Поль Лаберенн - Происхождение миров
С помощью иных методов были приближенно определены размеры некоторых звезд. Самый большой радиус, а именно у звезды Возничего,[12] оказался в несколько тысяч раз больше радиуса Солнца; это значит, что объем этой звезды в несколько миллиардов раз превышает объем Солнца (объем сферы пропорционален кубу ее радиуса). Радиус самых маленьких звезд оказался меньше радиуса Земли, т. е. меньше сотой доли радиуса Солнца, так что объем этих звезд составляет менее миллионной доли объема Солнца.
Если бы все звезды были по плотности близки к плотности Солнца, то их массы также должны были бы меняться в пределах от одной миллионной доли массы Солнца до нескольких миллиардов масс Солнца. Однако, как мы отметили выше, таких колебаний совсем нет. Масса самых больших по своим размерам звезд превышает массу Солнца не в несколько миллиардов, а всего лишь в десять-двадцать раз. Следовательно, вещество, из которого состоят эти звезды, находится в очень разреженном состоянии. Рассуждая аналогичным образом, мы придем к выводу, что вещество, из которого состоят самые маленькие звезды, должно находиться в очень плотном состоянии.
Таким образом, различают звезды-гиганты, имеющие очень большие размеры, значительную массу, но очень малую плотность, и звезды-карлики, имеющие небольшой радиус, сравнительно малую массу, но очень большую плотность.
Для уточнения этой классификации астрономы различают среди звезд-гигантов так называемые сверхгиганты и «обычные» гиганты, а среди звезд-карликов — так называемые субкарлики, «обычные» карлики и, наконец, белые карлики — наиболее плотные из известных звезд. Изученном последних много занимался американский астроном Койпер. Белый карлик, открытый Койпером в 1934 г., состоит из вещества, плотность которого в 6500 раз больше средней плотности Земли: кубический дециметр такого вещества должен весить около 36 000 тонн, в то время как кубический дециметр вещества Земли весит в среднем около пяти с половиной килограммов. Но Койпер, а также Лейтен открыли белые карлики, плотность которых еще в сотни раз больше.
Заметим, что Солнце относится к «обычным» карликам.
б) Физическое строение и светимость. Благодаря методам спектроскопии астрономы смогли составить довольно точное представление о физическом строении звезд, которое в общем подобно строению Солнца. Помимо этого, оказалось возможным оценивать температуру внешних слоев звезд, т. е. тех слоев, которые излучают свет. Полученные значения температуры колеблются между 1700° для красных звезд, являющихся наиболее холодными, и несколькими десятками тысяч градусов для голубых звезд, являющихся самыми горячими. Различают также промежуточные типы звезд: оранжевые, желтые и белые, расположенные между двумя крайними типами в порядке возрастания их температуры. Заметим, что различие в цвете, по которому классифицируются звезды в астрономии, заметно и при наблюдении невооруженным глазом. Солнце является желтой звездой.
Что касается температуры внутри звезд, то согласно самым последним теориям она достигает многих миллионов градусов. До недавнего времени такие температуры были недостижимы в земных условиях. Только в реакциях, происходящих при взрывах атомных и водородных бомб, развиваются температуры в миллионы градусов.
Зная температуру звезды и количество света, доходящего от нее до нас, легко вычислить общее количество лучистой энергии, излучаемой звездой за определенный промежуток времени. Можно определить таким образом так называемую светимость или абсолютную яркость звезды. Сравнивая светимость различных звезд, например, со светимостью Солнца, можно ввести новую их классификацию. Звезды наибольшей светимости излучают в пространство в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. С другой стороны, имеются также звезды, абсолютная яркость которых в 10 000 раз меньше яркости Солнца.
Рис. 3. Диаграмма Рессела
в) Диаграмма Рессела. Вполне естественными были попытки найти связь между указанными различными характеристиками звезд. В 1912–1913 гг. американский астроном X. Р. Рессел и голландский астроном Герцшпрунг обнаружили связь между цветом звезд, т. е. их поверхностной температурой, и их абсолютной яркостью. Полученные результаты Рессел представил в виде диаграммы, которая была уточнена в ходе многочисленных позднейших работ. На этой диаграмме (рис. 3) по горизонтали нанесены значения температур, убывающие слева направо от 30 000 до 2500°. По вертикали нанесены абсолютные яркости звезд, причем абсолютная яркость Солнца принята за единицу. Каждой звезде соответствует на диаграмме точка, расстояние которой от левого края диаграммы определяется температурой звезды, а от нижнего — абсолютной яркостью звезды.
Таким образом, если у нас имеется диаграмма Рессела, на которой нанесены положения различных звезд, то мы можем узнать, какова температура этих звезд, проводя вертикальные прямые через соответствующие точки на диаграмме и замечая, где пересекаются эти прямые с нижним краем диаграммы. Обратившись к рис. 3, мы видим, например, что Солнце имеет температуру, равную примерно 6000°. Одна же из самых ярких звезд ночного неба — Капелла — имеет температуру около 5000°. Аналогичным образом можно узнать по диаграмме Рессела абсолютную яркость звезд, проводя через соответствующие точки горизонтальные прямые. Как мы уже отмечали, абсолютная яркость Солнца принята за единицу. Капелла имеет абсолютную яркость, превышающую 100 единиц (а именно 130).
Глядя на диаграмму, можно сразу заметить, что точки, представляющие положения звезд на диаграмме, образуют некоторое число линий, соответствующих различным группам звезд. По диагонали таблицы располагается линия, идущая из правого нижнего края к левому верхнему. Верхняя часть этой линии соответствует наиболее ярким белым и голубым звездам; все остальное — классу карликов. Две линии, расположенные правее и выше этой диагонали и идущие более или менее горизонтально, соответствуют классам гигантов и сверхгигантов. Мы видим, что светимость звезд этих двух классов довольно мало зависит от их цвета и температуры. Для звезд же, расположенных па диагонали диаграммы, имеет место вполне отчетливое уменьшение светимости с уменьшением температуры. Тем же свойством обладают и субкарлики.
В левом нижнем углу диаграммы помещаются белые карлики. Долгое время считали, что белые карлики не подчиняются какому-либо определенному закону распределения. Однако в 1946 г. советский астроном П. П. Паренаго обнаружил возможность построить для белых карликов две определенные линии, располагающиеся, за исключением их правого конца, довольно близко к горизонтали.
Согласно статистическим подсчетам Койпера подавляющее большинство (95 %) наблюдаемых звезд может быть представлено точками, расположенными по диагонали диаграммы. Эта совокупность звезд образует так называемую главную последовательность. Следующей наиболее многочисленной группой являются белые карлики (3 %).
Были проведены также исследования связи между массой и светимостью звезд. Эти исследования показали, что, за исключением белых карликов (а также субкарликов), для звезд каждого класса светимость растет одновременно с массой. Эта закономерность особенно отчетливо выражена для звезд главной последовательности. В целях наглядности мы приводим на рис. 3 значения нескольких масс для звезд, принадлежащих главной последовательности и классу гигантов (цифры, обведенные маленькими кружочками, указывают массу звезды по сравнению с массой Солнца, принятой за единицу; например, масса Капеллы составляет 4,2 массы Солнца).
Первые теории эволюции звездВесьма специфическое расположение точек, представляющих различные звезды на диаграмме Рессела, очевидно, не является простой случайностью, и астрономы сразу же попытались вывести отсюда законы эволюции звезд.
Сначала предположили, что основная часть звезд рождается в виде голубых гигантов, затем, постепенно охлаждаясь, проходит различные этапы главной последовательности и кончает свой путь в виде угасающих красноватых карликов. Однако ветвь гигантов, открытая в то же время, что и главная последовательность, оставалась вне этой эволюционной схемы. Астроном Локьер предложил поэтому другую схему. Согласно этой схеме звезды рождаются в виде красных гигантов, имея небольшую температуру; затем они начинают сжиматься, и по мере сжатия все более разогреваются и приобретают последовательно все цвета, какие можно наблюдать, например, при раскаливании в горне куска железа. Звезда становится сначала желтой, затем белой и, наконец, голубой, пробегая линию гигантов справа налево. После того как звезда приобретает максимальную температуру (несколько десятков тысяч градусов), она продолжает сжиматься, но при этом уже охлаждается: из голубой она постепенно превращается в красную, проходя все промежуточные стадии и опускаясь вдоль диагонали главной последовательности слева направо.
