Белые карлики. Будущее Вселенной

Эту работу Герцшпрунг продолжил в Гёттингене и в Потсдаме. В 1911 г. в сборнике трудов Потсдамской обсерватории он опубликовал крайне нетривиальные результаты наблюдений звездных скоплений Плеяд и Гиад[5]. На их основании Герцшпрунг пришел к заключению, что существует четко выраженная статистическая корреляция между цветом звезды и ее светимостью. Чтобы сделать эту корреляцию наглядней, он перевел ее в графическую форму. Для этого он поместил на одной оси прямоугольных координат цветовые характеристики звезд (которые, как он понял не позднее 1908 г., можно перевести в данные об их температурах), а на другой — наблюдаемые светимости. Это не было вполне корректным, но в данном случае допустимым. Поскольку расстояния от центров Плеяд и Гиад до Солнца сильно превышают размеры этих скоплений, можно считать, что звезды каждого скопления приблизительно одинаково удалены от нашей системы. Отсюда следует, что их видимые звездные величины отличаются от абсолютных на одно и то же число (абсолютная величина звезды есть, по определению, ее видимая величина при условии, что звезда располагается от наблюдателя на расстоянии в 10 парсек). Оказалось, что большинство звезд расположилось на каждой диаграмме вдоль достаточно узкой полосы, которую Герцшпрунг назвал главной последовательностью. Это лингвистическое изобретение со временем превратилось в один из основных терминов звездной астрономии.

Правда, диаграммы Герцшпрунга все же имели ограниченную применимость. В его распоряжении оказалось слишком мало звезд, к тому же нередко похожих друг на друга. Так, например, в Плеядах много ярких голубых светил, однако совсем нет звезд, которые сегодня называются гигантами и сверхгигантами; в Гиадах гиганты имеются, но их немного. В качестве следующего шага нужно было расширить наблюдательную базу для конструирования диаграмм «цвет-светимость». Этот шаг вскоре и сделал Расселл. В 1909–1913 гг. он собрал большой объем информации об абсолютных светимостях и спектральных типах приблизительно 300 звезд, удаленных от Земли на различные дистанции (какое он проявил упорство и какими методами пользовался, само по себе очень интересно, но в эти детали я вдаваться не буду). Проанализировав эти сведения, Расселл пришел практически к таким же выводам, что и Герцшпрунг, чьи работы, по всей вероятности, ему тогда не были известны (кстати, впервые эти ученые встретились в июле 1913 г. на той самой международной конференции в Бонне, где и была утверждена гарвардская классификация звездных спектров).

В первой публикации на эту тему Расселл представил свои результаты в виде таблиц[6]. Годом позже он обсудил их с коллегами на нескольких конференциях. В Лондоне на симпозиуме Королевского астрономического общества в июне 1913 г. он впервые использовал термины «карликовые звезды» и «звезды-гиганты», которые вскоре и обнародовал[7]

. По ошибке он приписал обе терминологические инновации Герцшпрунгу, который слово «карлики» по отношению к звездам никогда не употреблял, хотя иногда называл звезды великанами (нем. Riesen); о звездах-гигантах (нем. Giganten) в 1908 г. также писал Шварцшильд. Эти названия вместе с термином Герцшпрунга «главная последовательность» быстро вошли в лексикон астрономии.

А вскоре на свет родилась и знаменитая диаграмма. Расселл впервые презентовал ее в завершенном виде (и даже в разных версиях) 30 декабря 1913 г. в обширном докладе на конференции Американского астрономического и астрофизического общества в Атланте. Этот доклад через год был опубликован в журнале Nature в двух частях под общим заголовком «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд»[8]

.

Выступление Расселла содержало множество интереснейших идей и выводов. Например, он привел убедительные аргументы в пользу тогда еще новой идеи, что спектр звезды в первую очередь зависит от температуры ее атмосферы, а не от химического состава. Но обо всем не расскажешь, поэтому ограничимся диаграммой. Во второй части статьи Расселла[9] она представлена в версии, ставшей классической, которая несчетное число раз воспроизводилась в учебниках и книгах по истории астрономии.

К этой картинке стоит присмотреться внимательно. По горизонтали отложены спектральные классы звезд от самых горячих (слева) до самых холодных (справа). На вертикальной оси отложены абсолютные звездные величины от –4 (это самые яркие звезды, известные в те времена) до +12 (самые тусклые). Отмеченные позиции отдельных звезд (их свыше 200) в основном лежат вдоль узкой наклонной полосы, ограниченной двумя параллельными линиями. Сразу видно, что для подавляющего большинства звезд, представленных на диаграмме, выполняется четкая закономерность: чем больше абсолютная светимость звезды, тем «левее» ее спектральный класс — и, следовательно, тем звезда горячее. Звезды внутри полосы как раз и составляют ту самую главную последовательность, о которой ранее писал Герцшпрунг.