Космические рубежи теории относительности
Шрифт:
Чтобы выявить существование жизненного цикла звёзд, астрономы должны начать с вопроса: что такое звёзды? Глядя на небо, они видят яркие звёзды и звёзды слабые, звёзды голубоватые и красноватые. Астрономам отсюда сразу же становится ясно, что первое впечатление может оказаться совершенно неверным. Например, вы смотрите на яркую звезду в небе, а ведь вы не можете узнать, насколько ярка эта звезда на самом деле. Может быть, это исключительно яркая звезда, находящаяся очень далеко от Земли, но может быть, что это слабая звезда, только она случайно оказалась поблизости. Кажущаяся яркость звёзд не говорит астрономам ничего существенного о внутренних свойствах этих звёзд. Астроном предпочел бы знать абсолютную яркость звезды. Абсолютная яркость показывает, насколько яркой является звезда в действительности, т. е. сколько
Видимая и абсолютная яркости звезды связаны между собой через расстояние до звезды. Чтобы понять причину этого, вспомним вид уличных фонарей темной ночью. Одного только субъективного ощущения яркости фонаря для ваших глаз вам недостаточно, чтобы сказать, насколько ярко светит этот фонарь на самом деле. Это может быть 100-ваттная лампочка поблизости или 500-ваттная - вдали от вас. Но если вы знаете расстояние до фонаря, можно прикинуть, насколько ярко светит фонарь в действительности. Существует очень простая связь между видимой яркостью, абсолютной яркостью и расстоянием. При известных видимой яркости и расстоянии всегда можно найти его действительную, или абсолютную, яркость. И эта абсолютная яркость укажет вам основное свойство источника света! Она укажет, какую мощность в ваттах лампа (или звезда) излучает в действительности.
Начиная с середины XIX в. астрономы усовершенствовали в конце концов технику измерения параллакса до такой степени, что смогли измерить расстояния до многих звёзд. Как говорилось в гл. 1, нахождение параллакса - это прямой, хотя и трудоёмкий способ непосредственного измерения расстояния до звёзд. В результате астрономы, зная расстояния до звёзд, без труда рассчитали их абсолютную яркость. Наконец-то они выяснили, насколько ярки звёзды на самом деле!
Выражать абсолютную яркость, или светимость, звезды удобно, если указать, насколько эта звезда ярче или слабее, чем Солнце. Значит, светимость Солнца принимается за единицу: Солнце светит с абсолютной яркостью в «1 Солнце». Многие звёзды излучают лишь одну сотую того света, который даёт Солнце. Их светимость равна приблизительно «1/100 Солнца». Напротив, многие звёзды излучают в тысячи раз больше света, чем наше солнце. Например, яркая голубая звезда Ригель в созвездии Ориона обладает светимостью 50000 Солнц. Выяснилось, что Ригель - это одна из самых ярких (в абсолютном смысле) звёзд, известных в астрономии.
РИС. 6.1. Спектр. Когда белый свет проходит сквозь призму, он разбивается на лучи всех цветов радуги. Такое разложение называется спектром; в нём часто содержатся тонкие чёрные линии, вызванные химическими элементами, которые содержатся в источнике света.
Кроме истинной светимости звёзд астрономы хотели бы ещё знать их температуру, химический состав, а также количество вещества, из которого они состоят. Решающие шаги в этом направлении были сделаны в результате ряда замечательных открытий, начавшихся также с середины XIX в. Со времен Исаака Ньютона было известно, что белый свет, проходя сквозь стеклянную призму, разбивается на лучи всех цветов радуги. Такая цветовая радуга называется спектром (см. рис. 6.1). В 1815 г. немецкий оптик Йозеф Фраунгофер заметил, что в спектре Солнца на яркие цвета радуги накладываются слабые темные линии. Истинная природа этих спектральных линий оставалась неизвестной вплоть до 60-х гл. XIX в., когда выяснилось, что они обусловлены различными химическими веществами, содержащимися в источнике света. Трудами великих физиков (Макса Планка, Нильса Бора и др.) было показано, что спектральные линии вызываются переходами электронов с орбиты на орбиту внутри атома. При таких переходах электроны поглощают или испускают свет строго определённых длин волн. Эти процессы и определяют картину спектральных линий. Разные химические вещества состоят из атомов разных типов и дают поэтому различные и притом вполне определённые системы спектральных линий. Иными словами, химические элементы в источнике света оставляют свои «отпечатки пальцев» на испускаемом им излучении в виде характерных спектральных линий. Отождествляя эти линии, физик или астроном может определить химический состав источника света.
Исследуя спектры звёзд, астрономы в конце концов смогли выяснить, из чего состоят эти звёзды. На основании многолетних исследований теперь известно, что звёзды состоят в основном из водорода и гелия. От 50 до 80% вещества звёзд -это водород, легчайший из элементов. А вместе с гелием водород составляет от 96 до 99% массы большинства звёзд. Значит, на более тяжелые элементы остаётся в общей сложности менее 4% массы. Из этих элементов наиболее распространены кислород, азот, углерод, неон, магний, аргон, хлор, кремний, сера и железо.
Хотя
РИС. 6.2. Спектры звёзд Три звезды - Альфа Малого Пса, Тау Скорпиона и Бета Пегаса - обладают почти одинаковым химическим составом. Вид их спектров очень различен ввиду совершенно разных поверхностных температур этих трёх звёзд. (Обсерватория им. Хейла.)
Так, изучая спектры звёзд, астрономы выяснили, из чего состоят эти звёзды. Одновременно - и это, может быть, ещё важнее - удалось определить температуры поверхностей звёзд. Так астрономы узнали, сколь горячи звёзды.
Зная истинную светимость и поверхностную температуру звезды, астрономы могут сделать много важных заключений. Незадолго до начала первой мировой войны датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга обнаружили, как много интересных выводов можно получить из диаграммы светимость - температура. Как видно из рис. 6.3, светимости звёзд откладываются по вертикальной оси, а поверхностная температура - по горизонтальной оси. Каждую звезду на небе, для которой известны её светимость и температура, можно изобразить в виде точки на этом графике. Например, светимость Солнца равна 1, а его поверхностная температура близка к 6000 К; поэтому Солнце изображается точкой вблизи середины диаграммы. В честь создавших его астрономов график, приведенный на рис. 6.3, называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела.
РИС. 6.3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Распределение звёзд по светимости и температуре удобнее всего представить в виде подобной диаграммы. Большая часть звёзд сосредоточена в трёх основных областях - на главной последовательности, среди красных гигантов и среди белых карликов.
Сразу видно, что точки, изображающие реальные звёзды, не разбросаны беспорядочно по всей диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Напротив, они группируются в трёх основных областях. Большинство звёзд, которые мы видим на небе, принадлежат к главной последовательности. Главная последовательность проходит через всю диаграмму по диагонали от ярких горячих звёзд в левом верхнем углу к слабым холодным звёздам в правом нижнем углу. Точка, изображающая Солнце, находится в середине главной последовательности, и поэтому мы говорим, что Солнце - это звезда главной последовательности.
Кроме главной последовательности имеется другая большая группа звёзд в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Эти звёзды являются яркими и холодными. Они излучают света в тысячи раз больше, чем Солнце, но их поверхностные температуры составляют всего от 3000 до 4000 К. Значит, эти звёзды должны быть гигантскими по своим размерам. Если поместить одну из них в центре Солнечной системы, то орбита Земли окажется расположенной ниже её поверхности. Для таких звёзд обычны диаметры в несколько сотен миллионов километров. Поскольку эти звёзды холодные, они излучают главным образом красноватый свет. Поэтому их называют красными гигантами.