Из чего состоят звезды и почему у них паспорта разные?

 

Различие спектров ‑ звездных паспортов ‑ известно давно и получило правильное объяснение в 30‑х годах нашего века на основе теории ионизации газов. Было доказано, что это различие зависит в основном не от различия химического состава их атмосфер, который у всех звезд почти одинаков, а от различия их температур. Так, при сравнительно низкой температуре звезд классов К и М или солнечных пятен могут существовать стойкие химические соединения, например, окись титана. В более горячей звезде окись титана распадется на составные части ‑ титан и кислород. В ее атмосфере атомы металлов, легко возбуждаемые и охотно поглощающие свет фотосферы, будут играть главную роль в поглощении и больше всего проявят себя в спектре. Если звезда еще горячее, то атомы металлов ионизуются в ней и дают уже другие линии в спектре.

У еще более горячей звезды атомы металлов теряют уже не один электрон, а больше, и линии их спектра переходят в невидимую нам ультрафиолетовую часть спектра, предоставляя место для назойливого выпячивания водородных линий. Водородные атомы возбуждаются в большем числе и поглощают свет фотосферы (и производят этим темные линии в спектре) при этой более высокой температуре более интенсивно.

Химический состав атмосфер звезд и Солнца по исследованиям Рессела (США), Унзольда (Германия) и других в основном почти одинаков и близок к химическому составу земной коры не только качественно, но и количественно, за исключением того, что в земной атмосфере нет заметных количеств водорода и гелия. Число атомов разного сорта в звездных атмосферах удалось теперь определить по интенсивности производимых ими темных линий в спектре, на основе теории спектров атомов и из лабораторных опытов по определению поглощательной способности различных газов и паров. Различия в химическом составе звездных атмосфер все же есть, они проявляются, например, в различии спектров звезд классов М и N и у горячих звезд типа Вольфа ‑ Райе.

В следующей табличке даны логарифмы среднего числа атомов в столбе атмосфер сечением 1 см2 для звезд и Солнца по сравнению с такими же, но относительными данными для Земли и метеоритов. (Надо помнить, что различие в логарифмах на 2 соответствует различию в числах в 100 раз и т. д.)

Все эти данные не вполне точны, но мы видим, что атомосферы звезд‑солнц не только состоят из тех же химических элементов, что и земная кора, но и относительное содержание каждого из них в Земле и в звездах очень сходно, за исключением того, что в звездах и Солнце водорода и гелия гораздо больше.

Любопытно в связи с этим вспомнить, что философ Огюст Конт, позитивист и приверженец идеализма, накануне открытия спектрального анализа утверждал, что человек никогда не зрнает химического состава звезд.

 

 

Развитие науки опровергло ошибочное и вредное утверждение Конта. Так же были опровергнуты предсказания невозможности наблюдать когда‑либо солнечную корону вне полных затмений. Ставить пределы человеческому познанию нельзя!

В атмосферах звезд обнаружены не все химические элементы, известные нам, и причина этого та же, что в случае Солнца, о котором мы уже говорили.

Атмосферы звезд и Солнца отличаются от Земли по химическому составу, главным образом за счет их богатства водородом и гелием.

Согласно теоретическим расчетам недра звезд, по крайней мере большинства их, тоже состоят в основном из водорода.

В химическом составе отдельных звезд встречаются, как мы уже говорили, некоторые отклонения от средней нормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием. Академик Г. А. Шайн (в Симеизе), удостоенный Государственной премии, обнаружил, что в некоторых холодных звездах встречается аномально много особого вида углерода, так называемого тяжелого изотопа углерода. Обладая теми же химическими свойствами, что обычные атомы углерода, атомы этого изотопа тяжелее на 1/12 долю. Это показывает, что на разных мирах нет абсолютной тождественности условий, как и должно быть в бесконечной и бесконечно многообразной Вселенной.

Большой интерес представило открытие в 1965 г. нескольких «инфракрасных звезд». Эти звезды хотя и видны в телескоп визуально, но большая часть их излучения сосредоточена в далекой инфракрасной области спектра, начиная с 9500 ангстрем (А). Они несколько похожи по спектру на очень красные звезды, но представляют собой какой‑то новый класс объектов с очень низкой температурой: 1000° и, может быть, даже 700°. Это приближает нас к допущению существования совсем темных звезд, но число их должно быть очень невелико. Ифракрасные звезды содержат в спектре полосы поглощения окиси титана и окиси ванадия, а, кроме того, и полосы поглощения... водяных паров! Да, да, ‑ вода на звездах, на которых воды‑то уж никак нельзя было ожидать. Но во внешних частях атмосферы столь холодных звезд горячие водяные пары могут существовать. Не забудьте, конечно, что и столь «холодные» звезды состоят из разреженного горячего газа ‑ это тоже не огненно‑жидкие, тем более не твердые тела.

Сравнительное однообразие химического состава известных небесных тел, быть может, разочарует кого‑нибудь. Однако несомненно большое значение этого факта, подтверждающего материальное единство Космоса. Это единство дает нам право распространять на звездную Вселенную законы природы, познанные нами на опыте в скромных пределах нашей Земли. Все это ‑ одно из ярких подтверждений правильности диалектико‑материалистического мировоззрения.

 

Градусники для звезд

 

Мы уже говорили о том, что температуру небесных индивидуумов можно узнать и не ставя им градусник. Способы определения температур звезд весьма разнообразны, и они взаимно проверяют друг друга. Результаты применения разных способов сходятся довольно хорошо друг с другом и приводят к выводам, уже указанным в таблице звездных спектров. Температуры звезд мы можем измерять, находясь от них на чудовищно больших расстояниях, улавливая получаемое от них тепло, либо вычислять их, когда мы знаем размеры и светимости звезд, вычислять их по относительной интенсивности разных линий в их спектре, на основе теории, дающей зависимость степени ионизации газа от его температуры и проверенной на опытах. Кроме того, температуры звезд можно определить по распределению энергии в их непрерывном спектре и даже по цвету звезды, зависящему от этого распределения.

Надо помнить, что поскольку наблюдаемый нами спектр и свет звезд производятся их атмосферами, постольку и определяемая нами температура, так же как и химический состав, относится только к атмосферам звезд. Температура внутри звезд определяется сложными теоретическими расчетами; она достигает многих миллионов градусов.

 

Лот в безднах мироздания

 

За пределами Солнечной системы к звездам приходится сделать такой большой скачок в расстояниях, что он удался всего лишь 140 лет назад, гораздо позднее, чем исчезли сомнения в подобии между Солнцем и звездами. Измеритель морских глубин, ‑ лот, в области астрономии неоднократно «забрасывался» в направлении разных звезд и долго не мог достигнуть ни одной из них, не мог достать «дна». Это, конечно, лишь фигуральное сравнение, потому что, как и в случае определения температур светил, возможность непосредственных измерений расстояний здесь исключена. Как мы сейчас увидим, их можно найти лишь косвенным путем, вычисляя на основании измерения других величин. Этот путь, указанный еще Коперником, состоит в измерении углов, но приборы и методы, позволяющие достигнуть необходимой точности, были созданы лишь в XIX веке. Как и при определении расстояния до любого недоступного предмета, идея способа заключается в измерении разности направлений, по которым видна звезда с двух концов базиса известной длины. Расстояние, соответствующее этой разности направлений, можно вычислить с помощью тригонометрии. В данном случае диаметр Земли в качестве базиса оказался слишком мал, и для огромного большинства звезд при современной точности измерения углов даже диаметр земной орбиты недостаточен. Все же именно его Коперник рекомендовал взять за базис, что и выполнили ученые позднейших поколений.

Только 140 лет назад замечательному астроному В. Я. Струве в России, Бесселю в Германии и Гендерсону в Южной Африке удалось произвести достаточно точные измерения и впервые установить расстояния до некоторых звезд. Чувство, испытанное при этом современниками, напоминало радость моряков, которые при долгом плавании безуспешно бросали лот и, наконец, достали им до дна.

Классический способ определения расстояний до звезд состоит в точном определении направления на них (т. е. в определении их координат на небесной сфере) с двух концов диаметра земной орбиты. Для этого надо их определить в моменты, отделенные друг от друга полугодом, так как Земля за это время сама переносит с собой наблюдателя с одной стороны своей орбиты на другую.

Кажущееся смещение звезды, вызванное изменением положения наблюдателя в пространстве, чрезвычайно мало, едва уловимо. Его предпочитают измерять по фотографии, делая для этого, например, на одной и той же пластинке два снимка избранной звезды и ее соседок, один снимок через полгода после другого. Большинство звезд так далеки, что их смещение на небе при этом совершенно незаметно, но по отношению к ним достаточно близкая звезда заметно смещается. Это ее смещение и измеряют с точностью до 0",01‑ большей точности пока достигнуть еще не удается, но она уже намного выше точности, достигнутой полвека назад.

Описанное кажущееся смещение звезды вдвое больше того угла, под которым с нее был бы виден радиус земной орбиты и который называется годичным параллаксом. (Мы здесь говорим о радиусе потому, что в данном случае отличием орбиты Земли от окружности можно пренебречь.)

Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины α Центавра, невидимую в СССР, хотя одна близкая к ней, невидимая невооруженным глазом звездочка оказывается еще на 1% ближе. Параллакс этих звезд наибольший и составляет 3/4"; он измерен с точностью около 1 %, поскольку точность угловых измерений достигает 0",01.

 

Рис. 137. Параллакс и собственное движение звезд. На рисунке параллакс р двух близких друг другу звезд и их собственные движения μ одинаковы, но их путь в пространностве различен

Под углом около 0",01 нам представляется поперечник копейки, если ее поставить на ребро на Красной площади в Москве и рассматривать из Тулы или из Рязани! Вот какова точность астрономических измерений! Под углом в 0",01, говоря точно, видна линейка, на которую смотрят под прямым углом с расстояния, в 20 626 500 раз большего, чем длина линейки.

По параллаксу легко узнать соответствующее расстояние. Мы получим расстояние до звезды в радиусах земной орбиты, если разделим число 206 265 на величину параллакса, выраженного в секундах дуги. Чтобы выразить его в километрах, надо полученное число умножить еще на 150 000 000.

Мы уже знаем, что большие расстояния удобнее выражать в световых годах или в парсеках. Звезда а Центавра и ее соседка, прозванная «Ближайшая», так как она еще чуть‑чуть ближе к нам, отстоят от нас в 270 000 раз дальше, чем Солнце, т. е. на 4 световых года. Курьерский поезд, идя без остановок со скоростью 100 км в час, добрался бы до нее через 40 миллионов лет! Попробуйте утешиться воспоминанием об этом, если вам когда‑либо надоест продолжительная езда в поезде...

Точность измерения параллаксов в 0",01 не позволяет измерить параллаксы, которые сами меньше этой величины, так что описанный способ неприменим к звездам, отстоящим далее 300‑350 световых лет. Кроме того, легко видеть, что если при параллаксе в 0",10 ошибка в 0",01 составит 10%, то при измеренном параллаксе в 0",01 мы должны допустить, что истинный параллакс может составить и 0",02 и 0",00. В первом случае действительное расстояние (соответствующее 0 ",02) будет около 150 световых лет, во втором случае оно равно бесконечности. При таких малых параллаксах ошибка в 20% при определении расстояния по спектру делает их более надежными, чем классический способ определения расстояний, на котором, впрочем, они сами основаны. Классическим способом, описанным здесь, за 140 лет определены расстояния до 6000 звезд (около 10 000 определений), спектральных же параллаксов за 30 лет определено около 28 000. Комментарии, как говорится, излишни.

С помощью описанного способа и других, использующих спектры, а также с помощью совершенно иных косвенных методов можно определять расстояния до звезд, отстоящих гораздо дальше, чем на 300 световых лет. Свет звезд некоторых далеких звездных систем доходит до нас за сотни миллионов световых лет. Это вовсе не значит, как часто думают, что мы наблюдаем звезды, может быть, уже не существующие сейчас в действительности. Не стоит говорить, что «мы видим на небе то, чего в действительности уже нет», ибо подавляющее большинство звезд изменяется так медленно, что миллионы лет назад они были такими же, как сейчас, и даже видимые места их на небе меняются крайне медленно, хотя в пространстве звезды движутся быстро.

 

Движение неподвижных звезд

 

Этот парадокс вытекает из того, что в отличие от блуждающих светил ‑ планет‑звезды созвездий некогда назвали неподвижными. Между тем неподвижного в мире ничего быть не может. Еще два с половиной века назад Галлей обнаружил перемещение Сириуса по небу. Чтобы заметить систематическое изменение небесных координат звезд, их перемещение на небе относительно друг друга, надо сравнивать точные определения их положения на небе, сделанные с промежутком времени в десятки лет. Невооруженным глазом они незаметны, и за историю человечества ни одно созвездие не изменило заметно своих очертаний.

Для большинства звезд никакого перемещения подметить не удается, потому что они слишком далеки от нас. Всадник, скачущий карьером на горизонте, как нам кажется, почти стоит на месте, а черепаха, ползущая у наших ног, перемещается довольно быстро. Так и в случае звезд ‑ мы легче замечаем движения ближайших к нам звезд. Фотографии неба, которые удобно сравнивать друг с другом, очень нам в этом помогают. Наблюдения положения звезд на небе делались задолго до изобретения фотографии, сотни и даже тысячи лет назад. К сожалению, они были слишком неточны, чтобы из сравнения их с современными можно было заметить движение звезд. «Летящая звезда Барнарда» ‑ так назвали одну слабенькую звездочку за ее наиболее заметное среди звезд движение по небу, но движется она, если хотите, даже не черепашьим шагом, а еще медленнее. За год она «пролетает» по небу дугу в 10", т. е. чтобы переместиться на видимую величину лунного поперечника (112°), ей потребуется две сотни лет. Если ее сфотографировать большим московским астрографом, дающим крупный масштаб, то изменение за год ее положения среди звезд на фотографии составит меньше одного миллиметра! Однако по сравнению с другими звездами это действительно «летящая» звезда. Для большинства звезд с уже измеренным движением по небу сдвиг их на фотографиях, снятых такими же большими телескопами с промежутками времени в десятки лет, выражается сотыми и даже тысячными долями миллиметра.

Определив величину и направление видимого углового перемещения звезд на небе, можно рассчитать, как изменится с течением времени расположение ярких звезд в созвездиях. Движение множества звезд было определено, в частности, в Пулковской обсерватории в прошлом веке, а позднее С. К. Костинским и в особенности А. Н. Дейчем.

Как ни ничтожны угловые перемещения звезд собственными движениями, они соответствуют громадной скорости в пространстве, если вспомнить величину расстояния, с которого мы их видим. Надо иметь в виду, что видимое угловое перемещение звезды зависит не только от расстояния и от скорости движения ее в пространстве, но и от направления, по какому она движется относительно нас. На фоне далекого леса или дома несущийся к вам по дороге велосипедист смещается меньше, чем пешеход, идущий невдалеке вам наперерез.

 

Рис. 138. Лучевая и тангенциальная скорости движения звезды

Если звезда движется под прямым углом к линии, цо которой мы на нее смотрим, то ее смещение на небе целиком соответствует ее скорости в пространстве, которую легко тогда подсчитать, зная расстояние до звезды.

Пусть, например, такая звезда передвигается в год на 1" и находится от нас на расстоянии, в 2 082 650 раз большем, чем Земля от Солнца. Тогда, как мы знаем, длина дуги в 1" (в 206 265 раз меньшая радиуса окружности) составит здесь отрезок, в 10 раз больший расстояния от Земли до Солнца. Это путь, пройденный ею за год, и отсюда легко рассчитать ее скорость в километрах в секунду. Она составит:

(1500000000/365X24X60X60)=47,4 км/сек.

У нас есть еще другая возможность изучать движение звезд ‑ измеряя смещение линий в их спектрах. Эта лучевая скорость в сочетании с измеренным собственным движением при известном расстоянии до звезды (только в этом случае!) полностью определяет нам движение ее в пространстве и по величине и по направлению. Например, если обе скорости равны, то направление движения звезды составляет угол в 45° с линией нашего зрения.

 

Рис. 139. Изменения очертаний теперешнего 'ковша' Большой Медведицы. Верхний рисунок ‑ нынешние очертания, средний ‑ через 50 тыс. лет, нижний ‑ через 100 тыс. лет

Усилиями многих обсерваторий, среди которых видное место занимают Пулковская и Симеизская, к настоящему времени измерены собственные движения более 100 тысяч звезд и лучевые скорости 7 тысяч звезд. К сожалению, не все звезды из этих 7 тысяч входят в число 100 000 названных выше. Собственные движения звезд определяют специалисты по измерению фотографий (гоняясь за звездами с более заметным движением), между тем лучевые скорости определяют спектроскописты, выбирающие достаточно яркие звезды, для которых можно сфотографировать спектр с большой дисперсией. Скорости звезд составляют обычно десятки километров в секунду. Наибольшую из измеренных астрономами до настоящего времени скоростей (583 км/сек) имеет одна слабая звезда в созвездии Голубя.