Сегодня эта задача уже решена, и эволюция звезд по меньшей мере в основных чертах понятна. Ниже мы увидим, как это удалось астрофизикам. Прежде всего необходимо было навести порядок во всем многообразии наблюдаемых звезд. Для этого надо выбрать характеристики звезд, поддающиеся экспериментальному измерению.
Количественные характеристики звезд
Проще всего количественно оценить температуру поверхности звезд. Эта задача не кажется слишком сложной, поскольку температура непосредственно влияет на цвет звезды. Глядя на звездное небо, мы не подозреваем, что звезды имеют разный цвет. Его можно определить, если сравнивать фотографии небесной сферы, сделанные через фильтры разного цвета. Голубые звезды имеют высокую температуру, красные-низкую. Сам по себе цвет звезды не позволяет точно определить температуру ее поверхности, для этого надо изучить спектр ее излучения. Но в принципе можно определить температуру светящейся поверхности практически для всех достаточно ярких звезд на небе. Она близка к температуре поверхности Сириуса А, главной звезды в двойной системе Сириуса. Ее температура составляет примерно 9500 градусов, и она принадлежит к наиболее горячим звездам. Вблизи туманности Ориона можно найти звезды, температура поверхности которых достигает 20 тысяч градусов. В то же время Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона, даже невооруженному глазу видится красной. Следовательно, это холодная звезда; температура ее поверхности составляет 3000 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца равна примерно 5800 градусам.
Другой важной характеристикой звезды является ее светимость. Она равна энергии, которую звезда излучает за одну секунду в мировое пространство. Светимость нельзя непосредственно определить, наблюдая звезду в телескоп. При этом можно измерить только ее яркость, но нельзя узнать, сколько энергии теряет звезда за единицу времени. Дело в том, что звезды с одинаковой светимостью выглядят на небе по-разному: поскольку они находятся на различном расстоянии от нас, то различается и их яркость. В соответствии с законами распространения света более далекая звезда кажется нам менее яркой, чем близкая звезда с такой же светимостью. Зная яркость звезды на небе, можно вычислить, сколько энергии она теряет в единицу времени, только если известно расстояние до нее. В приложении Б мы говорим о том, как астрономы определяют расстояния до звезд. Для звезд, расстояния которых от Земли известны, можно определить и светимость. Хотя Солнце кажется нам самой яркой из звезд на небе, его светимость по сравнению с другими звездами не слишком велика: наиболее яркие из них светят в 100 тысяч раз сильнее Солнца. Они кажутся на небе почти невидимыми световыми точками, поскольку находятся от нас на очень большом расстоянии. Но среди звезд есть и очень слабые, светимость которых не превышает одной стотысячной доли светимости Солнца.
Таким образом, в нашем распоряжении имеются два важных свойства звезд, которые можно определить численно: температура их поверхности и светимость. Сразу же возникает вопрос, реализуются ли все возможные комбинации этих величин или же они связаны между собой каким-то соотношением? Можно спросить также: существуют ли звезды с высокой светимостью и высокой температурой, с одной стороны, и звезды с высокой светимостью и с низкой температурой — с другой? Встречается ли малая светимость как у горячих, так и у холодных звезд?
Диаграмма Герцшпрунга и Рессела
Астрономы отвечают на все эти вопросы с помощью диаграммы, которая связывает температуру поверхности и светимость. Эта диаграмма помогла найти ключ к законам развития звезд. Поэтому мы вначале подробно остановимся на ее характеристиках. Она носит название своих создателей — датского астронома Эйнера Герцшпрунга и американца Генри Норриса Рессела. Сокращенно диаграмму Герцшпрунга-Рессела называют диаграммой Г-Р. На этой диаграмме по оси ординат отложена светимость звезды, а по оси абсцисс (справо налево) температура ее поверхности (рис. 2.1). Если по цвету звезды определить ее температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по ее видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде. На рис. 2.1 схематически показано положение всех звезд, о которых мы говорили выше. По техническим причинам шкала температур на оси абсцисс неравномерна, но это нас не интересует. Светимость отложена по оси ординат. Число 1000 означает, например, что на этом уровне размещаются звезды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца. Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р. Звезды, светимость которых больше солнечной, лежат выше. Звезды с более низкой светимостью, как, например, Сириус В — белый карлик из системы Сириуса, — лежат ниже. Звезды, которые горячее Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В — горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спика из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звезды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.
Рис. 2.1. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, на которой показаны некоторые уже известные нам звезды. Если известна температура поверхности звезды, то мы можем от соответствующей точки на температурной шкале подняться вверх по диаграмме. Если известна также ее светимость, то мы сможем провести линию слева направо от соответствующей точки на вертикальной шкале. В точке пересечения этих линий и будет расположена наша звезда. В качестве примера такие прямые проведены для Спики (температура поверхности 18000 °C, светимость составляет 10 тысяч светимостей Солнца). Таким же способом выбрано расположение точек для остальных звезд.
Точки на диаграмме Г-Р уже кое-что говорят нам о свойствах звезд. Поскольку холодные звезды излучают красный свет, а горячие — белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звезды, а слева-белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звезды с большой светимостью, а внизу с малой. Справа вверху, таким образом, расположены холодные звезды с большой светимостью. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду очень малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика площадь ее поверхности: звезда должна быть очень большой. Поэтому справа вверху на диаграмме Г-Р мы видим большие звезды, их называют красными гигантами и красными сверхгигантами. Действительно, этот факт уже известен нам для одной из таких звезд: главная звезда системы Дзета Возничего так велика, что внутри ее поместилась бы вся орбита Земли.
Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звезды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звезды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располагаются белые карлики. Одна из таких звезд — спутник Сириуса, который называется Сириус В.
Следовательно, уже из общих соображений можно, зная светимость и температуру поверхности, оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину излучающей поверхности, а, следовательно, и радиус звезды.
Прежде чем с помощью диаграммы Г-Р ответить на наш вопрос об эволюции звезд со временем, сделаем еще одно замечание. Дело в том, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звезд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не все излучение. Коротковолновый свет (например, в ультрафиолетовой области спектра) не доходит до нас. Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света, излучаемого Солнцем и звездами. Фотоэмульсия тоже чувствительна только к определенным длинам волн. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково сильно воздействуют на сетчатку глаза или фотопластинку. При определении светимости звезд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого глаза. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Ее называют также визуальной светимостью.[3] Следует сказать, однако, что при переходе от истиной светимости к визуальной диаграмма Г-Р изменяется незначительно. На диаграммах, приведенных в этой книге, указана визуальная светимость в тех случаях, когда на них изображены экспериментальные данные. Если на диаграммах приведены числа, полученные в результате расчетов на вычислительных машинах, то они соответствуют истинной, энергетической (или болометрической) светимости. На всех диаграммах указано, какая из величин светимости имеется в виду.