдений построим графики. Отложим значения звездной величины (или степени блеска) звезды по вертикальной оси, а цвет (или температуру) — по горизонтальной. Такой график называется диаграммой "цвет— звездная величина", или диаграммой Герцшпрунга-Ресселла, сокращенно H-R-диаграммой, в честь двух астрономов, которые первыми ее построили (рис. 11.4).
Рис. 11.4. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла
Читая курс астрономии в Калифорнийском университете (Лос-Анджелес) и университете Мэриленда, я всегда могу сказать, кто из студентов учится, а кто — нет. Когда на коллоквиуме я спрашиваю, какие параметры отображены на H-R-диаграмме, некоторые студенты отвечают: "Н и R". И мне сразу все становится ясно.
Спектральные типы: какого цвета моя звезда?
Сначала астрономы понятия не имели, что представляют собой различные типы звезд, поэтому они просто группировали их вместе (именуя их тип А, тип Ви т. д.) на основе сходства их спектров. Впоследствии астрономы поняли, что спектральные типы отражают температуры и другие физические условия в атмосфере звезд, где их свет выходит в космическое пространство. Как только ученые поняли, что означают цвета, они упорядочили спектральные типы в зависимости от температуры, а Герцшпрунг с Ресселлом построили диаграмму. При этом некоторые лишние типы они исключили.
Основные спектральные типы, отображенные на H-R-диаграмме, — это О, В, А, F, G, К, М, от самых горячих звезд до самых холодных. Студенты университетов запоминают эту последовательность букв с помощью следующей фразы: "Oh, be a fine girl (guy), kiss me" [33](первые буквы этих слов составляют нужную аббревиатуру).
В табл. 11.1 перечислены общие свойства звезд каждого спектрального класса.
Классификация светимости
У каждого спектрального класса есть подразделения. Например, Солнце имеет спектр G2V, т. е. считается звездой типа G, немного более холодной, чем звезда типа G0 или G1, и немного более горячей, чем звезда типа G3. Но Солнце намного холоднее звезды типа К и считается карликом главной последовательности, на что указывает римская цифра "V". "V" называется классом светимости Солнца. Каждая звезда относится к некоторому классу светимости, который обозначается римской цифрой.
Сверхгиганты относятся к классам светимости I и II, гиганты — к классу III, а субгиганты (промежуточный этап между звездами главной последовательности и красными гигантами) — к классу светимости IV. Все красные карлики относятся к классу светимости V, а белые карлики — к классу D.
Сегодня можно найти H-R-диаграммы, которые отличаются по форме, но представляют одни и те же данные: относительные свойства звезд, определяемые их температурой и блеском.
Некоторые H-R-диаграммы откалиброваны, так что на них отображены действительные значения блеска или светимости звезд, а не видимые звездные величины или уровни блеска с точки зрения наблюдателя на Земле.
Масса определяет класс
У звезды большей массы в ядре идут более интенсивные ядерные реакции и она выделяет больше энергии, чем звезда меньшей массы. Так что более массивная звезда главной последовательности ярче и горячее, чем менее массивная звезда главной последовательности. К тому же более массивные звезды больше по размерам. На основании этой информации можно вывести фундаментальное положение астрофизики, отраженное на H-R-диаграмме: масса определяет класс.
На H-R-диаграмме (см. рис. 11.4) звездные величины, соответствующие большему блеску (т. е. с меньшими числовыми значениями) находятся на диаграмме выше, спектральные классы горячих звезд — слева, а холодных — справа. Так что температура возрастает справа налево, а звездная величина — сверху вниз.
Если отобразить на H-R-диаграмме реальные данные наблюдений, где каждой точке соответствует одна звезда, это очень многое даст внимательному читателю.