Астрономия. Популярные лекции

В прошлой лекции я рассказывал, что по спектру звезды легко измерить ее внешние параметры: температуру поверхности и мощность излучения. И в начале XX в. два астронома, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел, нанесли все звезды, для которых были определены спектральные классы (а значит, температура поверхности) и измерены расстояния (а значит, вычислена мощность излучения, иначе называемая светимостью звезды), на диаграмму, отражающую эти два качества. Выяснилось, что большинство звезд расположилось вдоль диагонали диаграммы: от «холодных» звезд низкой светимости до горячих звезд высокой светимости. Это объясняется вполне естественно: чем выше температура звезды, тем больше должна быть мощность излучения с ее поверхности. Удивило другое: помимо звезд «нормальных», укладывающихся на главную последовательность, существуют звезды холодные, красноватые, но при этом мощно излучающие (а значит, имеющие большую площадь поверхности, т. е. большой размер), и звезды горячие, белые, но излучающие мало света (а значит, имеющие малый размер). Первые назвали красными гигантами, вторые — белыми карликами. Размеры звезд семейства главной последовательности различаются не очень сильно: от самых крупных и очень горячих (спектральный класс O, температура поверхности около 50 000 K) до самой «мелочи» (спектральный класс M, температура поверхности около 3000 K) диапазон составляет менее 3 порядков.

Рис. 12.1. На диаграмму Герцшпрунга — Рассела нанесены изолинии радиусов звезд

Если мы знаем температуру тела T и полную мощность излучения W с его поверхности, то из формулы для плотности потока энергии абсолютно черного тела W = 4πR²σT⁴ легко рассчитаем его размер R. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела (в логарифмических координатах) линии равного радиуса тел будут параллельными прямыми (рис. 12.1), и линия, соответствующая радиусу Солнца, пересекает главную последовательность как раз там, где Солнце и находится. В то время как по размеру звезды на главной последовательности различаются не очень сильно (примерно в 200 раз), их массы разнятся чуть заметнее: от десятой доли до нескольких сотен масс Солнца.

Рис. 12.2. Классы светимости.

Но вне главной последовательности диапазон размеров и масс огромен, и для того, чтобы характеризовать эти звезды, спектральной классификации оказывается недостаточно. Например, к одному и тому же классу M могут относиться холодные белые карлики, нормальные звезды, субгиганты, гиганты, сверхгиганты, имеющие одинаковую температуру, и, чтобы их как-то разделить, используется второй параметр — мощность их излучения. Для этого профессиональные астрономы ввели классы светимости, обозначаемые римскими цифрами (рис. 12.2); например, VII — белые карлики, V — звезды главной последовательности, I — сверхгиганты. Иногда слово supergiant переводят с английского как «супергигант», но это неправильно, такого термина в русском языке нет. Семейство сверхгигантов пришлось еще подразделить на не очень и очень мощные, вплоть до недавно открытых гипергигантов, в миллион раз мощнее Солнца. Таких очень мало в природе: в нашей Галактике их буквально несколько штук. В соседних галактиках они тоже есть.

Давайте посмотрим внимательно на таблицу физических параметров звезд главной последовательности разных спектральных классов, а также красных гигантов и белых карликов. В ней даны масса, радиус, светимость (в отношении к соответствующей величине для Солнца), средняя плотность (ρ) и плотность вещества в центре (ρc) звезды нулевого возраста, т. е. только что родившейся (по мере эволюции значения этих параметров меняются).

Для главной последовательности звезд, если смотреть в направлении от самых массивных к самым мелким, радиус звезды, естественно, уменьшается, а ее средняя плотность (отношение массы к объему) увеличивается. У нашего Солнца средняя плотность — около 1,4 г/см³, как у крепкого раствора соли; у больших звезд она меньше, а у маленьких звезд — больше. Центральная плотность намного больше: у больших звезд она составляет около 2 г/см³

, как в сахарном сиропе. Солнце в момент рождения имело плотность 90 г/cм³, а в нашу эпоху — около 160 г/см³. А в центре совсем крохотных звезд, которые в десять раз меньше Солнца, плотность огромная — 2 кг/см³; тел с такой плотностью на Земле мы не знаем. При таких больших плотностях вещество начинает вырождаться: элементарные частицы атомов оказываются настолько близко к друг другу, что начинают вести себя совсем не так, как частицы идеального газа.