100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд - [8]

Сегодня эта задача уже решена, и эволюция звезд по меньшей мере в основных чертах понятна. Ниже мы увидим, как это удалось астрофизикам. Прежде всего необходимо было навести порядок во всем многообразии наблюдаемых звезд. Для этого надо выбрать характеристики звезд, поддающиеся экспериментальному измерению.

Количественные характеристики звезд

Проще всего количественно оценить температуру поверхности звезд. Эта задача не кажется слишком сложной, поскольку температура непосредственно влияет на цвет звезды. Глядя на звездное небо, мы не подозреваем, что звезды имеют разный цвет. Его можно определить, если сравнивать фотографии небесной сферы, сделанные через фильтры разного цвета. Голубые звезды имеют высокую температуру, красные-низкую. Сам по себе цвет звезды не позволяет точно определить температуру ее поверхности, для этого надо изучить спектр ее излучения. Но в принципе можно определить температуру светящейся поверхности практически для всех достаточно ярких звезд на небе. Она близка к температуре поверхности Сириуса А, главной звезды в двойной системе Сириуса. Ее температура составляет примерно 9500 градусов, и она принадлежит к наиболее горячим звездам. Вблизи туманности Ориона можно найти звезды, температура поверхности которых достигает 20 тысяч градусов. В то же время Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона, даже невооруженному глазу видится красной. Следовательно, это холодная звезда; температура ее поверхности составляет 3000 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца равна примерно 5800 градусам.

Другой важной характеристикой звезды является ее светимость. Она равна энергии, которую звезда излучает за одну секунду в мировое пространство. Светимость нельзя непосредственно определить, наблюдая звезду в телескоп. При этом можно измерить только ее яркость, но нельзя узнать, сколько энергии теряет звезда за единицу времени. Дело в том, что звезды с одинаковой светимостью выглядят на небе по-разному: поскольку они находятся на различном расстоянии от нас, то различается и их яркость. В соответствии с законами распространения света более далекая звезда кажется нам менее яркой, чем близкая звезда с такой же светимостью. Зная яркость звезды на небе, можно вычислить, сколько энергии она теряет в единицу времени, только если известно расстояние до нее. В приложении Б мы говорим о том, как астрономы определяют расстояния до звезд. Для звезд, расстояния которых от Земли известны, можно определить и светимость. Хотя Солнце кажется нам самой яркой из звезд на небе, его светимость по сравнению с другими звездами не слишком велика: наиболее яркие из них светят в 100 тысяч раз сильнее Солнца. Они кажутся на небе почти невидимыми световыми точками, поскольку находятся от нас на очень большом расстоянии. Но среди звезд есть и очень слабые, светимость которых не превышает одной стотысячной доли светимости Солнца.

Таким образом, в нашем распоряжении имеются два важных свойства звезд, которые можно определить численно: температура их поверхности и светимость. Сразу же возникает вопрос, реализуются ли все возможные комбинации этих величин или же они связаны между собой каким-то соотношением? Можно спросить также: существуют ли звезды с высокой светимостью и высокой температурой, с одной стороны, и звезды с высокой светимостью и с низкой температурой — с другой? Встречается ли малая светимость как у горячих, так и у холодных звезд?

Диаграмма Герцшпрунга и Рессела

Астрономы отвечают на все эти вопросы с помощью диаграммы, которая связывает температуру поверхности и светимость. Эта диаграмма помогла найти ключ к законам развития звезд. Поэтому мы вначале подробно остановимся на ее характеристиках. Она носит название своих создателей — датского астронома Эйнера Герцшпрунга и американца Генри Норриса Рессела. Сокращенно диаграмму Герцшпрунга-Рессела называют диаграммой Г-Р. На этой диаграмме по оси ординат отложена светимость звезды, а по оси абсцисс (справо налево) температура ее поверхности (рис. 2.1). Если по цвету звезды определить ее температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по ее видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде. На рис. 2.1 схематически показано положение всех звезд, о которых мы говорили выше. По техническим причинам шкала температур на оси абсцисс неравномерна, но это нас не интересует. Светимость отложена по оси ординат. Число 1000 означает, например, что на этом уровне размещаются звезды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца. Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р. Звезды, светимость которых больше солнечной, лежат выше. Звезды с более низкой светимостью, как, например, Сириус В — белый карлик из системы Сириуса, — лежат ниже. Звезды, которые горячее Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В — горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спика из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звезды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.