Такое яркое, что нужно носить солнцезащитные очки

   Компания Rainbow Symphony, Inc. из Реседы, штат Калифорния, – это известный производитель солнечных фильтров, вставленных в недорогую оправу для очков (это похоже на очки для просмотра стереоскопических фильмов). Кстати, компания Rainbow продает также стереоскопические очки, но для наблюдения затмения они не помогут. Компания производит продукцию под названием Eclipse Shades. Эти очки достаточно недороги, поэтому советую приобрести их каждому члену вашей компании, даже если вы покупаете более дорогие солнечные фильтры для своих оптических инструментов. Обычно организаторы туров и круизов для наблюдения затмения распространяют специальные очки, но они не всегда так удобны, как Eclipse Shades. Более подробно об этих очках вы можете узнать на Web‑сайте компании Rainbow Symphony по адресу www.rainbowsymphony.com/soleclipse.html.

       

    

  Соблюдайте меры предосторожности, следуйте всем инструкциям, не смотрите прямо на Солнце без фильтра – и тогда вы с нетерпением будете ожидать новых и новых полных затмений Солнца!

      

Поиск полос тени и четок

  Еще одна причина, по которой не следует смотреть на Солнце во время фазы полного затмения через оптические инструменты, состоит в том, что в это время можно увидеть в небе много интересного невооруженным глазом.

 

Прямо перед фазой полного затмения так называемые полосы тени (shadow bands) – мерцающие малоконтрастные узоры темных и светлых полос – могут пробегать по земле или по палубе вашего корабля. Это оптические эффекты, порождаемые в атмосфере Земли, когда от яркого солнечного диска затмевающая его Луна оставляет только последнюю маленькую частичку, но когда она еще не затмила его полностью.

 

Четки Бейли[29] (Baily's Beads) – это еще одно удивительное, но быстротечное зрелище, которое происходит во время фазы полного затмения. Всего на несколько мгновений до и после фазы полного затмения на краю лунного диска появляются яркие точки ("четки"), когда солнечный свет проходит между горами или краями кратеров Луны.

 

И не забывайте наблюдать за дикими животными (а также домашними, если будет такая возможность). Куры возвращаются в курятник, коровы – в хлев и т. д. Во время одного затмения в XIX веке астрономы установили свои инструменты в хлеву и направили телескопы наружу через дверь. Как же они удивились, когда во время фазы полного затмения коровы вернулись домой!

      

Во время фазы полного затмения посмотрите на темное небо вокруг Солнца. Это редкая возможность увидеть звезды днем. В специальных статьях, публикуемых в астрономических журналах или на Web‑сайтах, обычно сообщают, какие звезды и планеты искать. Вы можете также узнать это самостоятельно, введя дату и время затмения в программу‑планетарий и выбрав режим отображения неба в том месте Земли, где вы собираетесь наблюдать затмение.

      

Путь полного затмения

  В конце фазы полного затмения наступает третий контакт, когда ведущий краешек Луны выходит за пределы солнечного диска. Теперь вы снова находитесь в полутени и наблюдаете частичное затмение. Четвертый, или последний контакт происходит, когда ведомый краешек Луны сползает с солнечного диска. Увы, затмение закончилось.

  Все затмение, от первого до последнего контакта, может продолжаться несколько часов, но самая интересная часть, фаза полного затмения, длится от одной до семи минут или чуть больше.

  И есть только одно место на пути полного затмения – следа центра тени Луны на поверхности Земли, – где продолжительность полного затмения наибольшая. Во всех других местах на этом пути фаза полного затмения короче. Конечно, место, где затмение имеет максимальную продолжительность, может находиться не там, где прогноз погоды наилучший, или не там, куда легко и безопасно добраться. Поэтому очень важно планировать "путешествие за затмением" заранее. В любом хорошем месте все номера в отелях, автомобили напрокат и т. д. будут заказаны по меньшей мере за один или даже за два года до затмения.

  Чтобы спланировать путешествие для наблюдения затмения, выберите в табл. 10.1 подходящее затмение и начинайте искать оптимальный способ увидеть его.

 

     

За несколько лет до затмения в астрономических журналах начнут появляться статьи с информацией о прогнозах погоды в месте затмения и о том, как наблюдать его в различных точках земного шара. Читайте Web‑сайты журналов Sky & Telescope и Astronomy. Ищите объявления об организации "путешествий за затмением" в журналах и в Web. Самые надежные прогнозы о затмениях можно найти на Web‑сайте NASA, посвященном затмениям, по адресу sunearth.gsfс. nasa.gov/eclipse.

  Удачи!

    

   

  

         Глава 11

Звезды – ядерные реакторы

   

В этой главе…

Жизненный цикл звезд

Типы звезд

Двойные и переменные звезды

Наблюдение звезд

Знакомство со звездными знаменитостями

     Сотни миллиардов звезд, таких же как Солнце, населяют галактику Млечный Путь, в которой находится наша Земля. Точно так же миллиарды других галактик Вселенной состоят из огромного множества звезд. Звезды подразделяют по‑разному, но подавляющее большинство из них относят всего к нескольким простым типам. Эти типы соответствуют этапам жизненного цикла звезд, так же как людей можно распределить по возрастным группам. Когда вы поймете, что такое звезда и как она проходит этапы своего жизненного пути, то получите полное представление об этих ярких и не очень ярких маяках в ночном небе.

В этой главе мы будем говорить о первоначальной массе (или размере) звезды, – которую она имела при рождении, как о решающем факторе того, чем она станет впоследствии. Затем я расскажу об основных свойствах звезд, а также о характеристиках двойных и переменных звезд, которые делают их столь интересными для наблюдения.

И, конечно, обсуждение звезд будет неполным без сплетен о знаменитостях. Поэтому я познакомлю вас с некоторыми "светилами" ночного неба, которых нужно знать, потому что это выдающиеся "личности" в окрестностях Солнечной системы.

   

           Жизненные циклы горячих и массивных звезд

    

      Самые важные категории звезд соответствуют последовательным этапам их жизненных циклов: дети, взрослые, пожилые и умирающие. (Что? А подростки? Вселенная отказалась от категории "молодежь" после ее ужасных разгульных выходок!) Конечно, ни один астрофизик, имеющий степень Ph. D. (д‑ра философии), не будет использовать такие простые термины. Поэтому астрономы называют эти типы звезд так: молодые звездные объекты (YSO), звезды главной последовательности, красные гиганты и звезды, находящиеся на завершающих этапах своей эволюции соответственно. (Наверное, вам будет приятно узнать, что ни одна звезда не умирает полностью; как правило, она переходит в новое состояние, завершающее ее эволюцию, и становится белым карликом или черной дырой.)

  Перечислим этапы жизненного цикла нормальной звезды примерно такой же массы, как у Солнца.

  1. Звезда "рождается", когда газ и пыль в холодной туманности сжимаются, формируя молодой звездный объект (YSO).

  2. Сжимаясь, звезда разгоняет остатки породившего ее облака и начинаются реакции горения водорода. Другими словами, происходит ядерный синтез (об этом подробнее говорилось в главе 10).

  3. По мере постепенного сгорания водорода звезда переходит в разряд главной последовательности (об этом этапе жизни звезд я расскажу позже в этой главе).

  4. Когда звезда израсходует весь водород в своем ядре, начнется горение водорода, содержащегося в оболочке (большой внешний слой, окружающий ядро).

  5. Энергия, выделяющаяся при горении водорода оболочки, приведет к тому, что звезда станет ярче и расширится. Звезда станет больше, холоднее и приобретет красный оттенок, т. е. превратится в так называемый красный гигант.

  6. Звездные ветры, овевающие звезду, постепенно оторвут от нее внешние слои, которые сформируют планетарную туманность вокруг остатка горячего звездного ядра.

  7. Туманность расширяется и рассеивается в космосе, и от звезды остается только маленькое горячее ядро.

  8. Это ядро, которое теперь называется белым карликом, постепенно остывает и угасает навсегда.

  У звезд с массой, намного большей, чем у Солнца, другой жизненный цикл. Вместо того чтобы породить планетарную туманность и превратиться в умирающего белого карлика, они взрываются как сверхновые и в конце концов после них остаются нейтронные звезды или черные дыры. Причем происходит это довольно быстро. Продолжительность жизни Солнца должна составить примерно 10 миллиардов лет, а звезда, масса которой в 20–30 раз превышает массу Солнца, взорвется всего через несколько миллионов лет после своего рождения.

  А у звезд с массой, намного меньшей, чем у Солнца, другая судьба. Они начинают как YSO, затем присоединяются к главной последовательности звезд и навсегда остаются красными карликами. В основе всех описанных фактов лежит фундаментальный принцип астрофизики: чем больше масса, тем быстрее выгорает ядерное топливо и тем короче жизнь звезды. И, наоборот, чем меньше масса, тем медленнее происходит процесс сгорания водорода и тем дольше живет звезда.

  К тому времени, когда Солнце исчерпает весь водород своего ядра, ему будет по меньшей мере 9 миллиардов лет. А у красного карлика водород сгорает так медленно, что такое положение сохраняется почти навечно (с практической точки зрения).

  В последующих разделах мы более подробно рассмотрим этапы жизненного пути звезд.

    

              YSO: первые шаги

     

Молодые звездные объекты (YSO) – это новорожденные звезды, которые еще окружены шлейфом породивших их облаков или тянут его за собой. К ним относятся звезды типа Т Тельца, названные по имени первой найденной звезды этого типа – Т из созвездия Тельца; и объекты Хербига‑Аро (Herbig‑Haro, сокращенно Н‑Н), названные в честь двух открывших их астрономов[30]. (На самом деле объекты Н‑Н – это сверкающие газовые шары, выброшенные в противоположных направлениях от самой молодой звезды, которая обычно не видна, так как ее скрывает пыль из породившего ее облака.) YSO можно обнаружить в районах молодых звезд, которые астрономы называют районами НП, например, в туманности Ориона (рис. 11.1), где за последние пару миллионов лет родились сотни звезд.

 

     

     

  Рис. 11.1. Туманность Ориона относится к туманностям, где рождается много звезд, которые сначала скрываются за завесой межзвездной пыли

   Фотография Джерри Лодригесса

       

    

  Многие изображения эффектных туманностей с выбросами – это на самом деле "портреты" YSO. Выбросы и другие элементы туманностей сразу бросаются в глаза, но сами звезды иногда едва заметны (если заметны вообще), поскольку их скрывает окружающее их газо‑пылевое облако.

    

              Звезды главной последовательности: долгая зрелость

     

Звезды главной последовательности, к которым относится Солнце, отбрасывают породившие их облака и ярко светят в небе благодаря реакциям ядерного синтеза (т. е. превращению водорода в гелий), идущим в их ядрах (более подробно о реакциях ядерного синтеза на Солнце говорилось в главе 10). В прежние времена астрономы классифицировали звезды, еще не зная и не понимая различий между ними, поэтому звезды главной последовательности также называют карликами (dwarfs). Так и получилось, что звезду главной последовательности называют карликом, даже если ее масса в 10 (или даже больше) раз превышает массу Солнца.

  Когда астрономы и авторы научно‑популярных статей говорят "нормальные звезды", они, как правило, имеют в виду звезды главной последовательности. Когда они пишут о "солнце‑подобных" звездах, то имеют в виду звезды главной последовательности примерно такой же массы, как у Солнца (больше или меньше не более чем в 2 раза).

  Самые малые звезды главной последовательности – это красные карлики (red dwarfs), которые имеют тусклый красный оттенок.

  У красных карликов малая масса, но их великое множество. Подавляющее большинство звезд главной последовательности – это красные карлики. Они – как мелкие мошки, которые окружают вас со всех сторон, но едва заметны. Красные карлики настолько тусклые, что даже ближайшую звезду этого типа, Проксиму Центавра (ближайшая к Солнцу звезда), нельзя увидеть без телескопа.

    

              Красные гиганты

     

Красные гиганты (red giant) – это звезды совершенно другого типа; они намного больше Солнца. Диаметр некоторых из них примерно равен диаметру орбиты Венеры или даже орбиты Земли. Они представляют собой более поздний этап жизни звезд промежуточной массы (т. е. имеющих массу от чуть меньшей массы Солнца до превышающей ее в несколько раз), после того как она выйдет из категории главной последовательности ("перерастет" ее).

  У красного гиганта сгорание водорода происходит не в ядре, а в сферической области сразу за пределами ядра, которая называется слоем водородного горения. У такой звезды водород не может сгорать в ядре, потому что весь ее водород ядра уже выгорел и в результате реакций ядерного синтеза превратился в гелий. Звезды, масса которых намного превышает массу Солнца, не становятся красными гигантами; они раздуваются настолько, что мы называем их красными сверхгигантами (red supergiant). Типичный красный сверхгигант в тысячу или в две тысячи раз больше Солнца; он велик настолько, что может простираться за орбиту Юпитера или даже Сатурна, будь он на месте Солнца.

    

              Звезды на завершающем этапе эволюции

     

Завершающий этап звездной эволюции – это вежливый термин для обозначения этапа жизни звезд, чьи лучшие годы далеко позади. Этим термином называют такие объекты:

 

белые карлики;

 

центральные звезды планетарных туманностей;

 

нейтронные звезды;

 

сверхновые звезды;

 

черные дыры.

      

     

  Чем больше, тем реже

   Участники программы SETI (подробности – в главе 14) не направляют свои радиотелескопы на массивные звезды, чтобы обнаружить радиосигналы от развитых цивилизаций. Дело в том, что массивные звезды взрываются и умирают после настолько короткой жизни, что трудно представить, чтобы на любой из окружающих их планет за это время успела развиться жизнь.

   Массивные звезды встречаются гораздо реже, чем звезды малой массы. Чем массивнее звезды, тем их меньше. Поэтому в конце концов, когда существующие звезды постареют и исчерпаются порождающие облака новых звезд, Млечный Путь будет состоять, в основном, только из двух типов звезд. Это будут красные карлики, которые живут практически вечно (во всяком случае, очень долго по сравнению с другими), и белые карлики, которые ведут себя примерно так же, но постепенно угасают. Да, будет много нейтронных звезд и черных дыр, но, поскольку они представляют собой остатки более массивных звезд, их будет немного по сравнению с количеством красных и белых карликов, которыми станут представители самых многочисленных типов звезд главной последовательности.

   Звезды – как люди, если говорить о том, что самые большие из них (например, ростом 2,20 м, как голландский баскетболист Рик Смите) встречаются очень редко.

     

      

Белые карлики

  Белые карлики (white dwarfs) на самом деле могут быть голубыми, белыми, желтыми или даже красными, в зависимости от того, насколько они горячие. Они представляют собой остатки солнцеподобных звезд и похожи на старых генералов, которые, по словам генерала Дугласа Мак‑Артура[31], не умирают, а просто угасают.

  Белый карлик похож на тлеющий уголек из костра, который вы только что загасили. Он еще горячий, хотя больше не горит. Он будет угасать целую вечность по мере остывания. Белые карлики – это компактные звезды, так как они маленькие и очень плотные. Типичный белый карлик может иметь такую же массу, как у Солнца, но при этом по размерам быть чуть больше (или даже не больше) Земли. Белые карлики практически не видны. Это самые распространенные звезды после красных карликов, но даже ближайший к Земле белый карлик слишком тусклый, чтобы его можно было увидеть без телескопа. В белом карлике так много вещества упаковано в малом объеме, что "чайная ложка белого карлика" весила бы на Земле около тонны. Вот что по этому поводу говорится в университетском учебнике Jeffrey Bennett, Megan Donahue, Nicholas Schneider, Mark Voit, The Cosmic Perspective (Addison‑Wesley Publishing Company, 1999): "Две игральные кости, сделанные из материала белого карлика, весили бы пять тонн, т. е. как три автомобиля". Попробуйте‑ка сыграть в такие кости!

      

Центральные звезды планетарных туманностей

  Центральные звезды планетарных туманностей – это малые звезды, находящиеся в центре небольших красивых туманностей, таких как знаменитая Кольцевая туманность (Ring Nebula) в созвездии Лиры, показанная на цветной вклейке в этой книге.

  Центральные звезды планетарных туманностей во многом похожи на белых карликов и действительно превращаются в них, если еще не стали ими. Так что они тоже представляют собой остатки солнцеподобных звезд. Туманности, состоящие из газа, выброшенного из звезды, расширяются, угасают, рассеиваются и в конце концов оставляют после себя звезды, которые уже не являются центрами чего‑либо, – теперь они просто белые карлики.

      

Нейтронные звезды

  Нейтронные звезды очень малы, даже меньше белых карликов, но зато они весят больше их. (Точнее, они превосходят их по массе. Вес – это сила, с которой планета или другое тело действует на объект определенной массы. Ваш вес на Луне, Марсе или Юпитере будет отличаться от вашего веса на Земле, хотя ваша масса при этом останется неизменной.)

  Нейтронные звезды – как Наполеон: рост маленький, но недооценивать не стоит. Диаметр типичной нейтронной звезды – всего один‑два десятка километров, но зато ее масса в полтора‑два раза превосходит массу Солнца. "Чайная ложка нейтронной звезды" весила бы на Земле около миллиарда тонн. Авторы книги The Cosmic Perspective подсчитали, что "обрывок бумаги, сделанный из материала нейтронной звезды, весил бы больше Эвереста".

  Некоторые нейтронные звезды называют пульсарами (pulsars). На рис. 11.2 показана Крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар.

 

     

  Рис. 11.2. Крупный план Крабовидной туманности (сверху); стрелка указывает на пульсар, находящийся в центре этой туманности

   Фотография любезно предоставлена NASA

       

    

  Пульсар – это нейтронная звезда с высокой намагниченностью, которая быстро вращается и излучает пучки энергии (это могут быть радиоволны, рентгеновские лучи, гамма‑лучи и/или видимый свет). Когда такие лучи проносятся мимо Земли, наши телескопы фиксируют кратковременные скачки излучения, которые мы называем импульсами, или пульсациями. Теперь вы понимаете, почему пульсары получили свое название. Частота вашего пульса говорит о том, насколько быстро бьется ваше сердце. А частота испускания лучей пульсаром говорит о том, насколько быстро он вращается. Эта частота может составлять несколько сотен раз в секунду или всего один раз за несколько секунд.

      

Сверхновые

  Сверхновая (supernovae) – это мощнейший взрыв, в результате которого звезда полностью разрушается (рис. 11.3).

 

     

  Рис. 11.3. Сверхновая в спиральной галактике М51

   Фотография любезно предоставлена NASA

       

    

  Сначала давайте познакомимся со сверхновой типа II. Сверхновая типа II (type II supernova) – это ослепительный, невероятной силы взрыв звезды, намного более массивной, крупной и яркой, чем Солнце. До взрыва это был красный сверхгигант и, возможно, даже достаточно горячий, чтобы его можно было назвать голубым сверхгигантом. Когда сверхгигант, какого бы цвета он ни был, взрывается, после него остается небольшой сувенир на память – нейтронная звезда. Может произойти также сжатие звезды, причем настолько сильное, что после нее останется еще более странный объект – черная дыра.

  Второй тип сверхновой, который особенно важен, – это тип Iа. Сверхновая типа Ia (type Ia supernova) даже ярче сверхновой типа II, и ее взрыв происходит вполне предсказуемо и закономерно. Наблюдая сверхновую типа Iа, астрономы по степени ее яркости могут определить, на каком расстоянии она находится. Чем тусклее выглядит сверхновая, тем она дальше. Поэтому астрономы используют сверхновые типа Iа для измерения расстояний во Вселенной и степени ее расширения. В 1998 году две группы астрономов, изучая тип Iа, обнаружили, что расширение Вселенной вовсе не замедляется, а наоборот, ускоряется. Это открытие заставило специалистов пересмотреть свои теории космологии и Большого Взрыва (подробности вы узнаете в главе 16).

  У всех сверхновых типа Iа наблюдаются аналогичные картины взрывов, поскольку они представляют собой извержения в системах двойных звезд, когда газ от одной звезды стекает на другую (белый карлик), создавая внешний горячий слой, в результате чего накапливается что‑то вроде критической массы и происходит взрыв. Когда есть критическая масса, происходит стандартный взрыв, а когда есть больше критической массы… подождите – нельзя получить больше критической массы, потому что звезда уже взорвется! Так что астрофизика не так уж сложна.

      

Черные дыры

  Черные дыры (black holes) – объекты настолько плотные и компактные, что по сравнению с ними нейтронные звезды и белые карлики кажутся чем‑то очень неплотным и разреженным, как "сахарная вата". В черных дырах в малом объеме упаковано так много вещества, что огромная сила гравитации не дает ничему, даже световым лучам, вырваться из них. По мнению физиков, то, что попало внутрь черной дыры, покинуло нашу Вселенную. Так что если вы вдруг попадете в черную дыру, можете послать нашей Вселенной прощальный поцелуй.

  Увидеть свет, исходящий из черной дыры, невозможно, потому что свет из нее не может выйти наружу. Возникает вопрос: как же обнаружить черную дыру? Оказывается, ученые определяют черную дыру по ее воздействию на окружающее пространство. Вблизи черной дыры вещество раскаляется и хаотично движется с бешеной скоростью, но из него никогда ничего не образуется. В конце концов это вещество попадает в черную дыру "и – привет". И такая ситуация обусловлена мощнейшей гравитацией черной дыры.

  Но на самом деле я слишком упрощаю: иногда некоторой части вещества, движущегося вокруг черной дыры, удается "спастись". Оно выбрасывается в мощных потоках на огромной скорости.

  Ученые обнаруживают черные дыры так: они видят газ, вращающийся вокруг некоего участка, причем этот газ оказывается слишком горячим для обычных условий. Они обнаруживают потоки частиц высоких энергий, которым удалось ускользнуть из черной дыры. И наконец, ученые видят звезды, мчащиеся по орбитам с фантастической скоростью, как будто их приводит в движение чудовищная гравитация невидимого объекта огромной массы. Все это признаки черной дыры.

  До апреля 1999 года, когда астрономы объявили об открытии третьего класса черных дыр – черных дыр промежуточной массы, – различали два типа черных дыр:

 

черные дыры звездной массы;

 

сверхмассивные черные дыры.

      

Черная дыра звездной массы (stellar mass black hole), как вы уже догадались, имеет массу звезды. А точнее, масса таких объектов варьируется примерно от трех до ста солнечных масс, хотя черные дыры с массой, соответствующей верхнему из указанных пределов, пока не обнаружены[32]. Эти черные дыры имеют примерно такой же размер, как нейтронные звезды. Черная дыра, масса которой примерно в 10 раз превышает солнечную, имеет диаметр около 60 км. Если бы можно было сжать Солнце до достаточно малого размера, так чтобы оно превратилось в черную дыру (к счастью, это вряд ли возможно), то его диаметр составил бы примерно 6 км. Черные дыры звездной массы образуются в результате взрыва сверхновых и, возможно, какими‑то другими способами.

  Сверхмассивные черные дыры (supermassive black hole) имеют массу от сотен тысяч до нескольких миллиардов масс Солнца. Как правило, они расположены в центре галактик. Например, в центре нашей родной галактики Млечный Путь находится черная дыра, которая называется Стрелец А* (заметьте, звездочка здесь – не ссылка на комментарий, а составная часть названия). Ее масса составляет примерно миллион солнечных масс. Наша Солнечная система совершает полный оборот вокруг этой черной дыры в центре Галактики примерно за 226 миллионов лет. Это последние данные, полученные с помощью радиотелескопа Very Long Baseline Array (система телескопов со сверхдлинной базой), состоящего из 10 радиотелескопов, расположенных на линии, протянувшейся по всей территории США, от Виргинских островов через Северную Америку и до Гавайских островов. Некоторые астрономы считают, что в центре каждой галактики или по крайней мере каждой галактики нормального размера находится черная дыра. По поводу карликовых галактик полной уверенности нет. Более подробно о сверхмассивных черных дырах я расскажу в главе 13.

  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?

     

У Герцшпрунга и Ресселла не было достаточной информации о цветах или температурах звезд, поэтому по горизонтальной оси первоначальной диаграммы они отложили значения спектральных типов. Спектральный тип (spectral type) – это параметр, присваиваемый звезде в зависимости от ее спектра. А спектр (spectrum) – это составляющие, на которые раскладывается свет звезды, проходя через призму или другое оптическое устройство в приборе под названием спектрограф.

      

Сначала астрономы понятия не имели, что представляют собой различные типы звезд, поэтому они просто группировали их вместе (именуя их тип А, тип В и 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.

 

Многие или даже большинство звезд расположены в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого угла в правый нижний. Эта диагональная полоса соответствует главной последовательности звезд и все находящиеся в ней звезды – нормальные звезды типа Солнца, в ядрах которых происходят термоядерные реакции горения водорода.

 

Некоторые звезды находятся в более широкой и разреженной, приблизительно вертикальной полосе, протянувшейся от диагональной полосы вверх и немного вправо (т. е. в сторону большего блеска и более низких температур). В этой полосе находятся красные гиганты.

 

Небольшое количество звезд разбросано по всей верхней части диаграммы, Н слева направо. Это полоса сверхгигантов; слева находятся голубые, а справа – красные сверхгиганты (превосходящие голубые по численности).

 

Еще немного звезд находится намного ниже диагональной полосы– внизу слева и в центре диаграммы. Это белые карлики.

      

Звезда главной последовательности отображена на H‑R‑диаграмме в соответствии с ее блеском и температурой, но и ее блеск, и температура зависят только от одного – массы. Диагональная форма главной последовательности отображает движение от звезд с большей до звезд с меньшей массой. У звезд, расположенных в левом верхнем углу главной последовательности, масса больше, чем у Солнца, а у звезд в правом нижнем углу – меньше, чем у Солнца.

  Астрономы обычно не отображают молодые звездные объекты на одной H‑R‑диаграмме с остальными звездами. Но если бы они это сделали, то YSO находились бы в правой части диаграммы, над главной последовательностью, но совсем не так высоко, как сверхгиганты. Нейтронные звезды и черные дыры слишком трудно различимы для того, чтобы помещать их на H‑R‑диаграммах, где отображают обычные звезды.

    

              Интерпретация H‑R‑диаграммы

     

Еще немного объяснений – и вы, как заправский астрофизик, будете знать, почему все эти звезды попадают в различные части диаграммы. Исследователи потратили десятки лет, чтобы это понять, а вы с помощью книги Астрономия для "чайников" получите все объяснения на блюдечке с голубой каемочкой. Для простоты мы рассмотрим калиброванную H‑R‑диаграмму, на которой все звезды отображены в соответствии с их истинным блеском.

  Попробуйте ответить на вопрос: почему одна звезда ярче или тусклее другой? Блеск звезды определяют два простых фактора– температура и площадь поверхности. Чем больше звезда, тем больше у нее площадь поверхности, и каждый квадратный сантиметр этой поверхности излучает свет. Таким образом, чем больше квадратных сантиметров поверхности, тем больше света. Но возникает также вопрос о количестве света, которое излучает данный квадратный сантиметр поверхности. Горячие звезды ярче холодных, поэтому чем горячее звезда, тем больше света излучает каждый квадратный сантиметр ее поверхности.

  Ну как, все понятно? А теперь разложим все по полочкам, применив эти знания к различным типам звезд.