книги из ГПНТБ / Цесевич В.П. Маяки Вселенной [пер. с укр

диагонали слева — сверху, направо — вниз. Эта полоса названа главной последовательностью.

Как объяснить такое расположение точек? Рассмот­ рим более детально две красные звезды спектрального

!емпература

Белые карлики

Спектральный класс

Рис. 1. Диаграмма светимость— спектральный класс.

класса М; одну из них возьмем из верхней части диа­ граммы, а вторую — на главной последовательности. Температура их фотосфер одинакова, следовательно,

зо

должна быть одинаковой и их поверхностная яркость. Однако светимость одной звезды в сотни тысяч раз больше, чем у другой! Объясняется это тем, что све­ тящаяся поверхность звезды главной последователь­ ности гораздо меньше по своей величине. Вычисления (с применением закона Стефана—Больцмана) показали, что в верхней части диаграммы располагаются точки, изображающие звезды-гиганты. Это огромные светила, которые по своим объемам в миллионы раз превосхо­ дят Солнце. На главной же последовательности распо­ лагаются точки, изображающие звезды, размеры ко­ торых близки к размерам Солнца. Их назвали звезда- ми-карликами.

Через несколько лет диаграмма светимость — спект­ ральный класс была существенно дополнена. У Сириу­ са — самой яркой звезды нашего неба — был открыт спутник — белая звездочка небольшой светимости. Ког­ да ее поместили на диаграмму, она попала в нижний левый угол. Что это означало? Температура поверхности этой звезды высока, а светимость мала. Следовательно, размеры ее очень невелики. Действительно, она ока­ залась сравнимой по своим размерам с Землей. Ее на­ звали «белым карликом», хотя более уместно было бы образно назвать ее звездой-лилипутом.

Забегая несколько вперед, скажем, что астрономы разработали также способ определения масс звезд. Ока­ залось, что массы звезд не столь разнообразны, как их объемы и светимости.

Существуют звезды, превосходящие Солнце по свое­ му объему в миллиарды раз, но нет звезд, которые бы­ ли бы «массивнее» Солнца даже в двести раз. Более того, было обнаружено, что светимость звезды примерно пропорциональна кубу ее массы. Таким образом, если

31

масса звезды равна ста солнечным, то ее светимость достигает миллиона!

Последнее открытие имело очень большое значение для истолкования диаграммы Гердшпрунга — Рессела. Зная объем звезды и ее массу, можно вычислить сред­ нюю плотность ее вещества. Оказалось, что звезды-ги­ ганты обладают чрезвычайно низкой плотностью ве­ щества — она колеблется в пределах от одной тысячной до одной миллиардной плотности воды. У звезд глав­ ной последовательности средняя плотность вещества составляет несколько граммов на кубический санти­ метр, в то время'как у белых карликов масса одного кубического сантиметра может достигать тонны и даже больше.

Со временем новые наблюдения дали возможность пополнить наши сведения о звездах, а диаграмма Герц- шпрунга—Рессела все более насыщалась точками. На ней вырисовывались все новые и новые детали и груп­ пы звезд.

СОБСТВЕННОЕ ДВИЖ ЕНИЕ ЗВЕЗД

Каждая звезда движется в мировом пространстве. Движется и наше Солнце, неся с собой всю окружаю­ щую его планетную семью (в том числе и Землю). Собственное движение звезд должно постепенно изме­ нять их взаимное расположение на небе. Действительно, те созвездия, которые мы теперь видим, имели в до­ исторические времена совсем другие очертания. Однако эти изменения происходят очень медленно и их можно

обнаружить только путем очень точных измерений по­ ложения звезд.

От чего зависит видимое собственное движение звезды?

32

Во-первых, от пространственной скорости звезды: чем больше скорость звезды, тем больше ее собствен­ ное движение.

Во-вторых, от расстояния звезды до нас. Если звезда очень далека от нас, то даже при большой простран­ ственной скорости ее перемещение на звездном небе покажется земному, наблюдателю очень медленным.

Для определения пространственной скорости звезды недостаточно знать ее собственное движение. Даже в том случае, если известно расстояние от 'Земли до звезды, мы можем вычислить только составляющую ско­ рости, перпендикулярную к лучу зрения. Необходимо также знать составляющую скорости вдоль луча зре­ ния — только тогда мы сможем определить как скорость, так и направление движения звезды.

Лучевую скорость звезды можно определить путем спектральных наблюдений, пользуясь эффектом Доп­ плера. Мы знаем, что в результате движения звезды вдоль луча зрения спектральные линии смещаются со своих «нормальных» мест: это изменение длины волны пропорционально лучевой скорости.

Изучение пространственной скорости звезд привело к неожиданным, но очень важным заключениям. Млеч­ ный Путь — это гигантская звездная система с централь­ ным ядром, вокруг которого обращаются звезды, ог­ ромные массы холодной темной материи — темные ту­ манности и облака межзвездного разреженного газа. Известно, что общая масса вещества нашей Галакти­ ки примерно в 150 млрд, раз превышает массу Солнца. Если бы нам удалось взглянуть на Галактику извне, удалившись от нее вдоль оси ее вращения, то мы бы увидели ее как спиральную звездную систему. От цен­ трального ядра Галактики отходят спиральные ветви, содержащие около 50 млрд, звезд и располагающиеся

вблизи плоскости, перпендикулярной к оси вращения системы. Эту плоскость часто называют экваториаль­ ной плоскостью Галактики.

Наблюдатель, который смог бы рассматривать Га­ лактику также извне, но располагаясь вблизи ее эк­ ваториальной плоскости, увидел бы чечевицеобразную звездную систему, сплюснутую вдоль оси вращения.

Солнце, удаленное от ядра Галактики примерно на 30 тыс. световых лет, находится вблизи экваториаль­ ной ее плоскоеш и движется вокруг ядра со скоростью, близкой к 273 км, сек, совершая один полный оборот вокр\г ядра примерно за 200 млн. лет!

Си ролшое бблышшсгво звезд, обладающих, кстати, наиболее высокий свстнмостю, входи г в состав звезд­ ных облаков, расположенных в спиральных ветвях i а-

'коп подсистеме 1адакгшш.

Пеушмимыи «.лозец.) комет Ш. Мессье многие годы внимательно осматривал звездное небо, не пропуская ни одной ясной ночи. Чтобы облегчить поиски комет, он в i/bi году составил первый каталог «туманных пятен», видимых в небольшой телескоп. В этот каталог были также занесены круглые облачка тумана, которые ока­ зались впоследствии компактными шаровыми звездны­ ми. скоплениями. Наблюдения, выполненные при помо­ щи больших телескопов, показали, что каждое из ша­ ровых скоплений состоит из многих тысяч звезд.

Таких звездных скоплений немного — па всем звезд­ ном небе их насчитывают несколько десятков, причем -все они наблюдаются вдали от полосы Млечного Пути. Эти скопления образуют своеобразную оболочку (почти сферическую по форме) Галактики. Вот почему подсис­

34

тема шаровых звездных скоплений получила название сферической.

При разделении звезд на подсистемы большую роль играет их расстояние от экваториальной плоскости Га­ лактики — так называемая Z-координата. Современная наука выделяет несколько звездных подсистем, как бы переходящих одна в другую. Опишем свойства предель­ ных случаев.

Звезды первого типа звездного «населения» имеют в среднем небольшие Z-координаты, относятся к плос- ’ кой подсистеме и вращаются вокруг ядра Галактики как бы «единым фронтом». Если из скорости такой звез­ ды вычесть скорость вращательного движения вокруг ядра Галактики, то остаточная скорость хаотического движения не превысит в среднем 10 км!сек. К этой под­ системе относятся очень массивные звезды, обладающие большой светимостью, а также и звезды главной после­ довательности — звезды-карлики.

Для звезд второго типа звездного «населения» ха­ рактерны в среднем большие Z-координаты. Эти звезды образуют так называемую сферическую подсистему. Их пространственные скорости гораздо больше — достигают почти 400 км/сек—и распределены по направлениям хао-. тически. По своим физическим свойствам эти звезды, очевидно, тождественны тем, которые относятся к шаро­ вым звездным скоплениям. Среди объектов сферической подсистемы мы прежде всего находим звезды-гиганты пониженной светимости.

В сферическую подсистему входят также звезды-суб­ карлики. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела они располагаются параллельно главной последователь­ ности, ниже нее. Светимость этих звезд меньше, чем

узвезд-карликов таких же спектральных классов. Спектральные исследования показали, что звезды

различных подсистем отличаются друг от друга не толь­ ко расположением в Галактике и скоростью движения, но и по их химическому составу. Звезды второго типа богаты водородом, но в их атмосферах мало металлов.

Узвезд первого типа металлов гораздо больше. Считается, что звезды второго типа «населения» воз­

никли очень давно — миллиарды лет тому назад, в то время как возраст звезд первого типа оценивается в 1 — 10 миллионов лет.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Теперь мы можем вернуться к более подробному опи­ санию диаграммы Герцшпрунга—Рессела. Прежде все­ го надо отметить, что эта диаграмма дает астрономам способ определения расстояний до далеких от нас звезд­ ных коллективов. Возьмем, к примеру, звездное скопле­ ние Плеяд, которое хорошо наблюдается в осенний вечер в восточной стороне неба на границе созвездий Тельца и Овна. Входящие в это скопление звезды связаны об­ щностью происхождения, образуют реальную физичес­ кую группу и находятся практически на одном и том же расстоянии от нас. Определяя их спектральные классы

ивидимые звездные величины, мы располагаем данны­ ми для построения диаграммы; похожей на диаграмму Герцшпрунга — Рессела. Отличие состоит только в том, что на вертикальной оси мы откладываем не абсолют­ ные, а видимые звездные величины. Сдвигая эту диаграм­ му вдоль вертикальной оси до совпадения главных по­ следовательностей, мы находим разность между видимой

иабсолютной звездными величинами, которая называ­ ется «модулем расстояния». Модуль расстояния показы­ вает, насколько ослаблен блеск звезд из-за удаленности звездного скопления от земного наблюдателя. Было най­

36

дено, что абсолютный блеск Плеяд ослаблен на 5,6 звезд­ ной величины и что расстояние до них равно 130 парсек.

Для слабых звезд, или звезд, входящих в шаровые звездные скопления и внегалактические звездные систе­ мы, определить спектральные классы пока не удается. Поэтому при построении диаграммы вместо спектраль­ ных классов пользуются показателями цвета, опреде­ лить который гораздо легче. Как известно, показатель цвета звезды зависит от ее спектрального класса.

Сравнение диаграмм «видимая звездная величина — показатель цвета» также дает возможность определить модули расстояния. В частности, таким путем было ус­ тановлено, что шаровое звездное скопление М13, наблю­ дающееся в созвездии Геркулеса, удалено от нас на рас­ стояние 6900 парсек!

Накопление подобных данных обогатило и саму диа­ грамму Герцшпрунга — Рессела: на ней постепенно за­ полнялись области, ранее остававшиеся почти пустыми. Ряд точек расположился над областью звезд-гигантов. Так были открыты звезды очень высокой светимости — сверхгиганты. Точки стали заполнять и область, распо­ ложенную ниже последовательности гигантов. Звезды, которые соответствуют этим точкам, получили название субгигантов. Была обнаружена уже отмеченная выше последовательность субкарликов, и все обильнее «засе­ ляется» область белых карликов — сверхплотных звезд. В левой же части диаграммы выделилась почти верти­ кальная «бело-голубая» последовательность горячих звезд.

Лишь небольшая область диаграммы, отделяющая «ветвь» гигантов от главной последовательности и соот­ ветствующая нулевой абсолютной звездной величине и спектральному классу А, осталась незаполненной. Это так называемый «провал Герцшпрунга».

37

При сравнении диаграмм, построенных для различ­ ных звездных систем, были вскрыты весьма важные осо­ бенности. Обнаружили, что главные последовательности почти одинаковы у всех звездных систем, в то время как в области звезд-гигантов наблюдается характерная для каждой системы особенность. Например, в звездном скоплении Плеяд нет совсем звезд-гигантов. Его диаграм­ ма состоит только из главной последовательности, кото­ рая по мере изучения Плеяд при помощи более мощных инструментов все больше заполняется слабо светящими­ ся красными карликами. В других же звездных системах наряду с последовательностью звезд-карликов богато «населена» последовательность гигантов. При этом отход от главной последовательности в область гигантов про­ исходит в разных точках диаграммы. Положение «пово­ ротной» точки определяет состояние звездной системы и, как было доказано в результате теоретических исследо­ ваний, зависит от возраста последней.

Эти факты требовали объяснения с точки зрения теории звездной эволюции. Надо было изучить путь каждой точки на диаграмме, то есть определить эволю­ ционный трек соответствующей звезды. Это удалось сде­ лать только после того, как установили, что излучение звезд пополняется за счет происходящих в их недрах термоядерных процессов превращения водорода в гелий, а также изучили процесс изменения внутреннего строе­ ния звезды во время ее эволюции.

В результате трудоемкого анализа была разработана следующая схема. Зародыш звезды — протозвезда — об­ разуется из диффузного межзвездного вещества, оформ­ ляясь на первом этапе развития в виде несветящегося разреженного шарового сгустка. Первая стадия развития звезды состоит в том, что последняя довольно быстро (за несколько миллионов лет) сжимается и начинает из­

38

лучать энергию. Сжатие звезды приводит к постепенно* му повышению температуры ее недр. Когда температура достигнет нескольких миллионов градусов, начинается процесс превращения водорода в гелий — звезда всту­ пает во вторую, «термоядерную» стадию своего разви­ тия, продолжительность которой исчисляется миллиар­ дами лет.

На раннем этапе эволюции звезда помещается на диаграмме Герцшпрунга—Рессела в ее правой части. Постепенно точка перемещается на диаграмме справа налево и к началу второго этапа эволюции приходит на «начальную» главную последовательность, занимая мес­ то, которое зависит от массы звезды. Если масса звезды невелика, то на диаграмме мы видим ее в качестве крас­ ного карлика низкой светимости. Звезда, имеющая боль­ шую массу, начинает свой второй этап эволюции в сос­ тоянии белой звезды-карлика большой светимости и за­ нимает место в верхней части главной последователь­ ности. Чем больше масса звезды, тем выше ее начальное положение на главной последовательности.

Что же ждет звезду по мере ее дальнейшего раз­ вития?

Внедрах звезды происходит «выгорание» водорода

ипревращение его в гелий. Интенсивность этого про­ цесса, а также запас водорода в недрах звезды опреде­ ляют всю ее дальнейшую эволюцию. Когда звезда ис­ пользует большую часть запасов водорода и образуется насыщенное гелием ядро, наступает третий этап эволю­ ции. Соответствующие расчеты показывают, что с этого момента звезда начинает расширяться. Ее размеры рас­ тут, а оболочка звезды становится все менее плотной и охлаждается. Одновременно увеличивается и светимость. Звезда-карлик превращается в звезду-гиганта. При этом звезды большой светимости достигают особенно значи­

39