Большие открытия, как правило, начинаются с больших неувязок. В начале эпохи спектрального анализа все казалось простым и ясным. Чем слабее звезда, тем она холоднее, размер ее меньше, а следовательно, меньше и масса. Это положение логически стройно и не противоречит здравому смыслу. Но звезды упрямы. Они не хотят подчиняться земным законам. Первая неприятность произошла со спутником Сириуса.
Еще в 1844 году великий Бессель заметил, что в движении популярнейшей звезды северного неба наблюдаются какие-то странные вихляния. Будто пес на бегу легкомысленно виляет хвостом и потому все время чуточку сбивается с пути (напомним, что созвездие, к которому принадлежит Сириус, и называется Большой Пес). Впрочем, вряд ли такое сравнение пришло в голову Бесселю. Но то, что траектория искажается не сама по себе, в этом он был уверен. «Так может лететь звезда, которой постоянно кто-то мешает. Крутится вокруг нее и сбивает с пути…» — думал герр математик, принимаясь за расчеты. И скоро вычисления подтвердили его предположения. Они утверждали, что рядом с Сириусом должен лететь достаточно тяжелый спутник! Но его никто не видел.
Прошло восемнадцать лет. Испытывая новый телескоп, американский оптик Альван Кларк углядел-таки слабую звездочку рядом с Сириусом. Это был Щенок. Масса его, по расчетам, должна была быть примерно равна солнечной. Правда, не очень было ясно, почему он так Слабо светится? Сначала предположили, что холоден и потому тускл. Но в 1914 году астроном Адамс, исследуя спектр Щенка, обнаружил, что тот угрожающе похож на спектр самого Сириуса. А значит, и температура и блеск спутника не должны уступать этим параметрам основной звезды, то есть быть выше солнечных. И действительно, скоро выяснилось, что температура на поверхности окаянного Щенка не меньше 8 тысяч градусов. Но тогда почему он так слабо светится?
|
|
Так возникла неувязка с его величеством спектральным анализом. Астрономы ломали себе головы над загадкой. Вот как вспоминает об этом периоде президент Королевского астрономического общества в Лондоне Артур Стэнли Эддингтон:
«Сообщение спутника Сириуса после его расшифровки гласило: „Я состою из вещества, плотность которого в 3 тысячи раз выше всего, с чем вам когда-либо приходилось иметь дело. Тонна моего вещества — это маленький кусочек, который помещается в спичечной коробке“».
Что можно оказать в ответ на такое послание? В 1914 году большинство из нас ответило бы так: «Полно! Не болтай глупостей!»
Понадобилось десять лет, чтобы астрономы окончательно убедились в том, что открыт новый класс сверхплотных звезд — белых карликов. Щенок Сириуса научил людей находить во вселенной тела, недоступные непосредственному наблюдению; раскрыл астрономам «глаза разума», подарив человечеству триумфальный праздник «гравитационной астрономии» Ньютона.
После Сириуса невидимый спутник был обнаружен у звезды 61-й Лебедя. О нем сегодня тоже многое известно. И масса, и период обращения, и расстояние до центральной звезды. И тем не менее его тоже никто не видел. У одной из ближайших к Солнцу звезд — звезды Барнарда — предполагается темный спутник всего в полтора раза массивнее Юпитера.
Но мы начали с противоречия в стане спектроскопистов. Как только белые карлики перестали быть сенсацией, астрономы задумались над тем, какую же связь между основными характеристиками звезд теперь считать прочной? На чем основываться, сортируя светила?
|
|
Вы чувствуете, как автор упорно гнет свою линию, стремясь во что бы то ни стало вогнать звезды в тесные рамки классификации? И здесь дело не в природном педантизме. После неувязки с белыми карликами только три параметра еще крепко держались друг за друга: цвет излучения и температура поверхности определяли спектральный класс звезды. А как быть со светимостью? Могут ли звезды, принадлежащие к одному классу, иметь различную светимость? Или светимость — жесткая характеристика классности далеких светил? Или такой вопрос: насколько неразрывно связаны между собой светимость и поверхностная температура?
Без решения этих задачек начинать разговор о жизни звезд было бессмысленно. И вот…
В 1905 году астроном Э. Герцшпрунг, крупнейший специалист в области звездной астрономии и член нескольких академий наук мира, на Потсдамской обсерватории разделил красные звезды на две группы — большой и малой светимости. Выходило, что и цвет не являлся критерием «сортности». Пусть читателя не охватывает разочарование: «Подумаешь — разделил на две группы! Что в этом особенного?» Дело в том, что решиться разделить единую компанию красных звезд на гигантов и карликов можно, лишь имея определенный взгляд на эволюцию звезд, отчетливо представляя себе жизненный путь, который проходят эти небесные тела за миллиарды лет своего существования. Ведь далекий гигант в окуляре телескопа может почти ничем не отличаться от близкого карлика.
|
|
А пять лет спустя за океаном молодой профессор Принстонского университета Генри Норрис Рессел совершенно самостоятельно пришел к тому же выводу: среди красных звезд должны существовать два типа — гиганты и карлики.
К первому относятся молодые звезды, находящиеся в самом начале своей жизни. Плотности их ничтожны, температуры высокие, диаметры большие.
Ко второму — звезды, жизненный путь которых уже позади. Они сжались, стали плотнее перед тем, как погаснуть.
Рессел построил диаграмму, на которой по оси абсцисс отложил спектральные классы, а по ординате — светимости звезд. Картина получилась очень любопытная. Доклад Рессела о диаграмме спектр — светимость впервые был назначен на собрании Королевского астрономического общества 13 июня 1913 года. Дата вдвойне несчастливая. И тем не менее успех сообщения превзошел все ожидания. Астрономы интуитивно почувствовали, что диаграмма должна быть как-то связана с эволюцией звезд, и дружно взялись за ее изучение и доработку.
Рисунок, который вы видите на предыдущей странице, — диаграмма Герцшпрунга — Рессела в современном виде. Много мыслей и труда вложили в нее ученые всего мира, прежде чем она получилась такой. Да вы сами сейчас в этом убедитесь.
Большинство звезд составляют диагональную ветвь, идущую на диаграмме из левого верхнего угла в правый нижний. Это главная последовательность. Над диагональной ветвью расположены полосы, включающие сверхгигантов (I а и I б), желтых гигантов (II и III) и субгигантов (IV). Как это следует из самого названия, все три группы содержат светила, которые по блеску превосходят Солнце.
Ниже главной последовательности — ветвь, включающая в себя субкарлики, открытые американцем Дж. Койпером и советским астрономом П. П. Паренаго. Субкарлики отличаются от красных карликов, заполняющих правый край главной последовательности. Они плотнее и светят ярче, то есть это звезды совсем другого «сорта», чем находящиеся на главной последовательности.
Две нижние ветви состоят из белых карликов. Этих уникальных созданий оказалось довольно много во вселенной. Сейчас их открыто уже более шестидесяти, но астрономы полагают, что даже в нашей Галактике их великое множество, вот только разыскивать их не просто. И еще одно замечание. Несмотря на свое название, не все белые карлики белы. Более холодные из них — желтые, еще более холодные — красные. Есть предположение, что среди них немало даже черных белых карликов, вообще невидимых в оптические телескопы.
Главная последовательность в левой своей части содержит голубые, наиболее горячие звезды-гиганты. Потом идут белые и желтые карлики, в числе которых затерялось наше Солнце, и, наконец, небольшие, слабые красные карлики. Светимость звезд главной последовательности растет с увеличением массы. Это правило выполняется только для данной ветви.
Встречаются звезды и не входящие в основные ветви диаграммы. Слева на диаграмме расположились горячие бело-голубые звезды, открытые советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым. Основная масса их находится на вертикальной линии О — О.
Невольно возникает вопрос: почему звезды располагаются именно узкими полосами, а не заполняют все поле диаграммы равномерно? Чем объяснить пустые промежутки между ветвями?
Сначала астрономы всего мира считали, что звезды эволюционируют в основном вдоль главной последовательности. Рождаются красными гигантами, которые, сжимаясь, разогреваются, пока не превращаются в голубые гиганты, находящиеся в верхнем левом углу диаграммы. Затем начинают постепенно остывать, спускаются вдоль главной последовательности вправо и превращаются в красные карлики. А потом и совсем переходят на нижнюю последовательность карликов вообще.
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела появилась одновременно с моделью атома Резерфорда, и нужно было время, чтобы люди освоились с новым подходом к знакомым явлениям. До разработки Нильсом Бором атомной теории, до работ Макса Планка ни одно даже самое остроумное предположение астрономов не могло быть доказанным. Это положение было удачно сформулировано остроумным Адамсом: «Могли ли мы надеяться понять поведение вещества в удаленных звездах, когда механизм, посредством которого пламя свечи дает свет, был нам еще не известен?»