Важнейшие характеристики звезд.
(Из моей книги «Популярная астрономия»)
Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися пирамидами. Одни и те же звезды указывали путь древнегреческим мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям в них виделись глаза богов и сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол неба, третьим – отверстия в небесной сфере, через которые струится божественный свет.
Постоянность и непознаваемость звезд наши предки считали непременными условиями существования мира. Древние египтяне полагали, что, разгадав природу звезд, человек вызовет конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Неудивительно, что любые изменения в мире звезд издревле считались предвестниками значительных событий.
Однако шло время, и люди все больше начинали смотреть на звезды не как на что-то божественное и живое, а как на физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы. Но на пути этого описания перед учеными встали многочисленные трудности. Покровы тайн со звезд спадали неохотно, а каждая решенная загадка порождала десяток новых. К тому же время от времени приходилось расставаться с уже устоявшимися представлениями. Например:
♦ о том, что некоторые звезды меняют свой блеск, знали еще древние греки; наука Нового времени показала, что это свойство присуще большинству звезд;
♦ веками звезды считали неподвижными. Лишь в 1718 году английский астроном Эдмунд Галлей обнаружил, что три яркие звезды – Сириус, Процион и Арктур – медленно перемещаются относительно других звезд. Последующие наблюдения подтвердили, что это свойство является правилом, а не исключением;
♦ астрономы древнего мира полагали, что все звезды излучают одинаковое количество света, а различия в видимой яркости обусловлены неодинаковым удалением их от Земли. Такого же мнения придерживался в конце XVIII века английский астроном Уильям Гершель. Но когда в 1837 году были измерены расстояния до ближайших звезд, оказалось, что и это впечатление не соответствует действительности;
♦ издавна считалось, что звезд невероятное множество, что им нет числа и сосчитать их на небе не представляется возможным. Но, не смотря на кажущуюся бесчисленность, в действительности пересчитать звезды, сияющие на небосводе, не так уж и сложно. В ясную безлунную ночь невооруженным глазом можно увидеть до 3 тысяч светил. Поскольку половина неба скрыта под горизонтом, полное количество видимых звезд в два раза больше – приблизительно 6 тысяч.
Нам повезло: мы живем в относительно спокойной области нашей Галактики. Возможно, именно благодаря этому жизнь на Земле возникла и существует на протяжении такого большого (по человеческим меркам) промежутка времени. Однако с точки зрения исследования звезд этот факт вызывает чувство досады. На многие парсеки вокруг Земли только неяркие, невыразительные светила подобные нашему Солнцу. Все крупные и редко встречающиеся типы звезд удалены от нас на большие расстояния. Видимо, благодаря этому разнообразие мира звезд достаточно долго, почти до самого Нового времени, оставалось скрытым от человеческих глаз. Только изобретение новых астрономических приборов позволило осознать, насколько все звезды разные. Вот когда вопрос «что такое звезда?» встал перед учеными в полный рост.
По современным представлениям звезда – это раскаленный газовый шар, существующий длительное время благодаря собственным внутренним источникам энергии. На протяжении всего жизненного пути светила его устойчивое состояние поддерживается соперничеством двух сил, в которых нет победителей: гравитации, стремящейся сжать звезду, и давлением газа, старающимся разметать ее в пространство. Высокая температура светила поддерживается за счет постоянно действующего источника подогрева – термоядерных реакций, идущих в его недрах.
Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, являются мощность ее излучения (в астрономии она называется светимостью), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная эти параметры, нетрудно рассчитать возраст звезды.
Перечисленные характеристики изменяются в очень широких пределах. Кроме того, они взаимосвязаны. Звезды самой высокой светимости, как правило, обладают наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звезды светят довольно слабо.
Жизнь звезды настолько длинна, что астрономы не в состоянии проследить ее от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет – дольше жизни не только человека, но и всего человечества. Однако ученые имеют возможность наблюдать множество звезд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, – только что родившихся, пребывающих в главной стадии своего жизненного пути, умирающих. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать ее биографию.
Жизненный путь звезды достаточно сложен. В течение своей истории она:
♦ разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что в ее атмосфере начинают образовываться пылинки;
♦ расширяется до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжимается до нескольких десятков километров;
♦ светимость ее возрастает до фантастических величин и падает почти до нуля.
История изучения химического состава звезд начинается с середины XIX века. Еще в 1835 году французский философ Огюст Конт писал, что химический состав звезд навсегда останется для человека тайной. Но вскоре был применен метод спектрального анализа, который теперь позволяет узнать, из чего состоят не только Солнце и близкие звезды, но и самые далекие галактики и квазары. Спектральный анализ дал неоспоримые доказательства физического единства Мира: на звездах не обнаружено ни одного неизвестного науке химического элемента.
Наиболее распространенным элементом в звездах является водород. Примерно втрое меньше содержится в них гелия. Правда, говоря о химическом составе звезд, чаще всего имеется в виду содержание элементов тяжелого гелия. Их доля невелика (около 2%), но они, подобно щепотке соли в тарелке супа, придают особый вкус работе исследователя звезд, если можно так выразиться. От их количества во многом зависят размер, температура и светимость светила.
После водорода и гелия на звездах наиболее распространены те же элементы, что преобладают и в составе нашей планеты: кислород, углерод, азот, железо и др.
Чтобы любоваться звездным небом, совсем не обязательно описывать все звезды и выяснять их физические характеристики – они красивы сами по себе. Но если рассматривать звезды как природные объекты, естественный путь к их познанию лежит сквозь измерения и сопоставление свойств.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, – это различная яркость (блеск) звезд. Видимый блеск любого светила оценивается в звездных величинах. Исторически сложившаяся система звездных величин присвоила 1-ю величину наиболее ярким звездам, а 6-ю – слабым, находящимся на пределе видимости невооруженным глазом. Разница в одну звездную величину означает, что звезда ярче или слабее другой в 2, 512 раза. Но чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звездные величины. Так, полная луна имеет блеск –11m, Венера –4m. С изобретением телескопа ученые познакомились со звездами слабее 6m. Даже в бинокль можно увидеть источники, оценивающиеся в 10m, а крупным телескопам доступны объекты 27-29m.
Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, – нужно знать расстояние до нее.
Расстояние до далекого предмета легко определить, даже если не добираться до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Но расстояния до звезд настолько велики, что длина базиса должна превосходить размер земного шара, иначе ошибка измерения будет слишком большой. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом хотя бы в два-три месяца, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далеких объектов. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместится звезда на небесной сфере, – параллаксом.
Параллаксы даже самых близких звезд чрезвычайно малы, меньше 1``. Для их измерения требуются очень точные и чувствительные инструменты, поэтому не удивительно, что до середины XX столетия получить параллаксы звезд не удавалось.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звезд. К сожалению, лишь для ближайших соседей Солнца это удается сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояния до звезд можно получить косвенным путем, используя различные астрофизические или статистические соотношения.
Когда учеными, наконец, были измерены расстояния до звезд, стало известно, что многие из них на много превосходят Солнце по светимости. Если светимость Солнца (L○=4х1026Вт) принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырех ярчайших звезд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
♦ Арктур = 107 L○; ♦ Канопус = 4700 L○;
♦ Сириус = 22 L○; ♦ Вега = 50 L○.
Однако это вовсе не значит, что Солнце выглядит очень бледным по сравнению с остальными звездами. В звездном мире его светимость немногим выше средней. Для доказательства, приведу следующий пример. Из нескольких десятков звезд, разбросанных в радиусе 15 световых лет от Солнечной системы, только две имеют более высокую светимость, чем Солнце. Еще одна – альфа Центавра – почти не уступает ему. У остальных же светимость гораздо ниже. Известны и такие звезды, которые излучают в десятки тысяч раз меньше света, нежели наше солнце. Они настолько тусклые и невзрачные, что наблюдать их непросто даже с помощью современных профессиональных оптических приборов.
Светимость и видимый блеск – не единственные параметры, по которым различают звезды. Их можно отличать друг от друга и по цвету, который изменяется от голубовато-белого до густо-красного. Особенно хорошо заметны на северном небе яркие красные звезды Бетельгейзе в созвездии Орион и Альдебаран в созвездии Телец.
Как раскаленный металл меняет свой цвет в зависимости от нагрева, так и цвет звезды указывает на ее температуру. Самые горячие звезды всегда голубого и белого цвета, а менее горячие – желтого. Красные – это вообще холодные светила. Но даже наиболее холодные звезды имеют температуру 2-3 тысячи Кельвинов – горячее любого расплавленного металла.
Человеческий глаз может лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приемники излучения, чувствительные к различным участкам видимого и невидимого спектра.
Наиболее полную информацию о звезде дает ее спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решетки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру легко узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить ее температуру гораздо более точно, чем по цвету.
Многочисленные темные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Зная, что каждый химический элемент имеет свой набор линий, можно определить, из каких веществ состоит звезда. Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество поглощаемой в них энергии зависит от температуры и плотности атмосферы.
В начале XX века в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звезд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами: О, В, А, F, G, К, М. Они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура звезд, меняется их цвет от голубого к красному:
О, В, А – горячие, или ранние звезды;
F, G – солнечные;
К, М – холодные, или поздние.
Для еще более точной характеристики каждый класс разделен на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся сразу после букв. Таким образом, получается плавная последовательность подклассов. Например, за подклассом G9 следует К0 и так далее.
Спектральные паспорта некоторых из наиболее приметных и известных звезд выглядят следующим образом:
♦ Солнце – G2; ♦ Сириус – А1;
♦ Канопус – F0; ♦ Арктур – К2;
♦ Вега – А0; ♦ Ригель – В8;
♦ Денеб – А2; ♦ Альтаир – А7;
♦ Бетельгейзе – М2; ♦ Полярная – F8.
В мире звезд, как и в мире людей, встречаются карлики и гиганты. Сравнение Солнца с самыми большими звездами показывает, что наше дневное светило находится у нижней границы диапазона звездных размеров. Это заставляет астрономов отнести его к разряду карликов.
Наше Солнце – желтый карлик. Но есть еще более холодные и мелкие звезды – красные карлики, – зачастую уступающие Солнцу в размерах в несколько раз. Именно такие карликовые звезды, как это ни странно, составляют основную часть населения Галактики. Что касается гигантских звезд, то они встречаются не часто. Особняком среди карликовых звезд стоят белые карлики. Их диаметры иногда уступают диаметрам планет земной группы. Впрочем, это уже не звезды, а звездоподобные тела.
Размеры самых огромных звезд поистине впечатляют. Как правило, большими диаметрами обладают холодные и массивные светила – красные гиганты. Одной из таких звезд является Бетельгейзе. Она больше Солнца в несколько сотен раз. Но в Галактике есть и сверхгиганты, диаметры которых превосходят солнечный в 1,5-2 тысячи раз. Если такое светило поместить на место Солнца, то оно займет более половины пространства Солнечной системы. Одной из таких звезд является мю Цефея.
Здесь, быть может, у вас возникнет вопрос: каким образом ученые узнают размеры звезд, ведь последние находятся так далеко от нас? Отвечу так: на помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звезд, «перекрывая» по очереди идущий от них свет. Хотя угловой размер любой звезды чрезвычайно мал, наш естественный спутник заслоняет ее не сразу, а за определенную долю секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды в момент покрытия ее Луной определяют угловой размер звезды. Зная расстояние до той или иной звезды, из углового размера легко получить ее истинный (линейный) размер.
Однако далеко не все звезды на небе расположены так удачно для земных наблюдателей, что могут быть покрыты Луной. Поэтому ученые обычно используют другие методы оценки звездных размеров. Угловой диаметр ярких и не слишком удаленных светил можно измерить специальным прибором – оптическим интерферометром.Но такие измерения довольно-таки трудоемки. В большинстве случаев радиус звезды определяется теоретически, исходя из оценок ее полной светимости во всем оптическом диапазоне и температуры. По законам излучения нагретых тел, светимость звезды пропорциональна величине R2T4.
Важнейшей характеристикой звезды является ее масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в ее центре, а это определяет все остальные параметры и даже особенности жизненного цикла светила.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, путем измерения скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. В основном это светимость. Практически для всех звезд действует правило: чем выше светимость, тем больше масса.
Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высокой для начала термоядерных реакций. Такие объекты слишком холодны и к звездам не причисляются.
Таким образом, по массе звезды различаются в гораздо меньших пределах, нежели в размерах и светимости.
Анализируя важнейшие характеристики звезд, сопоставляя их друг с другом, астрономы смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звезды, как они образуются и изменяются в течение жизни.
