Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Пекка Теерикор

Основываясь на этом уникальном материале, сотрудницы Гарварда, среди которых выделялась Энни Джамп Кэннон (1863–1941), разработали систему спектральной классификации, которой пользуются и в наше время. Сама Кэннон исследовала и классифицировала более 250 000 спектров! В исходной системе, имеющей в основе латинский алфавит, звезде приписывался класс А, если линии Бальмера в спектре были особенно сильны. Немного более слабые бальмеровские линии определяли звезду в класс В и т. д. Если эти линии оказывались настолько слабы, что замечались с трудом, звезде приписывался класс M или даже О.

Легко заметить, что звезды имеют разный цвет. Бетельгейзе в Орионе явно красная, а наблюдаемый невдалеке от нее Сириус сияет голубым светом. Довольно быстро выяснилось, что спектральный класс и цвет звезды связаны друг с другом. Это привело к изменению системы классификации. Если расположить звезды в соответствии с их цветом, то спектральные классы О, В и А окажутся у более голубых, а классы К и M — у красных звезд. Желтое Солнце имеет спектральный класс G. Некоторые буквы алфавита выпали из списка. В итоге гарвардская система стала такой: О, В, A, F, G, К, M. Многие поколения студентов запоминают эту последовательность с помощью мнемонической фразы О, Be A Fine Girl, Kiss Me (Врезка 19.1 и рис. 19.1).

а Глаз различает цвет звезды, только если она достаточно яркая.

в Некоторые характерные спектральные линии.

Цвет звезды очень важен: он говорит о температуре ее поверхности. Как мы уже знаем, горячее твердое тело или плотный газ излучают свет всех длин волн, или всех цветов — от фиолетового до красного, но пик цветового излучения зависит от степени нагрева тела. Если мы нагреваем кусок железа, вначале он достигает красного каления (с пиком на длинных волнах). При повышении температуры пик цвета становится желтоватым. У очень горячих тел пик излучения приходится на короткие волны, а наш глаз воспринимает цвет такого объекта как бело-голубой.

Рис. 19.1. Спектры звезд, расставленные в соответствии с температурой их поверхности. Указаны спектральные линии некоторых элементов и соединений. Звездные спектральные классы делятся на подклассы, обозначенные цифрой, следующей за буквой, указывающей спектральный класс звезды. Обратите внимание на постепенное изменение интенсивности бальмеровских линий водорода (Hα, Нβ и т. д.) в звездах разных спектральных классов — от горячих к холодным звездам. У звезд типа Солнца (класс G) бальмеровские линии довольно слабые.

Самыми горячими среди звезд являются О-звезды; температура их поверхности может превышать 25 000 °C. На другом конце этой шкалы находятся M-звезды: они могут быть холоднее 3200 °C. Свет от звезды класса О в основном голубой, но не чистый. В свете звезды содержатся все цвета, но в разной пропорции: у звезд класса О доминирует голубой конец спектра, а у M-звезд перевешивает красный цвет. Практически спектры звезд ведут себя так же, как спектр абсолютно черного тела. Поэтому для классификации звезды мы можем использовать только один параметр — температуру поверхности. Впрочем, этого еще недостаточно для описания всех звезд.

Мы знаем, что звезды в основном состоят из водорода. Но это не всегда было очевидно: сто лет назад считалось, что Солнце в основном состоит из железа. За прорыв в исследовании строения звезды мы должны благодарить Сесилию Пейн-Гапошкину (1900–1979). Она была урожденной Сесилией Пейн из Англии, а в 1934 году вышла замуж за Сергея Гапошкина. Защищенная ею в 1925 году в Рэдклифском колледже Гарвардского университета диссертация считается одной из лучших в астрономии XX века. Не теряя мужества и работая на непрестижных и низкооплачиваемых должностях, она стала первой женщиной, избранной профессором в Гарварде. В своей диссертации она доказала, что сильные вариации интенсивности линий в спектрах звезд в основном вызваны не различием их химического состава, а различием температуры поверхности.

С учетом температурных эффектов можно определить химический состав звезд и увидеть, что водород, несомненно, самый распространенный элемент; за ним следует гелий, которого намного меньше, и совсем мало остальных элементов. Такой «космический состав» типичен для звезд и совершенно не похож на состав Земли. Это стало великим открытием.

В конце XIX века обсуждались два альтернативных взгляда на эволюцию звезд. Согласно одной точке зрения, звезды рождаются горячими и голубыми, а затем, в процессе эволюции, постепенно остывают и краснеют. Другая идея заключалась в том, что в начале своей жизни звезды большие и красные, а затем они постепенно сжимаются, становясь горячее и голубее.

Из наблюдений невозможно понять, какая из этих двух версий правильная. Но можно попробовать решить проблему математически. Одним из первых попытавшихся сделать это был американский физик Джонатан Лейн (1819–1880) из Патентного бюро США, который задался вопросом, что случится с газовым облаком размером с Солнце, которое удерживается от расширения за счет собственной гравитации. Он обнаружил, что такой газовый шар не будет похож на Солнце. Тем не менее это была первая модель звезды: она указывала давление, температуру и плотности газа внутри облака на разных расстояниях от центра. Несмотря на первое разочарование, изучение газового шара продолжалось. В 1907 году Роберт Эмден из Мюнхенского технического университета опубликовал работу под названием «Газовые шары», в которой он собрал все известное по этому поводу. К тому времени теория атома была еще недостаточно разработана, чтобы с ее помощью описывать звезды в виде газовых шаров. К тому же оставалось неясно, что заставляет звезды светиться.

Датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) обнаружил, что одни звезды имеют умеренный размер, как у Солнца, а другие намного больше — их назвали красными гигантами. Этот вывод был сделан косвенным путем, так как видимый размер звезд на небе слишком мал, чтобы различить их диски. Чем меньше температура звезды, тем меньше энергии она излучает в секунду с квадратного метра своей поверхности. Но некоторые красные (то есть относительно холодные) звезды излучают в сотни раз больше энергии за секунду, чем наше Солнце. Значит, площадь их поверхности гораздо больше, чем у Солнца. В 1906 году Герцшпрунг рассчитал, что звезда Арктур имеет такой же размер, как орбита Марса вокруг Солнца. Лишь через много лет эти расчеты удалось подтвердить наблюдениями с помощью специальной техники, а затем и прямыми снимками с космического телескопа «Хаббл», на которых виден огромный диск красного гиганта Бетельгейзе. Генри Норрис Рассел (1877–1957) из Принстонского университета сравнил особенности гигантов и других звезд. Он обнаружил, что, несмотря на разницу в размерах, массы этих звезд близки. Это означает, что звезды-гиганты состоят из газа, который намного сильнее разрежен, чем солнечный газ, и даже более разрежен, чем земная атмосфера. Но ядра гигантов могут быть плотными.

Эти исследования привели Герцшпрунга и Рассела к выводу, что существует два типа звезд: звезды главной последовательности и красные гиганты. Можно построить так называемую диаграмму Герцшпрунга-Рассела (ГР-диаграмму), где по горизонтальной оси отложен спектральный класс или температура поверхности звезды, а по вертикальной оси — ее светимость (то есть полная мощность излучения). Чем голубее (горячее) звезда главной последовательности, тем мощнее ее излучение. На ГР-диаграмме эти звезды четко отделены от звезд-гигантов. На рис. 19.2 представлена ГР-диаграмма с некоторыми широко известными звездами. Мы видим, что Бетельгейзе находится среди звезд-гигантов, а Сириус — на главной последовательности, среди звезд, более горячих, чем Солнце. В нижней части ГР-диаграммы видны белые карлики, о которых мы расскажем позднее.

Почему на ГР-диаграмме существует узкая полоса звезд? Быть может, звезды эволюционируют вдоль главной последовательности: остывают и смещаются слева направо? Но при этом они должны были бы терять огромную массу, так как горячие звезды главной последовательности намного массивнее холодных. Поэтому выглядит невероятным, что одна и та же звезда в процессе своей эволюции может пройти вдоль всей главной последовательности. Артур Эддингтон, ставший профессором астрономии Кембриджского университета в 1913 году, был одним из пионеров исследования звезд в эпоху квантовой механики (рис. 19.3). Он вычислил, что светимость звезды в первую очередь зависит от ее массы: чем массивнее газовый шар, тем ярче он светит. Но главная последовательность как раз и является последовательностью масс. Светимость, масса и температура поверхности возрастают справа налево — от маломассивных звезд главной последовательности к более массивным ее звездам.