Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

Зимой 1931/32 г. астроном Иозеф Хопман и ученый из Бабельсберга Хериберт Шнеллер изучали эту звезду в обсерватории в Лейпциге с помощью фотометра, который позволял точно измерять яркость звезд. Это позволило им сделать открытие. Примерно за 24 часа яркость звезды упала на 65 % (рис. 1.2). Затем в течение 37 дней яркость звезды не менялась, после чего за 24 часа она вновь возросла до нормального уровня. Этот процесс повторяется каждые 972 дня. Изучение последующих циклов затмения в этой системе позволило получить много сведений. Перечислим главные из них: горячая звезда Дзета Возничего В имеет температуру поверхности примерно 11 тысяч градусов и по размерам приблизительно в три раза больше Солнца. Ее масса примерно в 10 раз больше солнечной. Более холодная звезда Дзета Возничего А имеет температуру поверхности всего лишь около 3400 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца составляет примерно 5800 градусов.[2] Дзета Возничего А по массе в 22 раза больше Солнца, а ее радиус-и это самое интересное-в 200 раз больше солнечного! Эта звезда настолько велика, что в ее объеме может поместиться не только Солнце, но и вся орбита Земли! Минимум яркости наблюдается, когда горячая звезда скрывается за красным гигантом и 37 дней остается позади него (рис. 1.3). Когда горячая звезда находится перед холодной, она закрывает лишь небольшую долю его видимой поверхности. Закрытая часть поверхности большой звезды вносит пренебрежимо малый вклад в общую светимость системы. Поэтому второе понижение яркости не удается заметить.

Рис. 1.2 Кривая яркости звезды Дзета Возничего. В течение одного дня яркость падает примерно на 65 %. Затем звезда 37 дней светит слабо, после чего в течение дня опять возвращается к нормальной яркости. Через 972 дня это явление повторяется.

Рис. 1.3. Двойная система Дзета Возничего. Так она была бы видна с Земли, если бы ее компоненты можно было различить в телескоп. В действительности обе звезды не удается разрешить, и их свет сливается в одну яркую светящуюся точку. Вклад меньшей звезды составляет более половины общей яркости системы. Поэтому, когда она в течение 37 дней находится позади своего крупного соседа, мы видим только его свет. В это время наблюдаемая общая яркость системы понижается более чем вдвое (см. рис. 1.2). Малая звезда обращается вокруг большой за 972 дня.

А теперь обсудим подробнее звезды, входящие в двойную систему Дзета Возничего. Горячая звезда не слишком сильно отличается от Солнца и от Сириуса А. Она, конечно, тяжелее, а ее диаметр больше, но средняя плотность вещества в ее недрах достаточно близка к плотности Солнца: одна треть грамма в одном кубическом сантиметре. Холодная звезда обладает совсем иными свойствами. В одном кубическом сантиметре ее объема содержится в среднем лишь 3 миллионных доли грамма вещества. Звезды такого типа называют сверхгигантами.

Таким образом, мы познакомились уже с тремя существенно разными сортами звезд:

1. Нормальные звезды — дальше мы будем их так называть, подобные Солнцу, Сириусу А и горячей звезде из системы Дзета Возничего. Средняя плотность вещества в таких звездах изменяется от одной десятой до нескольких граммов на кубический сантиметр.

2. Мы знаем также, что существуют белые карлики с чрезвычайно высокими плотностями вещества — около 1000 килограммов на кубический сантиметр.

3. И наконец, мы узнали, что среди звезд существуют гиганты с плотностью порядка одной миллионной грамма на кубический сантиметр.

Даже в самый большой телескоп звезды этих трех типов видны как крохотные световые точки, которые выглядят почти одинаково и лишь слегка различаются по цвету и яркости. Но, как мы увидели, уже первое знакомство с этими объектами показывает, насколько сильно могут отличаться звезды друг от друга. Чтобы разобраться в этом разнообразии, мы должны навести порядок среди более чем 100 миллиардов звезд, которые вместе с Солнцем образуют нашу Галактику.

В предыдущей главе мы увидели, насколько разными могут быть звезды. Среди них есть тяжелые ярко-голубые звезды и красные звезды небольшой массы. На ночном небе можно увидеть большие звезды красного цвета — красные гиганты и сверхгиганты и маленькие белые звезды белые карлики, а нас можно сравнить с мотыльками-однодневками, которые пытаются в этом многообразии увидеть, как происходит эволюция звезд.

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.

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?

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.