Открытие звезд

В период становления научной астрономии звездам не очень повезло. С 15 и до середины 19 столетия главное внимание уделялось планетам Солнечной системы. В мире звезд велась в основном предварительная регистрационная работа.

Росла мощность телескопов, и вместе с этим лавинообразно нарастало количество вновь открываемых звезд. Это и неудивительно — невооруженным глазом можно видеть звезды до 6-й величины включительно, а их на всем небе около 4800. Зато в интервале до 10-звездной величины их уже 350 тысяч, а до 20-й величины — миллиард. Так что астрономия столкнулась со своеобразным информационным взрывом.

Однако коллекция в миллион бабочек еще не творит биологии.

Звезд было много, но об их природе к середине 19-го века высказывались лишь очень смутные догадки. Астрономы не слишком ясно представляли себе даже расстояния, на которых расположены эти звезды… Разумеется, после работы Галлея никто не считал, что они принадлежат какой-то неподвижной хрустальной сфере, но и сколь-нибудь ясной картины, напоминающей великолепное полотно Солнечной системы образца Ньютона — Лапласа, не существовало.

Все сдвинулось с места, когда исследователи научились уверенно выделять какие-то особые типы звезд, и по этим особенностям, как по ступенькам, карабкаться к пониманию основных звездных характеристик расстояний, размеров, масс, светимостей, цвета, возраста, строения.

Исходный прорыв наметился как раз в связи с древней проблемой расстояний. Если в античные времена (и вплоть до Коперника) считалось более или менее очевидным, что звезды всех 6 величин находятся на одинаковом расстоянии от Земли, то последовавший разгром хрустальной сферы привел к противоположному крену — долгое время общественное мнение склонялось к тому, что истинная яркость звезд того же порядка, что и у Солнца, а наблюдаемая яркость целиком зависит от их удаленности. Эта вполне научная гипотеза приводила, в конечном счете, ко многим ошибочным выводам — ведь светимость большинства ярких звезд на самом деле значительно превышает светимость Солнца. Поэтому лишь решение проблемы расстояний открывало дорогу к физической классификации звезд.

Необходимы были прямые и очень точные измерения звездных параллаксов. Они стали активно проводиться уже на рубеже 18–19 веков, но долгое время из-за больших ошибок параллаксы сильно завышались, и расстояния до звезд оказывались неправдоподобно малыми.

Достаточно точные результаты появились почти одновременно и совершенно независимо при изучении трех ярких звезд.

Первый результат, по-видимому, получил директор Дерптской обсерватории Василий Яковлевич Струве[79] (1793–1864), определивший параллакс Веги (? Лиры) в 1837 году. Это была прецизионная работа — параллакс оказался немногим больше десятой доли угловой секунды (современное значение 0,123).

Заметно большие параллаксы были получены в 1838 году немецким астрономом Фридрихом Вильгельмом Бесселем (1784–1846) для 61 Лебедя и английским астрономом Томасом Гендерсоном (1798–1844), наблюдавшим в Южной Африке? Центавра[80].

Вега и ? Центавра — четвертая и пятая среди самых ярких звезд, а 61 Лебедя — очень быстрая звезда, чье собственное движение можно зарегистрировать невооруженным глазом (5,22 в год)[81]. Это и давало предварительные основания числить данные звезды среди ближайших к Солнцу.

Бессель первым сообщил о своем открытии, но, как и Гендерсон, опубликовал его в 1839 году, а Струве — даже в 1840 г.

Из этих измерений впервые возникла надежная абсолютная шкала межзвездных расстояний. Оказалось, что ближайшая из звезд находится на расстоянии, которое свет преодолевает за 4,28 года (это так называемая Проксима Центавра с параллаксом 0,762, относящаяся к тройной системе Центавра).

Зная расстояния, можно было вводить абсолютные звездные величины, определяемые как блеск звезды, отнесенной от наблюдателя ровно на 10 парсеков:

М = m + 5–5 lg R, где расстояние R дано в парсеках.

Из сопоставления разных звезд вытекало, что Солнце ничем особым не выделяется даже среди ближайших соседей. Его светимость в 3 раза больше, чем у? Центавра, но, например, светимость Сириуса в 22 раза превосходит солнечную.

К сожалению, метод тригонометрических параллаксов работает до расстояний порядка 30 парсеков, поскольку надежные измерения параллакса отдельной звезды можно вести с точностью, не превышающей 0,03. Далее необходимо учитывать параллаксы, относящиеся к звездным скоплениям, — это дает достаточно надежные результаты для расстояний в 10–20 раз больших.

Следующее расширение масштаба связано с переходом к расстояниям порядка размера Галактики (20–30 килопарсеков), а также к межгалактическим расстояниям в миллионы и десятки миллионов парсеков и космологическим миллиарды парсеков. И здесь потребовались новые приемы измерения.

Необходимость смены методов при переходе к иным масштабам не должна вызывать удивление. Нельзя, пользуясь одной и той же метровой линейкой, одинаково хорошо измерять объем комнаты, молекулы и галактики. Каждая область требует своего подхода — важна лишь стыковка с исходным метром. Поэтому естественно, что метод тригонометрических параллаксов, хорошо приспособленный для определения размеров в ограниченной околоземной окрестности — от Луны до не слишком далеких звезд, перестает работать там, где угловые измерения становятся ненадежны[82]. Основную роль начинают играть иные стандарты — звезды с хорошо выраженной зависимостью между периодом пульсаций и светимостью (цефеиды) и, наконец, самые общие свойства источников излучения (допплер-эффект). На этих методах мы немного остановимся в следующих разделах — они оказались ключом к открытию крупнейших космических структур.

Что же касается звезд — здесь астрономы шаг за шагом изыскивали возможности определения важнейших параметров.

Не так уж хитро, хотя и крайне ограниченно, удавалось измерять массы. В этой задаче срабатывали те же методы, которые были найдены при исследовании планет Солнечной системы. Если для двойной звезды удавалось оценить орбиту каждой компоненты и период обращения, то дальше включались обычные математические методы небесной механики, и массы вычислялись из системы уравнений. Другое дело, что ситуация, когда известно расстояние до двойной звезды, и ее компоненты достаточно разнесены для четкого выделения орбитального движения, встречается весьма редко. В большинстве случаев приходится прибегать к косвенным методам, дающим очень приближенные оценки. К сожалению, до сих пор вообще не существует прямого метода определения массы одинокой звезды — здесь приходится давать чисто аналоговую оценку, сопоставляя объект со звездами того же цвета и спектрального класса.

Немалые трудности встретились и при измерении звездных радиусов. Лишь для близких звезд можно напрямую определить угловой размер диска, причем основано это на весьма тонких оптических методах. В 1890 году американский физик-экспериментатор Альберт Абрахам Майкельсон (1852–1931) предложил использовать для астрономических целей интерферометр. Идея сводилась к следующему. Свет от точечного источника, проходя сквозь пару щелей, создает на расположенном сзади экране характерную интерференционную картину красивый узор из ярких и темных линий. Однако если источник обладает неисчезающим угловым размером, то при определенном расстоянии между щелями эта картина разрушается. Зная это расстояние и длину волны света, можно оценить и угловой диаметр звезды, после чего, используя известное расстояние до звезды и простые правила тригонометрии, найти ее радиус.

Другая возможность существует для затменных двойных звезд. Если удается определить орбитальные скорости компонент, то радиусы неплохо оцениваются просто по длительности затмений. Удобство метода кроется в том, что радиусы иногда измеряются даже без предварительного выяснения расстояния до звезды. Наконец, в связи с развитием теории теплового излучения появился еще один очень общий, хотя и не слишком точный, метод расчета радиусов — по известной светимости и эффективной температуре звезды оценивалась площадь ее поверхности.

Хотя масса и радиус, бесспорно, очень важные характеристики звезды, центральной в наблюдательном отношении характеристикой является ее энергетическая активность. Главное, что можно извлечь из наблюдений, — это количество и качество звездного излучения, то есть светимость звезды и ее спектральный тип.

Классификация по видимому блеску предполагала, что яркость звезд, отстоящих друг от друга на 5 звездных величин, отличается ровно в 100 раз[83]. Яркость определяется потоком излучения — количеством энергии, которое в единицу времени попадает на единичную площадку сферы, которой мысленно окружают звезду. Зная радиус этой сферы г (расстояние от наблюдателя до звезды) и поток излучения, можно по простой формуле найти светимость: L = 4?r²F.

Классификация становилась все детальней. Звезды различаются не только по блеску, но и по виду спектра, что было открыто еще Фраунгофером. Итальянский астроном, директор Римской обсерватории Пьетро Анджело Секки (1818–1878), первым обратил внимание на связь между цветом звезд и их спектром. В работах периода 1863–1868 годов он разделил звезды на 4 группы по их спектральным особенностям (типичным линиям поглощения), характеризуя каждую группу определенным цветом: белым, желтым, оранжевым и красным.

Обилие спектральных портретов, полученных к концу 19 века, вызвало потребность в более подробном описании. В двух публикациях 1889 и 1897 годов директор Гарвардской обсерватории американец Эдвард Чарльз Пикеринг (1846–1919) предложил удобные буквенные обозначения для каждого класса, а впоследствии каждый класс был разбит на 10 групп, нумеруемых цифрами от 0 до 9. Последовательность классов, принятая ныне, задается буквами О, В, A, F, G, К, М[84]. Солнце по этой схеме относится к классу G2, Сириус — А1.

Для класса G характерны, например, сильно выраженные спектральные линии кальция и сравнительно ослабляющиеся при переходе от G0 к G9 линии водорода. Поэтому, зарегистрировав эти особенности в спектре какой-то звезды, мы можем полагать, что она довольно близка по свойствам к Солнцу.

Важную роль сыграла цветовая классификация, поскольку звезды по-разному излучают в различных диапазонах длин волн. Цвет можно довольно точно задавать количественно, применяя соответствующие оптические фильтры. Видимые звездные величины дополнительно различают по тому, сквозь какой фильтр они наблюдаются. Соответствующие индексы: R (красный), V (желтый, или визуальный, в основном соответствующий восприятию нормальным человеческим глазом), pg (фотографический, соответствующий данным на фотопластинках), В (голубой), U (ультрафиолетовый) присоединяются к указанию видимой или абсолютной звездной величины. Численная оценка показателя цвета делается по разности величин звезды, полученных в голубом и желтом фильтрах (так называемый B-V показатель). Это позволяет довольно точно включить звезду в один из спектральных классов.

Спектральные исследования открыли путь к определению эффективной температуры звездных поверхностей, точнее, верхних слоев звездной атмосферы. Оказалось, что спектральные классы содержат и своеобразную температурную классификацию звезд. Самые горячие — звезды класса О имеют поверхностные температуры порядка 30–40 тыс. градусов, самые холодные относятся к классу М, и их температура заключена в интервале 2,5–4 тыс. градусов.

Эта связь оказалась далеко не единственной. Вдоль последовательности спектральных классов — от М к А — возрастают массы, радиусы и светимости звезд. Это обстоятельство довольно легко усмотреть из диаграмм, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (обычно от А до М) или показатели цвета, а по оси ординат — интересующая нас величина, например, масса или светимость.

Видимо, впервые использовал такую возможность датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967), установивший в 1905 году зависимость между абсолютной звездной величиной и спектральным классом. Очень важный результат Герцшпрунга — разделение звезд по классам светимости на карликов и гигантов. Дело в том, что звезды одного и того же спектрального класса могут обладать чрезвычайно различной (в тысячи раз!) светимостью. При одинаковой температуре поверхности объяснить это можно только очень большим различием в радиусах. Предварительный отсев особо крупных и очень малых звезд позволил увидеть довольно четкую зависимость для обычного звездного населения[85]. Идея Герцшпрунга была развита директором обсерватории Принстонского университета в США Генри Норрисом Ресселом (1877–1957), который тщательно проанализировал диаграмму «спектр — абсолютная звездная величина», впоследствии названную диаграммой Герцшпрунга — Рессела.

Положение звезды на диаграмме такого типа оказалось не просто наглядной и удобной формой записи информации о ее состоянии. Рессел догадался, что перед ним какая-то эволюционная последовательность. Звезда, сжимаясь под действием гравитации, разогревается, путешествуя по верхнему краю диаграммы от области красных гигантов до класса О главной последовательности. Затем она спускается в диагональном направлении по главной последовательности, проходя фазу, в которой находится сейчас желтый карлик — Солнце, фазу красных карликов и, наконец, превращается в невидимый выгоревший объект. Такова была одна из первых попыток создать модель звездной эволюции. Для ее успеха не хватало еще многих данных, необходимых представлений об энергетических запасах звезд.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

В 19 веке был найден правильный ответ на вопрос о поджигающем механизме. Им оказалось гравитационное сжатие звезды. Но что и как горит? Почему звезда светит так долго?

Обычные химические реакции не позволяли дать разумных оценок звездного возраста. И только прорыв физики в область атомных ядер открыл дорогу новым идеям звездной энергетики.

Источником долгожительства ярких звезд оказались термоядерные реакции, в которых достаточно медленно синтезируются все более тяжелые элементы при колоссальном выделении энергии. Анализ этих реакций и привел к современной картине звездной эволюции, которую мы обсудим во II части книги.