Text
                    УДК 52
ББК 22.6
А 91
Авторский коллектив:
В. П. Архипова, С. И. Блинников, С. А. Ламзин, С. Б. Попов,
М. Е. Прохоров, Н. Н. Самусь, В. Г. Сурдин, Ю. А. Фадеев, Д. Ю. Цветков
А 91 Звёзды / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. - Изд. 2-е, испр. и доп. - М.: Физ-
матлит, 2009. - 428 с. — (Астрономия и астрофизика).
ISBN 978-5-9221-1116-4
Третья книга из серии «Астрономия и астрофизика» содержит обзор совре-
менных представлений о звездах. Рассказано о названиях созвездий и именах
звезд, о возможности их наблюдения ночью и днем, об основных характери-
стиках звезд и их классификации. Основное внимание уделено природе звезд:
их внутреннему строению, источникам энергии, происхождению и эволюции.
Обсуждаются поздние стадии звездной эволюции, приводящие к формирова-
нию планетарных туманностей, белых карликов, нейтронных звезд, а также к
вспышкам новых и сверхновых.
Книга ориентирована на студентов младших курсов естественно-научных
факультетов университетов и специалистов смежных областей науки. Особый
интерес книга представляет для любителей астрономии.
На лицевой стороне переплета: звезда Солнце в состоянии высокой активно-
сти. Это изображение получено 20 марта 2002 г. в ультрафиолетовом диапазо-
не спектра, в линии излучения высокоионизованных атомов железа. Яркие
области в короне Солнца имеют температуру около 1,5 млн К. Фото: космиче-
ская обсерватория SOHO (ESA, NASA).
На обратной стороне переплета: Крабовидная туманность. Фото: космиче-
ский телескоп «Хаббл» (NASA, ESA).
На переднем форзаце: обсерватория Пик-дю-Миди (Французские Пиренеи)
на высоте 2865 м. Фото: Alain Sallez, David Romeuf.
На заднем форзаце: планетарная туманность «Улитка» (NGC 7293). Справа -
оптическое, слева - инфракрасное изображение («Хаббл», «Спитцер», NASA).
ISBN 978-5-9221-1116-4
© ФИЗМАТЛИТ, 2009

^Тааба ЗВЕЗДНЫЕ ВЕКА ЧЕЛОВЕЧЕСТВА В. Г. Сурдин Так что должны мы признать, что и солнце, и месяц, и звезды Света метают лучи, возмещая их снова и снова, Пламя теряя всегда, излученное ранее ими; А потому и не верь, что они нерушимы и вечны. Лукреций Кар. «О природе вещей» Вот уже 400 лет технический прогресс обеспечивает непрерывное и стремительное развитие астрономии. Телескоп, спектроскоп, фотография и электроника позволили детально изучить движение и излучение небесных тел, в результате чего наши представления о Все- ленной совершенно изменились. Каждое из четырех прошедших сто- летий обеспечивало прорыв в определенном направлении. В XVII в. Земля потеряла уникальность: благодаря телескопу блуж- дающие огоньки планет превратились из «живых звезд» в удивитель- ные миры, будоражившие фантазию естествоиспытателей. XVIII век стал веком небесной механики: ряды точных наблюдений позволили перейти от эмпирических законов Кеплера к рафинированному анали- зу и прогнозу движения планет на основе механики Ньютона. XIX век славен многими достижениями, но принципиальным для астрономов стало создание методов изучения звезд. Если в начале этого века бы- ли сомнения в принципиальной познаваемости недосягаемых небес- ных тел, то к концу века астрономы поняли, как можно изучать физи- ческие условия, химический состав, движение и распределение в про- странстве звезд и галактик. А наивысшим достижением XX в., без со- мнения, явилась физика звезд. Первые интуитивные попытки понять механизм работы звезды предпринимались еще в начале XX в. Но для полновесной теории внут- реннего строения звезд потребовались «три кита»: точные данные о наблюдаемых параметрах звезд, теория ядерных реакций и быстро- действующие компьютеры. Усилиями астрономов, физиков и инжене-
4 Глава 1. Звездные века человечества ров-электронщиков эти три сла- гаемых были созданы к середине XX в. Разумеется, запрос шел не от естествоиспытателей: теория ядерных реакций и мощные ком- пьютеры потребовались воен- ным. Фактически создатели ядер- ных бомб стали и отцами теории эволюции звезд. Нет смысла от- рицать, что физика звезд — дитя атомной бомбы. Уже первые сферически сим- метричные модели звезд, не учи- тывавшие ни вращения, ни нали- чия магнитного поля, ни особен- ностей химического состава, тем не менее в целом неплохо описы- Рис. 1.1. Фред Хойл. вали наблюдаемые характеристики звезд. В научно-популярной лите- ратуре часто цитируется высказывание знаменитого английского аст- рофизика сэра Фреда Хойла о том, что «нет ничего проще звезды». Од- нако вот как вспоминает эту историю английский астроном Питер Фелгетт: «Как очевидец могу сказать, что замечание о простоте звезд было сделано Фредом Хойлом (тогда еще не „сэром") на коллоквиуме, который он проводил в старой обсерваторской библиотеке в Кембрид- же. Насколько я помню, фраза Хойла, произнесенная с его изумитель- ным северным акцентом, звучала так: „В принципе, звезда имеет до- вольно простую структуру". В ответ на это профессор Редман (Redman R. О.) заметил: «Вы бы тоже выглядели довольно простым, Фред, с рас- стояния в десять парсеков» (Fellgett, 1995). Глубокий смысл этого замечания открывается нам постепенно. Чем детальнее мы изучаем звезды, тем более сложными выглядят их структура и поведение. Так что впору согласиться с высказыванием английского астронома Джона Брауна: «Вопреки известной реплике Фреда Хойла, звезды не так уж просты, по крайней мере когда изуча- ешь их с расстояния в 5 микропарсеков, как в случае с Солнцем» (Brown, 1994). К началу XXI в. астрономы накопили колоссальный материал о свойствах и поведении звезд всевозможных типов. Базовые представ- ления о физике звезд были подтверждены прямыми наблюдениями: современные нейтринные детекторы уверенно видят процессы, проис-
Глава /. Звездные века человечества 5 Рис. 1.2. И. С. Шкловский. ходящие в недрах Солнца, и непосредст- венно фиксируют продукты термоядер- ных реакций. В целом удалось понять и основные физические процессы, ответ- ственные за кризисные эпохи в жизни звезд — их формирование, динамиче- скую перестройку и гибель. Астроно- мам уже стало казаться, что создание картины Вселенной близится к завер- шению: ведь звезды всегда считались главным ее элементом. Но вдруг роди- лось сомнение: а так ли уж велика в эволюции Вселенной роль звезд? Вернемся на 30 лет назад. Тогда наш крупнейший астрофизик Иосиф Самуилович Шкловский в очередном издании своего бестселлера «Звезды: их рождение, жизнь и смерть» писал: «Если задать наивный детский вопрос, какие из космических объектов во Вселенной „самые глав- ные", я не колеблясь отвечу: звезды. Почему? Ну, хотя бы потому, что 97% вещества в нашей Галактике сосредоточено в звездах. У многих, если не у большинства, других галактик „звездная субстанция" состав- ляет более чем 99,9% их массы. Похоже на то, что плотность крайне разреженного, пока еще с достоверностью не обнаруженного межга- лактического газа слишком мала, поэтому основная часть вещества во Вселенной сосредоточена в галактиках, а следовательно, в звез- дах... На современном этапе эволюции Вселенной вещество в ней на- ходится преимущественно в звездном состоянии. Это означает, что большая часть вещества Вселенной „скрыта" в недрах звезд и имеет температуру порядка десятка миллионов градусов при очень высокой плотности...». На этом мы прервем цитату из книги Шкловского, чтобы удивить- ся тому, как сильно за прошедшие годы изменилось представление ас- трономов о составе Вселенной. Если иметь в виду среднюю плот- ность энергии-массы во Вселенной, то теперь уже почти нет сомне- ний, что около 74% ее принадлежит неведомой антигравитирующуй сущности, условно называемой «темной энергией». Если же ограни- читься обычной гравитирующей массой, на которую приходится око- ло четверти средней плотности Вселенной, то примерно 22% заключе- но в «темном веществе» неизвестной природы и только около 4% — в
6 Глава 1. Звездные века человечества обычном барионном веществе, представленном в таблице Менделее- ва. Именно в эти 4% умещаются все звезды, планеты, межзвездная и межгалактическая среда. Но и в этой скромной 4-процентной группе роль звезд оказалась не самой важной. Почти 4/5 массы барионного вещества заключено в межгалактическом газе, и только 0,5% средней плотности Вселенной сосредоточено в звездах! Даже если не прини- мать в расчет загадочную темную энергию и непонятное темное ве- щество (хотя наша Галактика в основном «сделана» именно из него), то и в подгруппе обычного вещества звездам принадлежит всего око- ло 10%. Как ни крути, но тезис о том, что Вселенная — это звезды, ока- зался неверным. Следует ли из этого, что несколько десятилетий назад астрономы совершенно неверно представляли себе жизнь Вселенной? Чтобы про- верить это, продолжим читать Шкловского: «Основная эволюция ве- щества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Именно там находился (и находится) тот „плавильный тигель", который обу- словил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами. Именно там вещество по естественным зако- нам природы превращается из идеального газа в очень плотный выро- жденный газ и даже в „нейтронизированную" материю. Именно у не- которых звезд на поворотных этапах их эволюции может реализовать- ся пока еще далекое от ясности состояние „черной дыры". Вместе с тем, если не говорить об особых, пока еще недостаточно исследован- ных областях, окружающих ядра галактик, звезды (в среднем) занима- ют около 10“25 объема Вселенной. Огромное значение имеет исследование взаимосвязи между звез- дами и межзвездной средой, включающее проблему непрерывного об- разования звезд из конденсирующейся межзвездной среды. Наличие звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во Вселенной. Ведь звезды в основном излучают за счет необратимого процесса превращения водорода в более тяжелые элементы, прежде всего в гелий. Постоянно накапливающиеся во Вселенной „инертные" (т. е. „мертвые") конечные продукты эволюции звезд — белые карли- ки, нейтронные звезды и, по-видимому, „черные дыры" также подчер- кивают необратимый характер эволюции Вселенной». С удивлением следует признать, что к этой картине, нарисованной Шкловским 30 лет назад, сегодня можно добавить лишь малосущест- венные детали. Главным двигателем эволюции Вселенной по-прежне- му считаются звезды. Происходящие в них и рядом с ними процессы по-прежнему являются основным предметом астрономических иссле-
Глава 1. Звездные века человечества 7 Рис. 1.3. Туманность NGC 3582 со сложной структурой, находящаяся в области звездообразования RCW 57. Видны плотные сгустки темной межзвездной пы- ли, яркие звезды, которые сформировались за последние несколько миллио- нов лет, поля светящегося водорода, ионизованного ими, и огромные петли из газа, сброшенного умирающими звездами. В составе вещества туманности об- наружены органические молекулы. Возможно, появление органических соеди- нений в туманности, из которой 5 миллиардов лет назад сформировалось Солнце, сыграло роль в возникновении жизни на Земле. Изображение получено на 4-метровом телескопе «Виктор Бланко» Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили. дований. И чем глубже мы проникаем в физику звезд, тем более разно- образной и красочной предстает перед нами их жизнь. В последнее время нередко можно встретить термин «звездный зоопарк», которым некоторые специалисты подчеркивают колоссальное разнообразие ти- пов звезд. Реакцией на это служат попытки дать формальное определе-
8 Глава 1. Звездные века человечества ние звезде как объекту астрономической картины мира. До сих пор ни одно из определений не признано как исчерпывающее. В качестве ра- бочего варианта можно использовать модифицированное нами опре- деление В. В. Иванова (Санкт-Петербургский университет): звезда — это гравитационно связанная непрозрачная для излучения масса ве- щества, светимость которой в основном поддерживается происхо- дящими в ней термоядерными реакциями. Впрочем, и это определе- ние вряд ли устоит под напором новых фактов. Как уже было сказано, основные этапы звездной эволюции на ка- чественном уровне астрономы поняли в 1950-1970-е гг. Количествен- ная теория спокойных, длительных этапов эволюции одиночных звезд была создана в 1980-е гг., и тогда же выяснились качественные сценарии эволюции тесных двойных звезд. Но ключевые, переходные моменты жизни звезд, связанные с их рождением, внутренней пере- стройкой и гибелью, мы до сих пор понимаем лишь в самых общих чертах. Даже о процессах, происходящих на поверхности звезд (осо- бенностях химического состава, температурных «пятнах», динамике активных областей), астрономы пока имеют лишь весьма общее пред- ставление. Что уж тут говорить о звездных недрах! Лишь в самые последние годы стали развиваться новые удивитель- ные методы исследования звезд. Оптическая интерферометрия позво- ляет теперь прямо измерять размер и даже форму звезд. Высокоточ- ные космические фотометры открыли большие возможности перед ас- тросейсмологией: выходящие из глубин на поверхность звезды звуко- вые волны изменяют структуру фотосферы, позволяя нам с помощью оптических телескопов получать информацию о звездных недрах. Важную роль в этих исследованиях играют сейчас космические те- лескопы. Их угловое разрешение в десятки раз выше, чем у наземных инструментов, а спектральный диапазон вообще ничем не ограничен. Плеяда великих космических телескопов NASA: оптический «Хаббл», инфракрасный «Спитцер», рентгеновский «Чандра» и гамма-телескоп «Комптон» — открыла перед астрофизикой новые горизонты, особенно сильно обогатив наши представления о взаимодействии звезд с окру- жающей их околозвездной и межзвездной средой. Для изучения внут- ренних процессов в звездах сейчас создаются специализированные космические инструменты. Например, запущенный 27 декабря 2006 г. ракетой «Союз» (Россия) с космодрома Байконур (Казахстан) европей- ский астрономический спутник COROT (Convection, Rotation and pla- netary Transits) имеет на борту телескоп диаметром всего 30 см, но об- ладает непревзойденной точностью фотометрических измерений
Глава 1. Звездные века человечества 9 Рис. 1.4. Космический телескоп COROT: слева — подготовленный к запуску; справа — в процессе наблюдения за прохождением планеты по диску звезды (рисунок D. Ducros, CNES). Размер спутника: длина 4,1 м, диаметр 2 м (без па- нелей солнечных батарей). Полная масса 630 кг, масса научной аппаратуры 300 кг. Точность наведения телескопа 0,5". Мощность канала связи 1,5 Гбит/су- тки. Основной вклад в создание этой космической обсерватории внес Нацио- нальный центр космических исследований Франции (Centre national d’etudes spatiales - CNES). звезд (поскольку его наблюдениям не мешает нестабильность земной атмосферы). COROT замечает изменение блеска солнцеподобной звез- ды при ее покрытии землеподобной планетой; этим методом он уже открыл несколько таких планет. Но этот инструмент очень полезен и для исследования физики звезд. Ему под силу решать задачи звездной сейсмологии, регистрируя малые колебания блеска, вызванные звуко- выми волнами, идущими из недр звезды. Наземная астрономия, ограниченная оптическим атмосферным «окном», тем не менее тоже быстро развивается, используя возможно- сти вычислительной техники. Диаметры телескопов стремительно растут, успешно перешагнув деформационный предел пассивных зер- кал, очевидно, составляющий 6 метров. Применение активной оптики уже позволило превзойти 10-метровый рубеж, и не видно препятст- вий (кроме финансовых) для создания 30-метрового телескопа. Кроме этого, на всех крупнейших телескопах уже второе десятилетие успеш- но применяются системы адаптивной оптики, восстанавливающие почти до идеального качества изображения, искаженные неоднород-
10 Глава 1. Звездные века человечества Рис. 1.5. Проект 42-метрового телескопа E-ELT обсерватории ESO для наблюде- ний в оптическом и ближнем ИК диапазонах с системой адаптивной оптики, которая позволит довести угловое разрешение до 0,001". Предполагается, что к 2017 г. он будет установлен в либо Чили, либо на Канарских островах. ной атмосферой Земли. Для изучения протяженных объектов эти сис- темы не особенно пригодны, поскольку угловой размер исправленно- го поля зрения весьма мал, но при изучении звезд эффективность этой технологии очень высока. Таким образом, появление доступных быстродействующих компьютеров позволило существенно увеличить как размер телескопов, так и качество даваемых ими изображений. В результате эффективность телескопов теперь возрастает существен- но быстрее их стоимости. Наиболее интригующие вопросы исследования звезд касаются сейчас их формирования и конечных этапов эволюции. Изучать звез-
Глава 1. Звездные века человечества 11 Рис. 1.6. Вариант установки телескопа E-ELT и его откатывающегося купола, ду в эпоху ее рождения и в эпоху смерти сложно, поскольку на этих этапах звезда изменяет свои физические параметры в очень широком диапазоне. Протозвездный объект проходит путь от холодного меж- звездного облака, состоящего из молекул и твердых частиц, до плот- ного плазменного шара. Умирающая звезда распадается на слои, сре- ди которых одни имеют ядерную плотность, а другие рассеяны до со- стояния вакуума. Если же происходит взрыв звезды, то плотность энергии превосходит всё, с чем сталкивались физики в лаборатории. Изучать такие экзотические объекты очень интересно, но очень слож- но. Для этого требуются приборы с экстремальными характеристика- ми (и часто — с экстремальной ценой). Помимо уже созданных крупных оптических телескопов 8-10-мет- рового калибра, грядущее десятилетие обещает нам два новых гранди- озных инструмента: оптический телескоп E-ELT (European Extremely Large Telescope) с составным главным зеркалом диаметром 42 м и ра- диоинтерферометр ALMA (Atacama Large Millimeter Array) миллимет- рового и субмиллиметрового диапазонов. Оба инструмента создает Ев- ропейская южная обсерватория (ESO). В то время как оптический ги- гант пока лишь проектируется, радиотелескоп уже строится. Его со- оружают на плато Чахнантор в северной чилийской пустыне Атакама, на высоте 5100 м. Это одно из самых сухих мест на Земле, идеально подходящее для наблюдений в коротковолновом диапазоне. Проект ALMA начат в 2003 г.; первые антенны были поставлены в 2007 г., а пер-
Рис. 1.7. Многоантенный радиотелескоп ALMA в Чили будет состоять из 64 па- раболических рефлекторов диаметром по 12 м каждый. Имея возможность пе- ремещаться, они смогут располагаться на расстояния от 150 м до 14 км друг от друга. вый двухантенный интерферометр заработал в 2008 г. Полностью сис- тема будет завершена в 2012 г. В техническом смысле ее отличает не только рекордная для астрономических сооружений высота (где чело- веку весьма нелегко работать), но и рекордные характеристики обору- дования. Ее приемники будут фиксировать излучение в диапазоне от 30 до 950 ГГц, до сих пор не исследованном. А специализированный компьютер-коррелятор будет обрабатывать сигналы от антенн со ско- ростью 1,6 • 1016 (16 миллионов миллиардов!) операций в секунду. Еще одним важным прорывом в области астрономических наблю- дений стала их автоматизация, также ставшая возможной благодаря внедрению компьютеров. На современных обсерваториях автоматизи- ровано практически всё: подготовка программы наблюдений, кон- троль погоды, открытие башни телескопа и его наведение на объект, выполнение наблюдений и обработка их результатов. Еще недавно остряки ехидно замечали, что осталось лишь автоматизировать подго товку статей к печати, и астроном сможет не вставать с дивана. Одна- ко за последнее время удалось продвинуться и в этом направлении: при наблюдении кратковременных явлений, требующих быстрого подключения дополнительных инструментов (например, при исследо- вании оптического послесвечения гамма-всплесков), телескопы обме- ниваются информацией через интернет без участия человека. Факти-
Глава 1. Звездные века человечества 13 чески это не что иное, как автоматическая экспресс-публикация ре- зультатов наблюдений. Впрочем, не замечено, чтобы астрономы ста- ли проводить больше времени на диване. Применение автоматических телескопов для патрульных наблюде- ний приносит неожиданные находки. Некоторые звезды, казавшиеся ранее абсолютно стабильными, демонстрируют кратковременные вспышки. Самым потрясающим и до сих пор загадочным явлением ос- таются гамма-всплески, часть из которых, несомненно, связана с ката- строфами массивных звезд в далеких галактиках. Повышенное внима- ние астрофизиков к наиболее мощным взрывам во Вселенной объяс- няется как минимум двумя причинами: во-первых, до сих пор загадо- чен источник их энергии и не ясно, как ведет себя вещество в столь экстремальных условиях, а во-вторых, взрывы звезд — это самые мощ- ные маяки, просвечивающие насквозь почти всю Вселенную и помо- гающие изучать динамику ее самых удаленных областей. Особенно много внимания в связи с этим уделяется сейчас вспышкам сверхно- вых типа 1а, как считается, эталонным источникам света для всех кос- мологических эпох, позволяющим измерять фотометрические рас- стояния до самых далеких галактик. В каждой отдельной галактике эти события происходят редко — примерно раз в столетие, поэтому накопить данные об этих явлениях можно лишь путем систематиче- ского наблюдения множества далеких галактик. Результат автоматизации поиска сверхновых поражает. К приме- ру, скромный телескоп KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope) диаметром всего 0,76 м на Ликской обсерватории в Калифорнии те- перь ежегодно открывает около 80 сверхновых; это существенно боль- ше, чем еще недавно обнаруживали все обсерватории мира. Каждую ясную ночь KAIT автоматически фотографирует избранные участки неба, получая в неделю около 7000 изображений галактик. Свежий портрет каждой галактики автоматически сравнивается с ее предыду- щими снимками для выявления кандидатов в сверхновые. И только на последнем этапе подключаются люди: студенты-астрономы просмат- ривают подозрительные изображения для отбраковки следов астерои- дов, а также треков высокоэнергичных заряженных частиц (космиче- ских лучей), попадающих в ПЗС-матрицу. В принципе и этот этап рабо- ты тоже можно было бы автоматизировать, но для студентов это по- лезная практика (Ratcliffe, 2008). Раз уж речь зашла о наблюдении сверхновых, то нелишним будет еще раз подчеркнуть роль звезд в изучении Вселенной. Несмотря на свой микроскопический вклад в массу нашего мира, звезды по-преж-
14 Глава 1. Звездные века человечества нему дают нам наилучшую информацию о нем. Знания о первых сот- нях тысяч лет эволюции Вселенной приносит реликтовое излучение, историю следующих миллиардов лет мы изучаем по звездам. Самое поразительное открытие в космологии за последние 40 лет — ускоре- ние расширения Вселенной — сделано путем наблюдения за вспышка- ми сверхновых звезд в далеких галактиках. Если это открытие безого- ворочно подтвердится, то перед физикой откроются совершенно но- вые горизонты. Таким образом, эпоха изучения звезд отнюдь не близится к завер- шению. Напротив, уникальные свойства звезд позволяют все полнее использовать полученные о них знания для развития других наук. Се- годня звезды — это и объект изучения, и уникальная космическая ла- боратория. Где еще мы сможем исследовать поведение вещества в магнитных полях с напряженностью в тысячи раз выше внутриатомной? Только у намагниченных нейтронных звезд плотность энергии поля доходит до 1011 Тл (1015 Гс), что соответствует массовому эквиваленту плотности поля в полтонны на кубический сантиметр! Где, если не у поверхности черных дыр, можно исследовать квантово-гравитационные эффекты? Какой источник релятивистских частиц может сравниться со взрывом сверхновой? В конце концов, как, не разобравшись до конца в эволю- ции звезд, мы сможем предугадать судьбу нашего Солнца, а значит, и свою собственную судьбу? Все это делает науку о звездах лидером ас- трономических исследований. Литература Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977. Brown J. С. // The Observatory. 1994. Vol. 114. Р. 124. Fellgett Р. В. Simple stars // The Observatory. 1995. Vol. 115. P. 95. Ratcliffe M. State of the Universe 2008: New images, discoveries, and events. Sprin- ger and Praxis. 2008. P. 174.
Наава НЕБО ЗВЕЗД И СОЗВЕЗДИИ В. Г. Сурдин 2.1. Что такое созвездие Одно из древнейших понятий современной астрономии, до сих пор не вышедшее из употребления, — это созвездие. Само слово «созвез- дие» (лат. constellatio) в прямом смысле означает «коллекция (или группа) звезд». В астрономии этот термин претерпел определенную эволюцию и приобрел свое окончательное значение сравнительно не- давно — менее века назад. Но уже много тысяч лет назад люди начали выделять на ночном небе выразительные группы звезд — астеризмы, которые помогали за- поминать узор звездного неба и с его помощью ориентироваться в пространстве и во времени. Именно астеризмы стали предшественни- ками созвездий. В быту мы и сейчас, как правило, называем созвез- диями лишь наиболее яркие, выразительные, легко запоминающиеся группы звезд. Довольно долго и астрономы не задумывались о точ- ных границах созвездий, хотя и включали в них не только яркие, но и окружающие их тусклые звезды. Однако с изобретением телескопа (XVII в.) и особенно фотографии (XIX в.) возникла проблема: для изу- чения оказались доступны миллионы звезд, которым надо было да- вать обозначения, включающие имена созвездий, а точных границ со- звездий не существовало. Поэтому астрономы решили поделить весь небосвод на площадки с точно установленными и легко воспроизво- димыми границами, стараясь при этом не сильно отступать от истори- ческой традиции. Впрочем, у каждого народа были свои традиции деления звезд на созвездия. Заметно различалось даже количество традиционных со- звездий: у древних европейцев их были десятки, у китайцев — сотни. Очевидно, слишком крупные созвездия как небесные ориентиры не имеют смысла, а слишком мелкие и многочисленные трудны для запо- минания, да и ярких звезд на все не хватило бы. Используемые совре- менными астрономами созвездия в большинстве своем включают в
16 Глава 2. Небо звезд и созвездий Дубхе а Алькор Мицар е ♦ Алиот Мегрец -— Мерак Рис. 2.1. Асте- ризм Ковш - са- мая популярная часть созвездия Большая Медве- дица (а может быть, и всего звездного неба). У Фекда Р п. • Бенетнаш себя яркие звезды и носят названия, традиционные для европейской культуры. В современном смысле созвездие — это участок небесной сферы со всеми проецирующимися на него с точки зрения земного наблюда- теля небесными объектами. Современные астрономы делят все небо БЛИЗНЕЦЫ ОРИОН Л1 * .тс2 ♦тс3 Беллатрикс *тс4 ТЕЛЕЦ МАЛЫЙ ПЕС ЭРИДАН ЕДИНОРОГ L БОЛЬШОЙ ПЕС ^Ригель * Бетельгейзе • ЗАЯЦ Рис. 2.2. Созвездие Орион и его соседи на небесной сфере
2.1. Что такое созвездие 17 3750 3500 3250 3000 2750 2500 2250 2000 1750 1500 1250 1000 750 500 250 Световые годы Рис. 2.3. Пространственное положение звезд созвездия Орион. Справа нахо- димся мы — наблюдатели. Расстояния до основных звезд созвездия Орион Звез- да Расстояние до Земли, св. лет Звез- да Расстояние до Земли, св. лет Звез- да Расстояние до Земли, св. лет а 465 V 543 о 1 136 ₽ 949 544 т 331 Y 250 о1 543 и 1560 8 1065 о2 171 ф' 1546 £ 1257 л1 120 ф2 116 Л 152 л2 203 28 £ 1 ПО л3 26 х2 3 364 1 1384 л4 734 ф1 1470 К 1560 л5 761 V2 1026 X 175 л6 556 со 654 м 155 р , 362 на 88 созвездий, что естественным образом согласуется с возможно- стями человеческого мозга. Можно напомнить, что крупные страны обычно поделены на 50-100 регионов (областей, штатов), что наибо- лее популярные настольные игры разворачиваются на поле из 64-100 клеток, и т. д. По-видимому, это оптимальное количество объектов для нашей оперативной памяти. Границы между этими 88 созвездиями проведены в виде прямых ломаных линий по дугам небесных параллелей (это малые круги не- бесной сферы, параллельные небесному экватору) и кругов склоне-
Рис. 2.4. Пространственное положение звезд Ковша. Хотя здесь, как и в Орио- не, мы видим удаленные друг от друга в пространстве звезды, тем не менее яс- но видна группа из 5 звезд, расположенных почти на одинаковом расстоянии от Солнца. Многолетние наблюдения показали, что звезды этой группы и в пространстве движутся параллельно. По-видимому, они связаны общим про- исхождением. На самом деле их существенно больше; в Ковше оказались лишь некоторые члены этого «движущегося скопления». Расстояния до Земли (св. годы): а Дубхе 125 Р Мерак 79 у Фекда 85 5 Мегрец 81 е Алиот 81 Мицар 79 т| Бенетнаш 101 ния (большие полукруги, перпендикулярные экватору) в системе эква- ториальных координат эпохи 1875 г. Современные названия созвез- дий и их границы были установлены решениями Международного ас- трономического союза (МАС) в 1922-1935 гг. Впредь эти границы и на- звания созвездий решено считать неизменными (см. Приложение 1). Хотя большинству читателей следующее замечание покажется тривиальным, тем не менее, как показывает опыт, его необходимо сде- лать. Говоря о созвездии, следует понимать, что это не определенная область в космическом пространстве, а лишь некоторый диапазон на- правлений с точки зрения земного наблюдателя. Поэтому неправиль- но было бы сказать: «Космический корабль полетел в созвездие Пе- гас». Точнее будет сказать так: «Космический корабль полетел в на- правлении созвездия Пегас». Звезды, образующие узор любого созвез-
2.1. Что такое созвездие 19 Рис. 2.5. Изменение конфигурации звезд Ковша Боль- *' шой Медведицы за 300 тыс. лет в результате движе- ния звезд в пространстве. дия, расположены от нас, как правило, на са- мых разных расстояниях. Кроме звезд в каж- дом созвездии могут быть видны и очень дале- кие галактики, и близкие объекты Солнечной системы — все они в момент наблюдения отно- сятся к данному созвездию. Но со временем не- бесные объекты могут перемещаться из одно- го созвездия в другое. Быстрее всего это проис- ходит с близкими и быстро движущимися объ- ектами: Луна проводит в одном созвездии не более двух-трех суток, планеты — от несколь- ких дней до нескольких лет. Даже некоторые близкие звезды за послед- нее столетие пересекали границы созвездий, другие же пересекут их в ближайшее — по астрономическим масштабам — время (табл. 2.1). -150 000 лет 5а Б / \ 8; \ Настоящее время У-у а ------у I +150 000 лет Y Таблица 2.1 Яркие звезды, которые недавно пересекли или в ближайшие столетия пересекут границы созвездий (по Moore, 2000, р. 260) Звезда Звездная величина Войдет в созвездие Год р Орла 5,0 Дельфин 1992 у Резца 4,6 Голубь 2400 е Индейца 4,7 Тукан 2640 е Скульптора 5,3 Печь 2920 X Южной Гидры 5,1 Тукан 3200 ц Лебедя 4,8 Пегас 4500 X Пегаса 4,8 Рыбы 5200 ц Кассиопеи 5,1 Персей 5200 т| Стрельца 3,1 Южная Корона 6300 Q Золотой Рыбы 4,7 Живописец 6400 Видимая площадь созвездия определяется телесным углом, кото- рый оно занимает на небе; обычно его указывают в квадратных граду- сах. Для сравнения: диски Луны или Солнца занимают на небе пло- щадь около 0,2 кв. градуса, а площадь всей небесной сферы — около 41 253 кв. град. Названия созвездиям даны в честь мифологических персонажей (Андромеда, Кассиопея, Персей и т. п.) или животных (Лев, Дракон,
20 Глава 2. Небо звезд и созвездий Таблица 2.2 Знаки Зодиака: секторы эклиптики, через которые проходит годичный путь Солнца Символ и название Эклиптическая долгота, ° Дата вхождения Солнца (2000 г.) т Овен 0-30 20 марта б Телец 30-60 19 апреля н Близнецы 60-90 20 мая Рак 90-120 21 июня Л Лев 120-150 22 июля пт Дева 150-180 22 августа Весы 180-210 22 сентября пъ Скорпион 210-240 23 октября Стрелец 240-270 22 ноября Ъ Козерог 270-300 21 декабря Водолей 300-330 20 января X Рыбы 330-360 19 февраля Большая Медведица и т. п.), в честь примечательных объектов древно- сти или современности (Весы, Жертвенник, Компас, Телескоп, Микро- скоп и т. п.), а также просто по названиям тех предметов, которые на- поминают фигуры, образованные яркими звездами астеризма (Тре- угольник, Стрела, Южный Крест и т. п.). Часто одна или несколько яр- чайших звезд в созвездии имеют собственные имена, например Сири- ус в созвездии Большой Пес, Вега в созвездии Лира, Капелла в созвез- дии Возничий, и т. п. Как правило, названия звезд связаны с названия- ми созвездий, например обозначают части тела мифологического пер- сонажа или животного. Созвездия — это памятники древней культуры человека, его ми- фов, его первого интереса к звездам. Историкам астрономии и мифо- логии они помогают понять образ жизни и мышления древних лю- дей. Современным астрономам созвездия помогают ориентироваться на небе, быстро оценивать взаимное положение объектов и возмож- ность их наблюдения в данной местности и в данное время. 2.2. Древние созвездия Первые представления людей о звездном небе дошли к нам из допись- менного периода истории: они сохранились в материальных памятни- ках культуры. Археологи и астрономы выяснили, что наиболее древ- ние астеризмы человек выделил на небе еще в каменном веке, более 15 тысячелетий назад. Некоторые исследователи считают, что первые
2.2. Древние созвездия 21 небесные образы появились од- новременно с рождением пер- вых рисунков, воплощенных в наскальной живописи, когда развитие левого (логического) полушария головного мозга че- ловека позволило отождест- вить предмет с его плоским изо- бражением. Жизненно важную роль для древнего человека играли два светила — Солнце и Луна. Наблюдая за их движением, лю- ди открыли некоторые важные явления. Так, они заметили, что дневной путь Солнца по не- бу зависит от сезона: он подни- мается к северу весной и опус- кается к югу осенью. Они заме- Рис. 2.6. Прецессия земной оси. тили также, что Луна и яркие «подвижные звезды», которые позже греки назвали «планетами», движутся среди звезд примерно по тому же пути, что и Солнце. И еще они заметили, что в разные сезоны года различные, но вполне определенные звезды восходят незадолго до на- ступления утра, а другие звезды заходят сразу после захода Солнца. Чтобы запомнить движение Солнца, Луны и планет, люди отмеча- ли важнейшие звезды, лежащие на пути движущихся светил. Позже, создав себе богов, они отождествили некоторых из них со звездами на небе. Древние шумеры, жившие на Ближнем Востоке 5000 лет назад, дали названия многим известным созвездиям, особенно в Зодиаке — области неба, через которую проходят пути Солнца, Луны и планет. По- хожие группы звезд выделяли жители долины Тигра и Евфрата, Фини- кии, Греции и других областей Восточного Средиземноморья. Как известно, гравитационное влияние Луны и Солнца на нашу планету вызывает медленное конусообразное движение земной оси, что приводит к перемещению точки весеннего равноденствия по эк- липтике с востока на запад. Это явление называют прецессией, т. е. предварением равноденствия. Под влиянием прецессии за несколько тысячелетий заметно изменяется относительно неподвижных звезд положение земного экватора и связанного с ним небесного экватора, в результате иным становится годичный ход созвездий по небу: для
22 Глава 2. Небо звезд и созвездий Рис. 2.7. Созвездие Большой Медведицы. Гравюра из атласа Яна Гевелия «Уранография» (1690). жителей определенных географических широт одни созвездия со вре- менем становятся наблюдаемыми, а другие на многие тысячелетия скрываются под горизонтом. Но Зодиак всегда остается Зодиаком, по- скольку плоскость земной орбиты практически неизменна; Солнце всегда будет перемещаться по небу среди тех же звезд, что и сегодня. В 275 до н. э. греческий поэт Арат в поэме «Явления» описал из- вестные ему созвездия. Как показали исследования современных ас- трономов, Арат в «Явлениях» использовал гораздо более раннее описа- ние небесной сферы. Поскольку прецессия земной оси меняет види- мость созвездий от эпохи к эпохе, список созвездий Арата позволяет датировать первоисточник поэмы и определить географическую ши- роту наблюдений. Независимые исследователи пришли к сходным ре- зультатам: Е. Маундер (1909) датировал первоисточник 2500 г. до н. э., А. Кромеллин (1923) — 2460 до н. э., М. Овенден (1966) — ок. 2600 г. до н. э., А. Рой (1984) — ок. 2000 до н. э., С. В. Житомирский — ок. 1800 г. до н. э. При этом расположение наблюдателей, видевших эти созвез- дия, относится всеми исследователями приблизительно к 36° с. ш. Теперь мы называем описанные Аратом созвездия «древними». Че- рез 4 века после Арата греческий астроном Птолемей описал 48 со-
2.2. Древние созвездия 23 Рис. 2.8. Карта звездного неба (планисфера) голландского картографа Фредерика де Вита (Frederik de Wit, 16107-1698). звездий, указав в них положения ярчайших звезд. Из этих созвездий 47 сохранили свои имена до наших дней, а одно большое созвездие — Арго, корабль Язона и аргонавтов, - было в XVIII в. разделено на четы- ре меньших созвездия: Киль, Корму, Паруса и Компас. Разумеется, разные народы делили небо по-разному. Например, в Китае в древности была распространена карта, на которой звездное небо делилось на четыре части, в каждой из них насчитывалось по семь созвездий, т. е. всего 28 созвездий. А монгольские ученые XVIII в. насчитывали 237 созвездий. В европейской науке и литературе закре- пились те созвездия, которыми пользовались древние жители Среди- земноморья. Из этих стран, включая Северный Египет, в течение года можно видеть около 90% всего небосвода (недоступна лишь окрест- ность южного полюса мира). Однако народам, живущим вдали от эк- ватора, для наблюдения недоступна значительная часть небосвода: на полюсе видна только половина неба, на широте Москвы — около 70%. Поскольку даже для жителей Средиземноморья не были доступ- ны самые южные звезды, эту часть неба поделили на созвездия толь- ко в новое время, в эпоху географических открытий. В результате прецессии точка весеннего равноденствия за прошед- шие с античных времен 2 тысячелетия переместилась из созвездия
24 Глава 2. Небо звезд и созвездий Тельца через Овен в созвездие Рыб. Это привело к кажущемуся смеще- нию всего зодиакального ряда созвездий на два положения (посколь- ку отсчет по традиции начинается от того созвездия, в котором распо- ложена точка весеннего равноденствия). Например, Рыбы поначалу были одиннадцатым зодиакальным созвездием, а теперь — первое; Те- лец был первым — стал третьим. Примерно в 2600 г. точка весеннего равноденствия переместится из Рыб в Водолей, и тогда это созвездие станет первым в Зодиаке. Заметим, что зодиакальные знаки, которы- ми пользуются астрологи для обозначения равновеликих участков эк- липтики, жестко связаны с точками равноденствия и следуют за ни- ми. Два тысячелетия назад, когда были написаны классические руко- водства, которыми до сих пор пользуются астрологи, зодиакальные знаки располагались в одноименных им созвездиях Зодиака. Но пере- мещение точек равноденствия привело к тому, что зодиакальные зна- ки теперь расположены в других созвездиях. Солнце теперь попадает в определенный знак Зодиака на 2-5 недель раньше, чем доберется до одноименного созвездия. 2.3. Созвездия нового времени Описанные Птолемеем созвездия много веков верой и правдой служи- ли морякам и проводникам караванов в пустыне. Но после кругосвет- ных плаваний Магеллана (1518-1521) и других мореплавателей стало ясно, что морякам нужны новые путеводные звезды для успешной на- вигации в южных широтах. В 1595-1597 гг. во время экспедиции гол- ландского купца и путешественника Фредерика де Хоутмана (Frede- rick de Houtman, 1571-1627) вокруг мыса Доброй Надежды к острову Ява он и его штурман Питер Диркзоон Кейзер (Pieter Dirckszoon Key- zer, известный также как Петрус Теодори, Petrus Theodori, 1540-1596) выделили на небе 12 новых южных созвездий: это были Журавль, Золо- тая Рыба, Индеец, Летучая Рыба, Муха, Павлин, Райская Птица, Тукан, Феникс, Хамелеон, Южная Гидра и Южный Треугольник. Эти звездные группы стали общеизвестными, когда немецкий астроном Иоганн Бай- ер (1572-1625) изобразил их в своем атласе «Уранометрия» (Urano- metria, 1603). С этого момента на звездных картах появились Apus, Cha- maeleon, Dorado, Grus, Hydrus, Indus, Musca (сам Байер называл его Apis - пчела), Pavo, Phoenix, Triangulum Australe, Tucana и Volans. Появление новых созвездий на южном небе подтолкнуло некото- рых энтузиастов к переделу северного небосвода. Несколько новых со- звездий изобразил на своем небесном глобусе в 1613 г. голландский богослов, астроном и картограф Петер Планциус (Petrus Plancius,
2.3. Созвездия нового времени 25 1552-1622). Но в научный обиход их ввел в 1624 г. Якоб Барч Qakob Bartsch, 1600-1633), немецкий врач, математик и астроном, зять Ио- ганна Кеплера. Правда, закрепились на небе из них только два — Жи- раф и Единорог. Еще семь в основном северных созвездий (Гончие Псы, Лисичка, Малый Лев, Рысь, Секстант, Щит и Ящерица) были введены польским астрономом Яном Гевелием (1611-1687), использовавшим звезды в об- ластях неба, не охваченных созвездиями Птолемея. Их описание опуб- ликовано в атласе «Уранография» (Prodromus astronomiae), изданном уже после смерти Гевелия, в 1690 г. Французский астроном Никола Луи де Лакайль (1713-1762), проводя наблюдения на мысе Доброй Надеж- ды в 1751-1753, выделил и привел в своем «Каталоге звезд южного не- ба» («Coelum australe stelliferum», 1763) еще 17 южных созвездий, на- звав их преимущественно в честь инструментов науки и искусства: Живописец, Киль, Компас, Корма, Микроскоп, Насос, Наугольник, Ок- тант, Паруса, Печь, Резец, Сетка, Скульптор, Столовая Гора, Телескоп, Циркуль и Часы, Они стали последними из 88 созвездий, используе- мых сейчас астрономами. Разумеется, попыток переименовать участки ночного неба было значительно больше числа новых созвездий, сохранившихся до на- ших дней. Многие составители звездных карт в XVII-XIX вв. пробова- ли вводить новые созвездия. Например, первый русский звездный ат- лас Корнелия Рейссига, изданный в Петербурге в 1829 г., содержал 102 созвездия. Но далеко не все предложения такого рода безоговорочно принимались астрономами. Иногда введение новых созвездий было оправдано; пример тому — раздел крупного созвездия южного неба Корабль Арго на четыре части: Корму, Киль, Паруса и Компас. По- скольку эта область неба чрезвычайно богата яркими звездами и про- чими интересными объектами, против ее деления на небольшие со- звездия никто не возражал. При общем согласии астрономов на небе разместились великие научные инструменты — Микроскоп, Телескоп, Циркуль, Насос, Печь (лабораторная), Часы. При этом некоторые со- звездия посвящались конкретным людям. Например, созвездие Antlia (Насос) Никола Лакайль назвал в честь изобретателя воздушного на- соса Роберта Бойля (1627-1691). Но случались и неудачные попытки переименования созвездий. Например, европейские монахи не раз пытались «христианизировать» небесный свод, т. е. изгнать с него героев языческих легенд и населить персонажами Священного писания. Созвездия Зодиака при этом заме- нялись изображениями 12 апостолов и т. д. Буквально перекроил все
26 Глава 2. Небо звезд и созвездий звездное небо некто Юлиус Шиллер из Аугсбурга, издавший в 1627 г. атлас созвездий под заглавием «Христианское звездное небо...». Но, не- смотря на огромную силу церкви в те годы, новые названия созвездий не получили признания. (Впрочем, при внимательном рассмотрении среди созвездий можно найти библейских персонажей: взять хотя бы созвездие Голубь.) Было также немало попыток дать созвездиям имена здравствую- щих монархов и полководцев: Карла I и Фридриха II, Станислава II и Ге- орга III, Людовика XIV и даже великого Наполеона, в честь которого хо- тели переименовать созвездие Орион. Но ни одному новому имени, по- павшему «на небо» по политическим, религиозным и прочим конъюнк- турным соображениям, не удалось долго на нем удержаться. Не только имена монархов, но даже названия научных приборов не всегда задерживались на небесах. Так, в 1789 г. астроном Венской обсерватории Максимиллиан Хелл (1720-1792) предложил выделить созвездие Tubus Herschelii Major (Большой телескоп Гершеля) в честь знаменитого 20-футового рефлектора Вильяма Гершеля. Поместить это созвездие он хотел между Возничим, Рысью и Близнецами, по- скольку именно в Близнецах Гершель открыл планету Уран в 1781 г. А второе небольшое созвездие Tubus Herschelii Minor, в честь 7-футо- вого рефлектора Гершеля, Хелл предложил выделить из слабых звезд Тельца к востоку от Гиад. Однако даже такие милые астрономическо- му сердцу идеи не нашли поддержки. Немецкий астроном Иоганн Боде (1747-1826) предложил в 1801 г. ря- дом с созвездием «Корабль Арго» выделить созвездие Lochium Funis (Морской лаг) в честь прибора для измерения скорости судна, а рядом с Сириусом он хотел разместить созвездие Officina Typographica (Типо- графия) в честь 350-летия изобретения печатного станка. В 1806 г. анг- лийский ученый Томас Юнг (1773-1829) предложил между Дельфином, Малым Конем и Пегасом выделить новое созвездие «Вольтова батарея» в честь гальванического элемента, изобретенного в 1799 г. итальянцем Алессандро Вольта (1745-1827). Все эти инициативы не нашли призна- ния. Не удержалось на небе и созвездие «Солнечные часы» (Solarium). Происходила эволюция и в названиях сохранившихся созвездий. Некоторые сложные названия со временем упростились: «Лисичка с гусем» стала просто Лисичкой; «Южная Муха» стала просто Мухой (поскольку введенная Планциусом и Барчем «Северная Муха» быстро исчезла); «Химическая Печь» стала Печью, а «Компас Мореплавате- ля» — просто Компасом. Еще сильнее эволюционировали границы со- звездий.
2.4. Границы созвездий 27 2.4. Границы созвездий В течение многих столетий созвездия не имели четко установленных границ. Сначала на картах и звездных глобусах созвездия вообще не разграничивались, а просто обозначались соответствующими назва- нию рисунками. Позже созвездия стали разделять кривыми замысло- ватыми линиями, не имевшими стандартного положения. Поэтому с момента образования Международного астрономического союза (МАС) одной из первых его задач стало размежевание звездного неба. На I генеральной ассамблее МАС, проходившей в 1922 г. в Риме, астро- номы решили, что пора окончательно поделить всю небесную сферу на части с точно обозначенными границами и этим, кстати, положить конец всяким попыткам перекраивать звездное небо. В названиях со- звездий было решено придерживаться европейской традиции. Нужно заметить, что хотя названия созвездий остались традици- онными, ученых совершенно не интересовали фигуры созвездий, ко- торые принято изображать, мысленно соединяя прямыми линиями яркие звезды. На звездных картах эти линии рисуют лишь в детских книгах и школьных учебниках; для научной работы они не нужны. Те- перь астрономы называют созвездиями не группы ярких звезд, а уча- стки неба со всеми находящимися на них объектами, поэтому пробле- ма определения созвездия сводится только к проведению его границ. Но и границы между созвездиями оказалось провести не так-то легко. Над этим заданием работало несколько известных астрономов, стремясь сохранить историческую преемственность и по возможно- сти не допустить попадания звезд с собственными именами (Вега, Спика, Альтаир, ...) и устоявшимися обозначениями (а Лиры, р Пер- сея, ...) в «чужие» созвездия. При этом границы между созвездиями ре- шено было сделать в виде ломаных прямых, проходящих только по ли- ниям либо постоянного склонения, либо постоянного прямого восхо- ждения, поскольку так легче закрепить эти границы в математиче- ской форме. Правда, сетка экваториальных координат не остается не- подвижной относительно далеких звезд: связанная с экватором Зем- ли, она, как и вся наша планета, испытывает прецессию вокруг полю- са эклиптики с периодом около 25 800 лет и раскрывом конуса около 23,5°. Границы созвездий были проведены по сетке экваториальных координат эпохи 1875 г. Поскольку базовая точка экваториальных ко- ординат — точка весеннего равноденствия — «ползет» по эклиптике со скоростью 50,3" в год, уже сейчас на картах эпохи 2000 г. сетка ко- ординат в некоторых местах сдвинулась относительно границ созвез- дий почти на 2°, что заметно на глаз.
28 Глава 2. Небо звезд и созвездий Рис. 2.9. Карта из «Звездного атласа» А. А. Михайлова, изданного Московским обществом любителей астрономии в 1920 г. Отмечены звезды до 5,75™ Эпоха (сетка координат) 1920.0. На генеральных ассамблеях МАС в 1925 и 1928 гг. были приняты списки созвездий и утверждены границы большинства из них. В 1930 г. по поручению МАС бельгийский астроном Эжен Дельпорт опубликовал карты и подробное описание новых границ для всех 88 созвездий. Но и после этого еще вносились некоторые уточнения, и только в 1935 г. решением МАС в этой работе была поставлена точка: раздел неба был закончен. 2.5. Названия созвездий Каноническими являются латинские названия созвездий; ими пользу- ются астрономы всех стран в своей научной практике. Но в каждой стране для общественного употребления названия созвездий перево- дят на собственный язык. Иногда эти переводы небесспорны. Напри- мер, в русском языке сейчас нет единой традиции названия созвез- дия Centaurus: его переводят и как Центавр, и как Кентавр (оправда- нием последнего служит тот факт, что в мифологии этот персонаж
2.5. Названия созвездий 29 Рис. 2.10. Карта из «Атласа звездного неба», созданного сотрудниками ГАИШ МГУ К. В. Куимовым, А. П. Гуляевым и Д. Н. Пономаревым под редакцией А. П. Гу- ляева (М.: Космосинформ, 1998). Отмечены звезды до 6,5™. Эпоха 2000.0. без вариантов называется кентавром)1. С годами менялась традиция перевода таких названий, как Cepheus (Кефей, Цефей), Coma Bereni- ces (Волосы Вероники, Волосы Береники), Canes Venatici (Борзые Соба- ки, Гончие Собаки, Гончие Псы) и др. Поэтому в книгах разных лет и разных авторов названия созвездий могут немного различаться. В конце концов, это дело вкуса. У профессионалов, использующих ла- тинские названия, таких проблем не возникает. 1 В античности латинское «с» во всех случаях звучало как «к».
30 Глава 2. Небо звезд и созвездий На основе полных латинских наименований для созвездий были приняты и сокращенные трехбуквенные обозначения: Lyr для Lyra, UMa для Ursa Major, и т. п. (см. Приложение 1). Обычно их использу- ют при указании ярких звезд в созвездиях: например, звезда Вега, яр- чайшая в созвездии Лиры, обозначается как a Lyrae (родительный падеж от Lyra) или кратко — a Lyr. Сириус — а СМа, Алголь — 0 Per, Алькор — 80 UMa, и т. д. Кроме того, были приняты и четырехбуквен- ные обозначения созвездий, но сейчас они практически не использу- ются. Кроме официально утвержденных, в каждой стране существуют и свои собственные, народные названия созвездий, но обычно они отно- сятся не к созвездию в целом, а к расположенному в нем астеризму — выразительной группе ярких звезд. Например, на Руси семь ярких звезд в созвездии Большой Медведицы называли Ковш, Телега, Лось, Коромысло и т. д., в созвездии Ориона выделялись Пояс и Меч под на- званиями Три Царя, Аршинчик, Кичиги, Грабли. Звездное скопление Плеяды, не выделенное астрономами в отдельное созвездие, тем не менее у многих народов имело собственное имя: на Руси его зовут Стожары, Решето, Улей, Лапоть, Гнездо, Утиное гнездо и т. п. 2.6. Имена и обозначения звезд В нашей Галактике более 100 млрд звезд. Около 1% из них занесено в каталоги, а остальные безымянны и даже не считаны. Звезда, попав- шая в каталог, получает индивидуальное обозначение: обычно это ли- бо порядковый номер, либо комбинация координат звезды. Но в раз- ных каталогах эти номера могут различаться. Не существует офици- альных документов, регламентирующих имена звезд, но есть тради- ция, которая поддерживается астрономами при составлении карт и атласов звездного неба. (Мы опускаем здесь тему продажи имен звезд, уверенные, что наш читатель ясно понимает нечистоплотность этого «бизнеса».) Однако у всех ярких звезд и даже у многих слабых кроме научно- го обозначения есть и собственное имя; эти имена они получили еще в древности. Многие из ныне употребляющихся имен звезд, напри- мер Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель, имеют арабское происхожде- ние, другие происходят из греко-римской традиции. Сейчас астроно- мам известно около трех сотен исторических имен звезд. Это навига- ционные звезды, которыми издавна пользовались для ориентации пу- тешественники и охотники. Часто это названия частей тех фигур, ко- торые дали название всему созвездию: Бетельгейзе (в созвездии Ори-
2.6. Имена и обозначения звезд 31 он) — «плечо гиганта» или «подмышка великана», Денебола (в созвез- дии Лев) — «хвост льва», Алгениб и Маркаб (в Пегасе) — это «крыло» и «седло», Фомальгаут (в Южной Рыбе) — «рот рыбы», Ахернар (в Эрида- не) — «конец реки», и т. д. Фактически это перевод на арабский указа- ния места звезды в звездном каталоге, включенном Птолемеем в свой «Альмагест». Разумеется, у разных народов одна и та же звезда назы- вается по-разному: например, «плечо» Ориона — Бетельгейзе — у буш- менов называется «Самка антилопы». В Приложении 2 указаны имена, обозначения и блеск (в звездных величинах визуального диапазона) для некоторых популярных звезд. В основном это ярчайшие звезды, а группа слабых звезд в созвездии Тельца: Альциона, Астеропа, Атлас, Майя, Меропа, Плейона, Тайгета и Электра — это знаменитые Плеяды. Начав в конце XVI в. детальное изучение неба, астрономы столкну- лись с необходимостью иметь обозначения для всех без исключения звезд, видимых невооруженным глазом, а позже — в телескоп. В пре- красно иллюстрированной «Уранометрии» (1603) Иоганна Байера (1572-1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды впервые были обозначены строчными (маленькими) буквами греческого алфавита приблизительно в поряд- ке убывания их блеска: а — ярчайшая звезда созвездия, 0 — вторая по блеску, и т. д. Если созвездие было богато звездами и 24 букв грече- ского алфавита не хватало, Байер использовал латинский алфавит: сначала все строчные буквы, а если и их не хватало, то и заглавные, но не далее буквы Q. Полное обозначение звезды по системе Байера состоит из буквы и латинского названия созвездия. Например, Сири- ус — ярчайшая звезда Большого Пса (Canis Major) — обозначается как a Canis Majoris, или сокращенно а СМа; Алголь, вторая по яркости звезда в Персее, обозначается как 0 Persei, или 0 Per. Позже Джон Флемстид (1646-1719), первый Королевский астро- ном Англии, занимавшийся определением точных координат звезд, ввел систему их обозначения, не связанную с блеском. В каждом со- звездии он обозначил звезды номерами в порядке увеличения их пря- мого восхождения, т. е. в том порядке, в котором они пересекают не- бесный меридиан. Так, Арктур, он же а Волопаса (a Bootis), обозначен по Флемстиду как 16 Bootis. На современных картах звездного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звезд (Сириус, Канопус,...) и греческие буквы по системе Байера; обозначения Байе- ра латинскими буквами используют редко. Остальные, менее яркие звезды обозначают цифрами по системе Флемстида.
32 Глава 2. Небо звезд и созвездий Особый интерес при изучении эволюции звезд представляют пере- менные звезды, изменяющие со временем свой блеск. Для них приня- та специальная система обозначений, стандарт которой установлен «Общим каталогом переменных звезд» (адрес в интернете: www.sai. msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs или lnfml.sai.msu.ru/GCVS/gcvs). Пе- ременные звезды обозначаются латинскими прописными буквами от R до Z, а затем комбинациями каждой из этих букв с каждой из после- дующих от RR до ZZ, после чего используются комбинации всех букв от А до Q с каждой последующей, от АА до QZ (из всех комбинаций ис- ключается буква), которую легко спутать с буквой I). Число таких бук- венных комбинаций 334. Поэтому, если в каком-то созвездии открыто большее число переменных звезд, они обозначаются буквой V (от va- riable — переменный) и порядковым номером, начиная с 335. К каждо- му обозначению прибавляется трехбуквенное обозначение созвездия, например R CrB, S Car, RT Per, FU Ori, V557 Sgr и т. д. Обозначения в этой системе принято давать лишь переменным звездам нашей Галак- тики. Яркие переменные из числа звезд, обозначенных греческими бу- квами (по Байеру), других обозначений не получают. Особую группу переменных звезд представляют, условно говоря, однократные переменные — вспышки новых и сверхновых (хотя у но- вых бывают и рекуррентные вспышки). При безличном обсуждении этих явлений термины «новая» и «сверхновая» пишут с маленькой бук- вы: например, в 1975 г. наблюдалась вспышка новой в созвездии Лебе- дя. Но при обозначении конкретного события (или самой звезды) эти слова пишут с большой буквы: Новая Лебедя 1975 (Nova Cyg 1975, NCyg 1975), Сверхновая 1987А (Supernova 1987А, SN 1987А). Подроб- нее о переменных звездах и их обозначениях рассказано в главе 6. По мере публикации все более глубоких каталогов звездного не- ба, содержащих данные о более тусклых звездах, в научную практику регулярно вводятся новые системы обозначения, принятые в каждом из этих каталогов. Поэтому весьма серьезную проблему представляет кросс-идентификация звезд в разных каталогах: ведь одна и та же звезда может иметь десятки различных обозначений. Создаются спе- циальные базы данных, облегчающие поиск сведений о звезде по раз- личным ее обозначениям; наиболее полные из них поддерживаются в Центре астрономических данных в Страсбуре (cdsweb.u-strasbg.fr). Традиция включать в имя звезды название созвездия, в котором она расположена, потенциально таит в себе некоторое неудобство. Мы уже знаем (раздел 2.1), что звезды в результате собственного дви- жения пересекают границы созвездий. Например, р Орла теперь еле-
2.6. Имена и обозначения звезд 33 дует искать в созвездии Дельфин. Со временем подобная путаница бу- дет лишь возрастать (см. табл. 2.1). Перемещаясь в пространстве относительно Солнца, звезды не только время от времени пересекают границы созвездий, но и меня- ют свое расстояние от нас, а значит, и видимый блеск. Патрик Мур (Р. Moore), ссылаясь на расчеты Джоселин Томкин (J. Tomkin), приво- дит список звезд, которые за прошедшие и предстоящие несколько миллионов лет становились или станут ярчайшими светилами наше- го небосвода (табл. 2.3). Разумеется, предполагалось, что светимость указанных звезд остается неизменной, а их видимый блеск меняется только из-за расстояния. Кроме этого, не принималась в расчет воз- можность неожиданного и, как правило, кратковременного увеличе- ния блеска других светил: новых, сверхновых и прочих переменных. Такие события происходят регулярно, и прогнозировать их мы пока не умеем. Например, блеск Миры Кита обычно не поднимается выше 2т, но иногда возрастает до 1,7Ш, а в 1772 г. достиг 1,2™. Неправильная переменная у Кассиопеи в 1936 г. достигла 1,6™, а затем не поднима- лась выше 2,2™. Но самый непредсказуемый и вспыльчивый характер демонстрирует очень массивная звезда ц Киля (ц Саг). Впервые ее за- нес в каталог Эдмунд Галлей в 1677 г. как звезду 4™, но к 1730 г. она стала одной из ярчайших звезд в созвездии Киль. Однако к 1782 г. она значительно потускнела и стала недоступной для наблюдения, но в 1820 г. ее блеск вновь стал возрастать. В 1843 г. она на некоторое вре- мя увеличила свой блеск до -0,8™, став второй по яркости после Си- риуса, а между 1900 и 1940 гг. ее визуальный блеск опять упал до 8™, сделав звезду недоступной для невооруженного глаза. Сейчас блеск этого беспокойного гипергиганта подрос до 6,2™; вероятно, в ближай- шее время (в масштабе миллиона лет) можно ожидать взрыва этой массивной звезды. Однако мы условились при составлении табл. 2.3 не принимать в расчет яркие, но кратковременные явления. Вообще, обращаясь к этой таблице, нужно иметь в виду ее приблизительный характер. На временах в миллионы лет может заметно меняться светимость звезд, особенно массивных. К тому же не все измеренные данные настолько точны, чтобы безоговорочно приписывать приоритет яркости опреде- ленной звезде. Например, удаляющийся от нас Канопус (а Саг) сего- дня имеет блеск -0,72™, но около 3,4 млн лет назад был вдвое ближе и, вероятно, имел блеск -2,2™, так что он мог поспорить за первенст- во в яркости с р Б. Пса и Стрельца. Поэтому таблица призвана лишь продемонстрировать, что за время порядка миллиона лет взаимное
34 Глава 2. Небо звезд и созвездий движение звезд может существенно преобразить картину ночного не- ба. Ведь за это время большинство близких звезд не только заметно изменяет свой видимый блеск, но и перемещается на фоне более дале- ких звезд на десятки градусов, нарушая привычные нам фигуры со- звездий. Таблица 2.3 Ярчайшие звезды в прошлом и будущем (по Moore, 2000, р. 260) Год Звезда Звездная величина Минимальное расстояние, св. годы Нынешняя зв. величина Нынешнее расстояние, св. годы -4 700 000 е Большого Пса -4,0 34 1,50 490 -4 400 000 Р Большого Пса -3,7 37 1,98 710 -1 200 000 Q Стрельца -2,7 8 2,60 78 -1 000 000 QЗайца -2,1 5,3 3,55 78 -300 000 Альдебаран -1,5 21,5 0,87 65 -240 000 Капелла -0,8 28 0,08 42 -60 000 Сириус -1,6 7,8 -1,44 8,6 +300 000 Вега -0,8 17 0,03 25 + 1 190 000 Р Возничего -0,4 28 1,90 82 + 1 250 000 бЩита -1,8 9,2 4,70 160 + 1 500 000 у Дракона -1,4 28 2,24 101 +2 290 000 и Весов -0,5 30 3,60 127 +2 900 000 HR 2853 -0,9 14 5,60 280 +3 500 000 у Геркулеса -0,6 44 3,75 137 +4 600 000 Р Лебедя -0,5 80 3,08 390 Вернемся к собственным именам звезд. Некоторые выдающиеся (но отнюдь не самые яркие) звезды нередко называют именами астро- номов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, «Летя- щая звезда Барнарда» названа в честь американского астронома Эду- арда Эмерсона Барнарда, обнаружившего в 1916 г. ее рекордно бы- строе собственное движение на небе. Следом за ней по скорости соб- ственного движения идет «звезда Каптейна», названная в честь от- крывшего этот факт нидерландского астронома Якобуса Корнелиуса Каптейна. Известны также «гранатовая звезда Гершеля» (темно-крас- ная звезда ц Сер), «звезда ван Маанена» (ближайший одиночный бе- лый карлик), «звезда ван Бисбрука» (светило рекордно малой массы), «звезда Пласкетта» (рекордно массивная двойная звезда), «звезда Бэб- кока» (светило с рекордно сильным магнитным полем) и еще некото- рые, в общем около двух десятков замечательных звезд. Следует заме-
2.6. Имена и обозначения звезд 35 Таблица 2.4 Некоторые звезды, названия которых связаны с именами астрономов Звезда Астроном <*2000.0 §2000.0 Обозначения, характеристика Гранатовая звезда Гершеля Herschel W. (1738-1822) 21h 43,6m +58° 47' ц Сер. Холодный темно-красный сверхгигант (М2 lae). V = 4,1т Летящая звезда Барнарда Barnard Е. Е. (1857-1923) 17h 57,9m +4° 41' Звезда с наибольшим собственным движением. V = 9,5я1 Звезда Каптейна Kapteyn J. С. (1851-1922) 5h ll,2m +45° 01' Звезда со вторым по величине соб- ственным движением. V = 8,8я1 Звезда ван Маанена Van Maanen А. (1884-1946) 0h 49,0m +5° 23' Ближайший одиночный белый кар- лик. V = 12,4я1. Звезда Кшеминского Krzeminski W. 1 lh 21,3m -60° 37' V779 Cen, Cen Х-3. Затменная двой- ная с нейтронной звездой. V = 13,3я1 Звезда Пшибыльского Przybylski A. (1913-1986) llh 37,6m -46° 43' HD 101065. Звезда с необычным хи- мическим составом. V = 8,0я1 Объект Сакураи Sakurai Y. 17h 52,5m -17’41' V4334 Sgr. Новоподобная (1996 г.), ядро планетарной туманности. V = 2U1 Iя1 Объект Кувано Kuwano N. 20h21,2m +21° 34' PU Vul. Симбиотическая новоподоб- ная (1977 г.). V= 17 + 9т Звезда Поппера Popper D. M. 14h 15,0m -46° 17' HD 124448. Первая звезда с большим избытком гелия. V= 10я1. Спектр ВЗр Звезда Лёйтена Luyten W.J. (1899-1994) 7h 27,4m +5° 14' BD+05°1668. Чрезвычайно малень- кая звезда. V = 9,9я1 Звезда Тигардена Teegarden B. 2h 53,0m +16° 53' S0025300.5+165258. Ошибочно при- нята за третью от Солнца. V = 15,4я1 тить, что эти имена никем не утверждены: астрономы используют их неофициально, как знак уважения к работе своих коллег. Для примера возьмем «звезду Пшибыльского», необычные свойст- ва которой были открыты в 1960 г. Она располагается на южном небе, в созвездии Кентавра, и с территории России не видна. Зато в южных широтах ее может увидеть любой желающий, если у него есть би- нокль: звезда довольно яркая, 8-й звездной величины. Ее поверхность вдвое горячее, чем у Солнца, а химический состав совершенно необы- чен — такие звезды астрономы относят к спектральному классу Ар. Открыл и исследовал эту удивительную звезду польский астроном Ан- тонин Пшибыльский (1913-1986), человек с очень интересной судь-
36 Глава 2. Небо звезд и созвездий бой; научной работой он занимался в Австралии на обсерватории Ма- унт-Стромло (см.: Сурдин, 2002). За прошедшие полвека астрономы исследовали тысячи других необычных звезд (а чтобы их найти, были изучены сотни тысяч «обычных»), но более удивительного светила, чем звезда Пшибыльского, пожалуй, найдено не было. У этой звезды содержание элементов группы железа в десятки раз ниже обычного, характерного для подавляющего большинства других звезд. Зато у нее много химических элементов группы лантаноидов — крайне редких как на Земле, так и в космосе. В таблице Менделеева лантаноиды выделены отдельной строкой внизу; по своим химиче- ским свойствам они очень похожи друг на друга, а за низкую природ- ную концентрацию названы «редкоземельными элементами». Среди всех лантаноидов у звезды Пшибыльского особенно много гольмия — тяжелого металла, близкого по весу к вольфраму, платине и золоту. Гольмий и на Земле настолько редок, что его свойства еще детально не изучены, ни на одном космическом теле — кроме звезды Пшибыльско- го — он вообще не обнаружен! Такое впечатление, что на этой звезде собрался весь гольмий нашей Галактики. Звезда Пшибыльского не под- дается объяснению и, видимо, еще долго будет оставаться загадкой. Как пишут его коллеги, сам астроном Антонин Пшибыльский был чрезвычайно скромным человеком. Ему бы и в голову не пришло дать звезде свое имя. Но с момента открытия все называют это уникаль- ное светило «звездой Пшибыльского». Еще один малоизвестный пример — звезда Поппера. Эту первую звезду с экстремально высоким содержанием гелия открыл астроном Дэниел Поппер еще в 1942 г., но до сих пор похожих звезд обнаруже- но лишь несколько десятков. Все они почти не содержат водорода, но очень богаты гелием. Светимость таких звезд чрезвычайно велика для их массы. Сама звезда Поппера при массе в 1 М0 имеет свети- мость 1O4L0 и радиус 13/?0. Только в 2006 г. было окончательно выяс- нено, как образуются такие звезды. Два белых карлика в тесной двой- ной системе постепенно сближаются и в конце концов сливаются в одну звезду, в результате чего в этом конгломерате вновь начинаются термоядерные реакции. Поскольку мы обсуждаем имена звезд, то нужно вспомнить про объект Сакураи в созвездии Стрелец. В 1996 г. его открыл японский ас- троном-любитель Сакураи: вероятно, это второй пример после Грана- товой звезды Гершеля, когда светило за пределами Солнечной систе- мы получило имя любителя науки. Объект Сакураи часто называют самой быстрорастущей из всех известных звезд. В 1996 г. этот объект
2.6. Имена и обозначения звезд 37 был размером с Землю и имел температуру поверхности около 50 000 К (типичный молодой белый карлик), а спустя всего полгода он увеличился в сотни раз и превратился в желтый сверхгигант с темпе- ратурой около 6000 К, окутав себя непрозрачной оболочкой из угле- родных пылинок. Похоже, что эта умирающая звезда — ядро планетар- ной туманности — продемонстрировала последнюю гелиевую вспыш- ку (см. главу 8). Обнаружение столь редких объектов делает честь ас- трономам-профессионалам и тем более любителям. Разумеется, никаких дипломов «на право владения» именами звезд их первооткрывателям не дают. Со временем такого рода имена звезд обычно забываются. Остаются лишь их сухие каталожные обо- значения, а фамилии старых астрономов, не знакомых следующему по- колению исследователей, перестают упоминаться. Как видим, в этом вопросе астрономы заметно скромнее биологов, делающих свои име- на официальной составной частью названий животных и растений. Литература Дагаев М. М. Наблюдения звездного неба. М.: Наука, 1988. Зигель Ф. Ю. Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне. М.: Наука, 1986. Карпенко Ю. А. Названия звездного неба. М.: Наука, 1985. Кузьмин А. В. Звездная летопись цивилизации // Природа. 2000. № 8. С. 32-41. Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. М.: УРСС, 2002. Рей Г. Звезды: Новые очертания старых созвездий. М.: Мир, 1969. Сурдин В. Г. Небо. М.: Слово, 2000. Сурдин В. Г. Звезда Пшибыльского // Наша школа. 2002. № 10. С. 4-9. Уллерих К. Ночи у телескопа: путеводитель по звездному небу. М.: Мир, 1965. Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. М.: Наука, 1984. Ян Гевелий. Описание всего звездного неба. Гданьск, 1690. (Johannis Hevelii. Ura- nographia totum caelum stellatum. Gedani, anno MDCXC) / Под ред. П. В. Щег- лова. Ташкент: ФАН, УзССР, 1968. Доступно на сайте Astronet: http://www. astronet.ru/db/msg/1190041/index.html Bakich М. Е. The Cambridge Guide to the Constellations. Cambridge: Cambridge Uni- versity Press, 1995. Moore P. The Data Book of Astronomy. IOP, 2000.
Плава ПОЧЕМУ МЫ ВИДИМ ЗВЕЗДЫ В. Г. Сурдин Наивные вопросы иногда позволяют глубже взглянуть на вещи. По- чему днем не видно звезд? Почему ночью небо темное? Сколько звезд на небе? Почему мы видим звезды? В этой главе мы попытаемся ответить на некоторые из них, но вряд ли эти ответы удовлетворят вас до конца. Чем проще вопрос, тем, как правило, глубже зарыт от- вет... 3.1. Сколько звезд на небе? Были времена, причем не столь отдаленные, когда шутливое прозви- ще астрономов — «звездочеты» — точно соответствовало роду их заня- тий: астрономы поштучно считали звезды на небе. Конец этому «звез- дочетству» положило изобретение фотографии, открывшее перед уче- ными такие бездны небесные, в которых, кажется, и вправду звездам нет числа. Сегодня составитель крупного каталога не сможет точно вам ответить, сколько объектов он внес в свой труд. Не удивляют уже фразы типа «в нашем каталоге около миллиарда звезд» или «на небе около 6 млн звезд до 13-й звездной величины». Но в эпоху визуаль- ных наблюдений каждое светило знали «в лицо», каждая звезда была на учете. В середине XIX в. первый директор Пулковской обсерватории Васи- лий Яковлевич Струве (1793-1864) писал: «Число звезд, которые вид- ны без помощи телескопа, весьма незначительно. Г-н Аргеландер в сво- ей „Уранометрии" дает список 3256 звезд, видимых невооруженным глазом, от Северного полюса до 36° южного склонения, т. е. немного ме- нее чем на восьми десятых небесного свода. Для других двух десятых в окрестностях южного небесного полюса нужно прибавить 844 звезды. Мы будем иметь тогда на всем небесном своде 4100 звезд, видимых че- ловеком со средним зрением. Это число увеличивается почти до 6 000 для лиц, наделенных острым зрением» (Струве, 1953, с. 9).
3.1. Сколько звезд на небе? 39 К этому фрагменту работы Струве дано примечание ее переводчи- ка (М. С. Эйгенсона) и редактора (А. А. Михайлова): «Одной из причин резкого различия числа действительно визуально подсчитанных звезд с тем числом, которое (неточно) оценивается при общем созер- цании неба без фиксирования зрения на каком-нибудь одном опреде- ленном его участке, может быть большая чувствительность бокового зрения, в котором участвуют периферические части сетчатки, по срав- нению с прямым зрением. Поэтому при общем созерцании звездного неба нам кажется (и это ощущение вполне соответствует действитель- ности), что на небе звезд очень много. „Открылась бездна, звезд пол- на, звездам числа нет..." — весьма точно передал это ощущение бес- численности звезд в своем знаменитом стихотворении М. В. Ломоно- сов. При звездных же подсчетах мы не просто созерцаем все небо, по- падающее в наше, весьма широкое у людей с нормальным зрением, поле зрения, а фиксируем рассматриваемую звезду в области желто- го пятна с его пониженной относительно боковых областей сетчатки чувствительностью». К особенностям нашего зрения мы еще вернемся, а пока посмот- рим на результаты подсчетов современных астрономов. Таблицу 3.1 составили сотрудники Национальной солнечной обсерватории Сакра- менто Пик (США). Как видим, с точностью до одной звезды указано только количество самых ярких звезд, без особого труда различимых невооруженным глазом. Начиная с 6™ приводится приближенное ко- личество звезд, все менее точное по мере продвижения к слабым све- тилам. Причин для этого немало: различная спектральная чувстви- тельность глаза, фотопластинки и других приемников света, неодно- родная заселенность неба звездами и др. Таблица 3.1 Количество звезд на всем небе, имеющих блеск ярче указанной звездной величины (Star Numbers, 2001) Видимая величина Колич. звезд Видимая величина Колич. звезд Видимая величина Колич. звезд, млн Видимая величина Колич. звезд, млн 0я7 4 5т 1602 10”7 0,340 15™ 36,9 1 15 6 4 800 11 0,927 16 83,7 2 48 7 14 000 12 2,46 17 182 3 171 8 42 000 13 6,29 18 374 4 513 9 121000 14 15,5 19 733 Любопытно, что самые яркие звезды «предпочитают» южное полу- шарие неба: Сириус (а Б. Пса, -1,46™), Канопус (а Киля, -0,72™), Толи-
40 Глава 3. Почему мы видим звезды ман (а Кентавра, -0,29™). И только четвертая по рангу звезда оказа- лась на северном небе: Арктур (а Волопаса, -0,04™). Для оценки коли- чества звезд (N) ярче определенной величины в фильтре V (близком к визуальному диапазону) можно использовать формулу, аппроксими- рующую данные этой таблицы: lg W = 0,754 + 0,4896 V+ 0,001159 V2 - 0,000235 V3. У большинства людей практический предел при наблюдении звезд лежит между 5™ и 6™. Но возможности глаза улучшает оптика. Даже применение простого полевого бинокля 7x50 (т. е. 7-кратный с объективами диаметром 50 мм) делает доступными звезды 9™. В теле- скоп можно увидеть еще более слабые звезды, хотя наблюдение в оку- ляр одним глазом немного снижает общую чувствительность зрения. Табл. 3.2 демонстрирует возможности нашего зрения, усиленные оп- тической техникой. В третьей колонке указано примерное расстоя- ние, на котором глаз различает свет обычной свечи. Таблица 3.2 Предельная звездная величина (Ицт) при визуальных наблюдениях Диаметр объектива, мм vUm Свеча (км) Количество звезд Примечание 7 4,5* 1,4 900 Глаза человека 50 8,8* 9,8 98 000 Бинокль 7x50 100 9,6 14 226 000 4-дюймовый рефрактор 150 10,4 20 509 000 6-дюймовый самодельный рефлектор 500 13,0 68 6,3 млн Дорогой любительский телескоп 1000 14,6 140 26 млн Рефлектор университетского класса 2 400 16,5 340 124 млн «Хаббл» в космосе 10 000 19,5 1 300 1 млрд «Кек» с адаптивной оптикой * — наблюдение ведется двумя глазами. Для оценки предельной звездной величины при визуальных на- блюдениях одним глазом в инструмент с объективом диаметром d (выраженном в миллиметрах) можно использовать формулу: Him = -0,4 + 5 lg d. Но пользоваться этой формулой нужно с учетом нескольких об- стоятельств. Во-первых, предполагается, что глаз хорошо адаптирован к темноте. Для этого нужно провести в полной темноте хотя бы чет- верть часа (см. рис. 3.1). Во-вторых, предполагается, что наблюдается участок неба, расположенный высоко над горизонтом. Ведь земная ат-
3.1. Сколько звезд на небе? 41 Рис. 3.1. Величины предельно слабых звезд, доступных наше- му невооруженному глазу, в за- висимости от времени его темно- вой адаптации. Пороговая чувст- вительность глаза практически недостижима, поскольку ночное небо не бывает абсолютно тем- ным, а светится за счет излуче- ния атмосферы, космической пы- ли и далеких звезд. Время пребывания в темноте, мин мосфера ослабляет яркость звезд. Менее всего свет поглощается при наблюдении объектов в зените: в этом случае луч зрения проходит сквозь «воздушный океан» по кратчайшему пути. Но чем ниже опуска- ется звезда, тем большую толщу воздуха преодолевает ее свет и тем сильнее он поглощается и рассеивается. Чтобы исправить наблюдае- мую яркость светила в желто-зеленом диапазоне спектра (фильтр V) за дополнительное поглощение света в атмосфере (как говорят астро- номы, «привести наблюдения к зениту»), нужно к наблюдаемой звезд- ной величине прибавить Дги: Высота звезды над горизонтом Ат Высота звезды над горизонтом Ат 90° 0,00я1 20° 0,43я1 70 0,01 15 0,65 50 0,06 10 0,99 40 0,12 5 1,77 30 0,23 3 2,61 Эти поправки даны для наблюдателя на уровне моря; при увеличе- нии высоты обсерватории они уменьшаются. При этом предполагает- ся, что качество неба отличное (чистый сухой воздух, полное отсутст- вие облаков). При худшем качестве неба (высокая влажность или за- пыленность, тонкие перистые облака) поправка становится все боль- ше и неопределеннее, особенно вблизи горизонта. У самого горизонта для желтых лучей ослабление света достигает 5т и даже более. Это
42 Глава 3. Почему мы видим звезды не удивительно, ведь по сравнению с зенитом количество воздуха на луче зрения у горизонта увеличивается почти в 40 раз! А велико ли поглощение света при наблюдении в зените? Для ас- тронома, работающего на уровне моря, чистая атмосфера в зените ос- лабляет свет в визуальной области спектра на 0,22™, а в фотографиче- ской — на 0,44™. К этим цифрам можно отнестись по-разному. Кто-то скажет, что это очень много, и пожалеет астрономов, вынужденных наблюдать Вселенную со дна воздушного океана. Но если вдуматься, наша атмосфера — это настоящее чудо: защищая все живое от губи- тельных потоков космической радиации, она почти не препятствует изучению Вселенной. Ведь сжатая до плотности воды, наша атмосфе- ра покрыла бы Землю слоем толщиной в 10 м; и при этом — такая про- зрачность! Наконец, последнее, что нужно помнить, занимаясь подсчетом звезд: все приведенные выше числа и формулы справедливы только при отсутствии рассеянного света. Темнота — друг астронома! Но най- ти ее нелегко. Ночное освещение городов, рассеянный в воздухе лун- ный свет (особенно вблизи полнолуния), полярные сияния, серебри- стые и перламутровые облака... Всё это мешает обнаружению тусклых звезд. Но раз уж мы заговорили о ночной темноте, то самое время заду- маться... 3.2. Почему ночью небо темное? Открылась бездна, звезд полна, Звездам числа нет, бездне - дна. М. В. Ломоносов. Вечернее размышление о божьем величестве при случае великого северного сияния «Почему ночью небо темное?» — наивно спросил в 1823 г. немецкий ас- троном и врач Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840), чем оконча- тельно сформулировал один из классических парадоксов космологии, называемый теперь фотометрическим парадоксом Ольберса. На первый взгляд, ответ на этот «детский вопрос» предельно прост: днем близкое к нам Солнце освещает поверхность Земли, а его рассеянный в атмосфере свет создает эффект голубого неба; ночью же нас достигает лишь свет очень далеких звезд, который не в состоянии разогнать космическую тьму. Однако проблема состоит в том, что ес- ли в бесконечном пространстве Вселенной равномерно рассеяны оди- наково и вечно излучающие звезды, если действительно «звездам чис-
3.2. Почему ночью небо темное? 43 ла нет, бездне — дна», то в любом на- правлении на небосводе луч нашего зрения обязательно должен встре- тить какую-либо из звезд, а значит, вся поверхность неба должна пред- ставляться нам ослепительно яркой, подобной поверхности Солнца — ти- пичной звезды. В действительности же ночное небо темное! Ольберс был не первым, кто, пе- реступив через привычное (ведь «ночь» и «тьма» — почти синонимы!), ощутил парадоксальность бытия. До него аналогичную идею еще в 1744 г. высказал швейцарский астро- ном Жан Шезо (Jean-Philippe-Loys de Cheseaux, 1718-1751). Поэтому в не- Рис. 3.2. Генрих Вильгельм Ольберс. которых книгах фотометрическую проблему космологии называют парадоксом Шезо—Ольберса. Однако можно вспомнить, что эту же проблему примерно в те же годы обсуждал Эдмонд Галлей (1656— 1742), а еще раньше - Иоганн Кеплер (1571-1630), который в 1610 г. приводил факт темноты ночного неба как аргумент против безгранич- ной Вселенной, заполненной бесконечным количеством звезд. Впро- чем, еще в 1576 г. вопросом «почему ночное небо темное?» задавался английский математик Томас Диггес (Thomas Digges, 1546-1595). Но у истории науки, как и у истории вообще, нет сослагательного наклоне- ния: именно Ольберсу удалось четко сформулировать проблему и привлечь к ней внимание. Для объяснения фотометрического парадокса сам Ольберс пред- положил, что в межзвездном пространстве имеется рассеянное веще- ство, которое поглощает свет далеких звезд. Хотя спустя столетие межзвездное поглощение света действительно было обнаружено, оно не смогло разрешить парадокс ночной тьмы: в безграничной и веч- ной Вселенной, однородно заполненной звездами, сами пылинки на- грелись бы до температуры звездной поверхности и светились бы как звезды. Позже немецкий астроном Хуго Зелигер (Hugo von Seeliger, 1849-1924) сформулировал другой космологический парадокс — гра- витационный. Он заключается в том, что, согласно ньютоновской тео- рии тяготения, в бесконечной Вселенной, однородно заполненной ве-
44 Глава 3. Почему мы видим звезды ществом, сила тяготения не имеет определенной конечной величины. Два парадокса классической космологии явно указывали на то, что требуется изменить либо законы ньютоновой физики, либо представ- ления об устройстве Вселенной как о бесконечном и однородном вме- стилище бесконечного количества звезд. Второй путь казался легче, поскольку в начале XX в. астрономы еще очень мало знали о глубинах Вселенной. В рамках классической физики оба парадокса нашли разрешение в модели иерархического строения Вселенной, разработанной Кар- лом Вильгельмом Шарлье (1862-1934), профессором астрономии и ди- ректором обсерватории Лундского университета (Швеция). В 1908 г. он опубликовал новую теорию строения Вселенной; в окончательном виде она была изложена Шарлье в 1922 г. Согласно ей, Вселенная пред- ставляет собой бесконечную совокупность входящих друг в друга сис- тем все возрастающего порядка сложности: отдельные звезды образу- ют галактику первого порядка, совокупность галактик первого поряд- ка образует галактику второго порядка (Метагалактику), совокуп- ность галактик второго порядка образует галактику третьего поряд- ка, и т. д. до бесконечности. На основании такого представления о строении Вселенной Шарлье пришел к выводу о том, что в бесконеч- ной иерархической Вселенной фотометрический и гравитационный парадоксы устраняются, если расстояния между равноправными сис- темами достаточно велики по сравнению с их размерами, что приво- дит к непрерывному уменьшению средней плотности космической материи по мере перехода к системам все более высокого порядка. Однако идея Шарлье не подтвердилась. Хотя определенная иерар- хия звездных систем во Вселенной обнаружилась — многие галактики объединены в скопления, а те в еще большие сверхскопления, — тем не менее по мере роста пространственного масштаба вещество во Все- ленной распределяется все более однородно, и его средняя плотность стремится к постоянной величине, а не к нулю, как того требует мо- дель Шарлье. Изучив распределение далеких галактик, Эдвин Хаббл (1889— 1953) и другие астрономы к середине XX в. надежно доказали, что в больших масштабах наша Вселенная в высочайшей степени однород- на и изотропна. С другой стороны, открытое Хабблом расширение Вселенной показало, что чем дальше расположены галактики и их звезды, тем быстрее они удаляются от нас. Когда это выяснилось, не- которые исследователи решили, что один лишь эффект красного сме- щения может объяснить темноту ночного неба, поскольку свет, испу-
3.3. Видны ли звезды днем? 45 щенный далекими звездами, достигая Земли, оказывается за преде- лом оптического диапазона спектра. Однако другие исследователи сходились во мнении, что более важным является ограничение воз- раста Вселенной. Действительно, за время, прошедшее с начала рас- ширения нашего мира (около 14 млрд лет), до нас дошел свет лишь от ограниченного числа (порядка 10 млрд) галактик, а этого слишком ма- ло, чтобы сделать ночное небо светлым. Все же удивительно, как много важных свойств природы понадо- билось выяснить, чтобы ответить на детский вопрос «почему ночью темно?» Сколь многое удалось понять о свойствах звезд и строении Вселенной, оттолкнувшись от такого «элементарного» факта, как тем- нота ночного неба! На самом деле фотометрический и гравитацион- ный парадоксы были окончательно разрешены только в релятивист- ской теории эволюционирующей Вселенной, разработанной на осно- ве общей теории относительности Эйнштейна. Но мы сейчас не ста- нем углубляться в эту тему, а поговорим о более простых, но не менее любопытных вещах. 3.3. Видны ли звезды днем? Если спросить: «Сколько звезд на небе видно днем?», то многие сочтут это простеньким вопросом для школьной викторины. Каждый второй пятиклассник ответит на него, не задумываясь: «Днем можно увидеть лишь одну звезду — Солнце, да и то в безоблачную погоду». Но уже восьмиклассник, быть может, вспомнит, что читал или слышал о воз- можности увидеть звезды днем из глубокого колодца. Действительно, существует старое и довольно распространенное убеждение, что днем можно увидеть на небе звезды, если смотреть со дна глубокого колодца. Время от времени это утверждают вполне авторитетные ав- торы. Например, Франсуа Араго в своей «Общепонятной астрономии» (СПб., 1861) отвел этой теме отдельную главу (т. 1, книга 5, гл. VIII «О видении звезд в колодцах»). Он начинает со свидетельств класси- ков: «Аристотель говорит, что со дна колодца можно видеть звезды („О возникновении животных", кн. V). Там же он упоминает, что дабы лучше рассмотреть звезды, употребляют длинные трубы. Но все ука- зывает, что подобные трубы действовали наподобие колодцев и не за- ключали в себе никаких стекол. Подобно Стагириту, Плиний также уверяет, что, поместившись на дне узкой впадины, можно видеть звез- ды среди белого дня. Может быть, этот знаменитый философ, по сво- ему обыкновению, заимствовал наблюдение у Аристотеля без всякой проверки? Во всяком случае, мне кажется, что нельзя ссылаться на
46 Глава 3. Почему мы видим звезды Рис. 3.3. Сэр Роберт Болл в своей книге «Star-Land» (Бостон, 1889) дает подроб- ные рекомендации, как наблюдать днем звезды со дна высокой печной трубы, объясняя эту возможность тем, что в темной трубе зрение человека становится более острым. скольких последовательных дней, бы его камина». Плиния как на поруку в выше- приведенном факте». Далее Араго цитирует книгу известного немецкого астронома Христофа Шейнера (1575-1650): «Мне сказывал один весьма обра- зованный и достойный доверия испанец, что всякому известно в Испании, что в открытых глубо- ких колодцах небо и звезды, бле- стящие чрез отражение, как в зеркале, весьма ясно видны даже в полдень и что он сам часто ви- дел это собственными глазами... Коимбрские студенты и другие наблюдатели утверждают, что звезды видны со дна весьма глу- боких колодцев». Наконец, в «Астрономии» сэ- ра Джона Гершеля Араго нашел следующие слова: «Яркие звез- ды, проходящие через зенит, мо- гут даже быть видимы простым глазом лицами, находящимися на дне глубокой и узкой впади- ны, как, например, колодца или рудной шахты. Я сам слышал от знаменитого художника, как мне кажется, Троутона, что первое обстоятельство, обратившее его внимание на астрономию, со- стояло в регулярном появлении, в известный час, в течение не- жой звезды по направлению тру- Эти описания вызывают у Араго доверие: «Предполагая на основа- нии вышеприведенных свидетельств, что некоторые звезды видимы простым глазом со дна колодца или сквозь длинную черную трубу ка- мина, мне кажется явление это объясняется весьма просто». Угол зре- ния нашего невооруженного глаза превышает 100°, указывает Араго,
3.3. Видны ли звезды днем? «следовательно, неподвижный глаз, обращенный к небесному своду, получает лучи от всех точек атмосферы, занимающих круговое про- странство более 100° в поперечнике». Эти лучи, проходя через глазное яблоко, заливают сетчатку рассеянным светом, на фоне которого сла- бое изображение звезды не выделяется. Но «остановите, с помощью длинной трубки, большую часть света, падающего на роговую оболоч- ку, и в ту же минуту лучи звезды, сосредоточенные в одну точку сет- чатки, возьмут перевес над освещающими ту же точку прямо и путем рассеяния». Для подтверждения своих рассуждений Араго напоминает, что четкая фокусировка изображения в телескопе помогает заметить сла- бые объекты: «Дальнозоркий, в счастливом положении, в котором мы его здесь помещаем, может очень хорошо видеть звезды там, где бли- зорукий не откроет и малейшего их следа». Нужно признать, что в целом интуиция не подвела Араго. Он очень прозорливо описывает процесс видения слабых объектов на яр- ком фоне, указывая на необходимость конечного превышения сигнала источника над средним сигналом от фона (иначе источник не домини- рует над случайными флуктуациями яркости фона). Сегодня такие рассуждения считаются азбукой астрофизики, но ясное понимание этих вещей сложилось лишь во второй половине XX в., после появле- ния электронных приемников света. Однако прав ли был Араго в кон- кретном случае: помогает ли труба без стекол увидеть днем звезды? Надо сказать, в свое время книги Араго были очень популярны. Возможно, этим и объясняется широкое распространение уверенно- сти в замечательных астрономических свойствах колодцев. Во вся- ком случае, немало писателей упоминает об этом в своих произведе- ниях: помните, у Киплинга — звезды видны в полдень со дна глубоко- го ущелья. А что говорит об этом эксперимент? Автор этой главы смотрел на ясное дневное небо со дна 18-метровой зачерненной трубы вертикаль- ного солнечного телескопа Государственного астрономического ин- ститута им. П. К. Штернберга в Москве и увидел... лишь ослепительно яркое небо. Пытаясь обнаружить «эффект колодца», некоторые естест- воиспытатели проявляли любознательность с еще большим разма- хом. Великий путешественник XIX в. Александр Гумбольдт, пытаясь увидеть звезды днем, опускался в глубокие шахты Сибири и Амери- ки, но безрезультатно. В XX в. тоже находились беспокойные головы. Например, журналист «Комсомольской правды» Л. Репин в номере от 24 мая 1978 г. писал: «Говорят, что и среди бела дня можно увидеть
48 Глава 3. Почему мы видим звезды звезды на небе, если спуститься в глубокий колодец. Однажды я ре- шил проверить, правда ли это, спустился в шестидесятиметровый ко- лодец, а звезд так и не смог разглядеть. Только маленький квадратик ослепительно синего неба». Еще одно надежное свидетельство: опытный любитель астроно- мии из города Спрингфилд (штат Массачусетс, США) Ричард Сандер- сон так описывает свои наблюдения в журнале «Skeptical Inquirer» (1992, vol. 17, р. 74): «Как-то лет 20 назад, когда я работал практикан- том в планетарии спрингсфилдского Музея науки, мы с коллегами ста- ли спорить об этом древнем поверии. Наш спор услышал директор музея Франк Коркош и предложил разрешить его экспериментально: он отвел нас в подвал музея, где начиналась высокая и узкая печная труба. В нее вела маленькая дверца, в которую мы смогли просунуть свои головы. Я помню чувство возбуждения от перспективы среди бе- ла дня увидеть ночные светила. Посмотрев вдоль дымохода наверх, я увидел сияющий кружок на фоне непроницаемой черноты печного нутра. От окружающей темно- ты зрачки моих глаз расширились, и клочок неба заблестел еще ярче. Я сразу понял, что с помощью этого „прибора" мне не удастся уви- деть днем звезды. Когда мы выбрались из музейного подвала, дирек- тор Коркош заметил, что только одну звезду удается наблюдать днем в хорошую погоду: это — Солнце». Итак, легенда не подтверждается: ночные звезды не видны днем из глубокого колодца, равно как и из высокой трубы. Однако не бу- дем торопиться с выводами: сквозь некоторые трубы звезды видны даже днем. Речь идет об астрономических трубах — телескопах. Ас- трономы иногда наблюдают звезды днем, например, для определения их положения по отношению к Солнцу. А первой звездой, которую увидели днем в телескоп, был яркий Арктур (а Волопаса). Это уда- лось французскому астроному Морену в 1635 г., через 25 лет после из- готовления Галилеем первого телескопа. Как видите, даже в телескоп наблюдать звезды днем не так-то просто. «Я с радости чуть не уронил трубу», — вспоминал этот случай Морен. После него это открытие не- зависимо повторили французский астроном Жан Пикар (1669 г.) и анг- лийский естествоиспытатель Роберт Гук (1677 г.). Попробуем же разо- браться, почему телескоп — т. е. труба с линзами — позволяет видеть звезды днем, а простая труба без линз — нет. Прежде всего давайте подумаем: почему звезды днем не видны? Да просто потому, что небо слишком яркое от рассеянного солнечно- го света. Если по какой-то причине рассеянный свет ослабнет, напри-
3.3. Видны ли звезды днем? 49 Рис. 3.4. Глаз человека: вид снаружи и схема строения. Светочувствительны- ми элементами являются палочки и колбочки (колбочки ответственны за цве- товосприятие). Биполярные и ганглиозные клетки осуществляют суммацию сигналов, поступающих от светочувствительных рецепторов в мозг. мер произойдет полное солнечное затмение, то яркие звезды и плане- ты станут прекрасно видны днем. Так же хорошо они видны в откры- том космическом пространстве или с поверхности Луны. Почему же рассеянный в атмосфере солнечный свет скрывает их от нас? Ведь свет самих звезд при этом не ослабевает. Чтобы понять это, нужно вспомнить механизм нашего зрения. Свет попадает в глаз через зрачок — аналог отверстия диафрагмы объ- ектива. Глазные линзы — роговица и хрусталик — фокусируют свет и создают изображение на задней поверхности глаза, покрытой свето- чувствительным слоем — сетчаткой, которая включает большое чис- ло элементарных приемников света (рецепторов) — колбочек и пало- чек. Несколько упрощая, можно сказать, что каждая клетка-рецептор передает в мозг информацию о потоке падающего на нее света, а мозг синтезирует из этих отдельных сообщений (сигналов) цельную карти- ну увиденного. Глаз — очень сложный приемник информации, но в некотором ро- де он подобен «умному» электронному устройству, например радио- приемнику. У глаза также есть система автоматической регулировки усиления, которая снижает его чувствительность при ярком свете и
50 Глава 3. Почему мы видим звезды повышает в темноте. Есть у него и система шумоподавления, которая сглаживает восприятие случайных флуктуаций светового потока — как по времени, так и по поверхности сетчатки. Эта система имеет оп- ределенные пороговые характеристики. Поэтому, например, глаз не за- мечает быстрой смены изображений (на этом основан принцип ки- но); не замечает он и малых флуктуаций яркости. Когда мы наблюдаем звезду ночью, поток света от нее на один ре- цептор хотя и мал, но существенно превосходит поток от темного не- ба, падающий на соседние клетки. Поэтому мозг фиксирует это как значимый сигнал. Но днем на все рецепторы попадает так много све- та от неба, что небольшая добавка в виде света звезды, приходящая на один из этих элементов, не ощущается мозгом как реальное разли- чие потоков света, а «списывается на флуктуации». Звезда может стать видимой на фоне дневного неба только в том случае, если по- ток света от нее сравним с потоком от площадки неба, которую зра- чок проецирует на одну светочувствительную клетку. Угловой размер этой площадки называется разрешающей способностью глаза и со- ставляет у человека 1-2'. Из всех звездообразных объектов лишь очень яркая Венера ино- гда видна на дневном небе. Но и ее увидеть очень непросто: небо дол- жно быть идеально чистым, и нужно хотя бы приблизительно знать, в каком месте на небе в данный момент она находится. Все остальные планеты и звезды имеют блеск значительно слабее, чем у Венеры, по- этому увидеть их без телескопа днем совершенно невозможно. Впро- чем, некоторые астрономы утверждают, что им удавалось днем на- блюдать Юпитер, который раз в 7-8 слабее Венеры (Sampson, 2003). Но это возможно лишь при идеальных условиях: раннее утро (Солнце невысоко и атмосфера еще чистая, что снижает рассеянный свет), Юпитер в максимуме блеска, он проецируется на самую темную об- ласть голубого неба и расположен рядом с заметным объектом — Лу- ной. Только при таком сочетании условий и известной настойчиво- сти некоторым наблюдателям (не всем!) удавалось заметить Юпитер. Но вот ярчайшую звезду нашего небосвода — Сириус, поток света от которого почти в 15 раз слабее, чем от Венеры, и вдвое слабее, чем от Юпитера, пока еще никому не удалось увидеть днем на уровне моря. Говорят, что Сириус видели днем высоко в горах, на фоне темно-фио- летового неба. Это не удивительно: яркость неба высоко в горах на по- рядок меньше, чем на уровне моря. Мы и сами можем легко убедиться, что яркий фон способен скрыть от нас светлые точки. Вот что советует по этому поводу Яков
33. Видны ли звезды днем? 51 Рис. 3.5. Опыт Перельмана. Исидорович Перельман в своей «Занимательной астрономии» (М.; Л., Гостехиздат, 1949, с. 155): «Несложный опыт может наглядно пояснить это исчезновение звезд при дневном свете. В боковой стенке картон- ного ящика пробивают несколько дырочек, расположенных наподо- бие какого-нибудь созвездия, а снаружи наклеивают лист белой бума- ги. Ящик помещают в темную комнату и освещают изнутри: на проби- той стенке явственно выступают тогда освещенные изнутри дыроч- ки — это звезды на ночном небе. Но стоит только, не прекращая осве- щения изнутри, зажечь в комнате достаточно яркую лампу — и искус- ственные звезды на листе бумаги бесследно исчезают: это „дневной свет" гасит звезды». С влиянием яркого фона мы разобрались: он снижает контраст ме- жду изображением звезды и неба на сетчатке глаза, делая звезду не- видимой. Но почему в таком случае телескоп позволяет нам без труда наблюдать днем ночные светила? Разумеется, объектив телескопа со- бирает значительно больше света, чем зрачок глаза. Но, казалось бы, в этом смысле изображения звезды и кусочков неба равноценны: при наблюдении в телескоп поток света от них, достигающий глаза, увели- чивается в одинаковое число раз, приблизительно равное отношению площади объектива к площади зрачка. Но в данном случае гораздо важнее оказывается другое свойство телескопа: он улучшает разре- шающую способность глаза, увеличивая угловой размер наблюдае- мых объектов. При этом та же площадка неба проецируется на боль- шее число рецепторов сетчатки, и, значит, на каждый из них прихо- дится пропорционально меньше света. Например, если телескоп уве- личивает угловой размер объектов в А раз, то наблюдаемая яркость неба уменьшается в А2 раз. Однако звезда имеет очень малый угловой размер, и ее свет по-прежнему попадает на один рецептор. Но теперь добавочный свет звезды уже кажется «солидным» на фоне уменьшен- ной яркости неба.
52 Глава 3. Почему мы видим звезды Что же получается: берем телескоп с большим увеличением и мо- жем рассматривать днем самые слабые звезды? Нет, к сожалению, это не так. Земная атмосфера неоднородна, она бурлит, поэтому изображе- ние звезды размывается и имеет вполне определенный угловой раз- мер, хотя и очень малый. Ночью при хорошей погоде высоко в горах он составляет около 1", а днем на уровне моря — не менее 2-3". Поэто- му, если телескоп увеличивает более чем в 30-60 раз, угловой размер звезды для наблюдателя превышает разрешающую способность глаза (1-2'), и ее изображение попадает сразу на несколько фоторецепто- ров. Звезда перестает восприниматься глазом наблюдателя как точеч- ный объект: она воспринимается как маленький кусочек неба, т. е. как протяженный объект. Поэтому в более сильном увеличении телескопа смысла нет: яркость изображения звезды будет ослабевать так же, как яркость неба. При 45-кратном увеличении телескопа, которое пред- ставляется оптимальным для дневных наблюдений, яркость неба эф- фективно снижается в 452« 2000 раз, и на фоне неба становятся вид- ны ярчайшие звезды и планеты. Нетрудно оценить, какие именно звезды становятся при этом вид- ны. В ясную погоду дневное небо имеет яркость примерно -5т на квадратную минуту дуги, т. е. приблизительно на один рецептор сет- чатки. Блеск Венеры около -4т. Поэтому будем считать, что звезда становится видна, если ее блеск не более чем на 1Ш меньше поверхно- стной яркости неба с квадратной минуты. Как мы выяснили, исполь- зуя телескоп, можно понизить яркость неба не более чем в 2000 раз, т. е. примерно на 8т. Значит, яркость неба снизится до (~5т + 8т) = Зт с квадратной минуты и станут видны звезды с блеском до 4т. Опыт астрономических наблюдений показывает, что так оно и есть. Наш простой расчет оказался верен. Разобравшись с телескопом, вернемся к колодцу. Может ли наблю- датель, опустившись на дно колодца, уменьшить тем самым видимую яркость неба? В принципе может. Но не с помощью системы линз (ведь колодец — не телескоп), а чисто геометрически, перекрыв все по- ле своего зрения, за исключением маленькой области, поток света от которой станет сравним с потоком от звезды. Однако для этого сидя- щему на дне колодца наблюдателю отверстие должно быть видно под углом менее 1'. При диаметре колодца в 1 м его глубина должна быть более 1/sin Г = 3,4 км! Но даже при этом наблюдателю будет видна лишь светлая точка, яркость которой увеличится на несколько секунд, если какая-либо звезда пройдет точно через зенит. При всем желании трудно считать эту процедуру «наблюдением звездного не-
3.3. Видны ли звезды днем? 53 ба». Да и колодец такой еще поискать надо! (Хотя шахты подобной глубины существуют.) А что касается вероятности прохода яркой звез- ды точно через зенит (±0,5'), то, предоставив проверку это расчета чи- тателю, можно утверждать: не одно тысячелетие пришлось бы наблю- дателю ожидать этого мгновения! При проведении дневных наблюдений звезд у высокой трубы есть несомненное преимущество перед глубоким колодцем. Если колодец играет роль обыкновенной диафрагмы, просто ограничивая поле на- шего зрения, но при этом не снижая яркости неба, то непрозрачная труба, устремляясь в верхние слои атмосферы, создает внутри себя воздушный канал, в котором практически нет рассеянного солнечно- го света. Если такая труба пройдет через всю толщу атмосферы, то сквозь нее в любое время суток мы увидим ночное небо! Впрочем, трубу не обязательно устремлять в космос (хотя такое сооружение было бы очень полезным не только для наблюдения звезд). Посколь- ку большая часть воздуха заключена в приземном слое толщиной 10-15 км, то нам вполне хватило бы именно такой трубы. Те, кто ле- тал на самолете на больших высотах, знает, что с высоты 10-12 км днем бывают хорошо видны яркие звезды. Они видны даже с верши- ны Эвереста (около 9 км). Вернемся, однако, к нашему колодцу. Мы выяснили, что рассказы о дневных наблюдениях звезд из колодца оказались мифом. Но как же родился этот миф? Мы можем лишь догадываться об этом. Воз- можно, находясь на дне колодца или вертикальной шахты, кто-то дей- ствительно заметил проходящую по небу Венеру. Но это очень малове- роятно и в принципе возможно лишь в тропических странах, где Вене- ра бывает видна в зените. Лично мне кажется более правдоподобной такая ситуация: опустившись в колодец или глубокую пещеру, люди замечали освещенные Солнцем пылинки на фоне темных стен. Воз- можно, именно их и принимали за звезды? По-видимому, расследование этого мифа нельзя считать закончен- ным. Необходимо внимательнее присмотреться к иллюзиям нашего зрения, к неожиданным сочетаниям природных условий, к редким фи- зическим эффектам. В этом немалую помощь может оказать каждый любознательный читатель. Например, любитель астрономии Рамиро Круз из Хьюстона (штат Техас, США) решил сам проверить слухи о том, что Сириус можно увидеть на дневном небе. Он разыскивал звез- ду в юго-западной части неба в апреле 1992 г. незадолго до захода Солнца. Заметим, Рамиро знал, где искать! Невооруженным глазом ему удавалось заметить Сириус не ранее, чем за 21 минуту до захода
54 Глава 3. Почему мы видим звезды Солнца. А вооружившись полевым биноклем 7x50, он обнаруживал звезду за 43 минуты до захода (Sky and Telescope, 1993, vol. 85, № 2, p. 112). Этих данных нам достаточно, чтобы оценить яркость неба в мо- мент обнаружения звезды. Хьюстон находится на 30° с. ш., значит, небесный экватор пересе- кает там горизонт под углом 90° - 30° = 60°. Поскольку наблюдения проводились сразу после весеннего равноденствия, Солнце было вбли- зи экватора и тоже заходило за горизонт под углом 60°. За минуту Солнце проходит по небу дугу в 360°/(24 ч х 60 мин) = 0,25°. Значит, высота Солнца над горизонтом (а) за t минут до захода была: а = 0,25° • sin 60° • t = 0,2° • t (мин). С помощью этой формулы, принимая во внимание наблюдения Ра- миро Круза, мы легко вычислим, что невооруженный глаз видит звез- ду Сириус при высоте Солнца над горизонтом не более ан = = 0,2° х 21 = 4,5°, а с помощью бинокля - при аБ = 0,2° х 43 = 9°. Воору- жившись «Курсом практической астрофизики» Д. Я. Мартынова (М.: Наука, 1977, с. 300), мы выясняем, что в ясный день близ уровня моря при высоте Солнца над горизонтом 4,5° и 9° яркость неба в зените со- ставляет соответственно 7 и 13% от ее яркости в полдень. Таким обра- зом, глаз замечает Сириус, когда яркость неба по сравнению с полу- денной уменьшается примерно в 15 раз. Вспомним, что блеск Сириу- са как раз в 15 раз меньше блеска Венеры. Следовательно, Сириус при низком Солнце (4-5° над горизонтом) обладает такой же относитель- ной яркостью на небе, как Венера в полдень. Если приблизительно знать, где они в данный момент располагаются, то увидеть их невоо- руженным глазом можно. Бинокль же помогает увидеть звезду при более ярком небе, по- скольку усиливает яркость точечного источника, незначительно ме- няя поверхностную яркость неба. Спасибо Рамиро Крузу из Хьюсто- на, проделавшему и описавшему полезный эксперимент, который лег в основу наших расчетов. Теперь и в самом деле можно пове- рить, что днем в высокогорье или с борта самолета виден Сириус: ведь на высоте в 5-7 км небо днем раз в 15-20 темнее, чем на уров- не моря. Было бы интересно продолжить подобные наблюдения в горах и с борта самолета. Их результаты могут заинтересовать, например, раз- работчиков зондов для исследования Марса, на котором невозможно применить магнитный компас, но сквозь атмосферу которого даже днем должны быть видны яркие навигационные звезды.
3.4. Почему человек ночью видит звезды? 55 3.4. Почему человек ночью видит звезды? Этот вопрос кажется совершенно бессмысленным, но лишь на первый взгляд. В самом деле: человеку не обязательно видеть звезды на не- бе — без них вполне можно прожить. В космосе множество разных объектов и явлений, но мы их не замечаем без специальной техники. Почему же наш глаз видит звезды, причем не две, не двести и не мил- лиарды, а несколько тысяч? Существует ли этому разумное объясне- ние? Попробуем разобраться. Одно из незабываемых впечатлений в жизни каждого человека — ясное ночное небо, в черной глубине которого сияют тысячи огонь- ков — звезды. Они так прекрасны, что даже не возникает желания заду- маться — а почему мы их видим? «Ну как же иначе? — удивитесь вы. — Разве можно не видеть звезд?» Очень даже можно! Яркость звезд чрез- вычайно мала. Даже у самых ярких среди них она находится вблизи порога чувствительности нашего зрения. Будь этот порог чуть-чуть вы- ше, на небе не было бы ни одной звезды. И при этом наше дневное зре- ние практически не потеряло бы своего качества. Днем мы бы просто не заметили перемены в своем зрении. Тем не менее эволюция зачем- то дала нам способность видеть звезды. Но зачем? Не для того же, что- бы некоторые из нас занимались астрономией... Известно, что глаза наших далеких диких предков практически не отличались от наших. И не только глаза: не отличалась и вся централь- ная нервная система, на периферийной части которой расположены глаза. Значит, наши далекие предки тоже видели звезды. Но в повсе- дневной жизни троглодита звезды уж точно не играли никакой роли. Зачем же Homo sapiens (и не он один) видит эти ночные огоньки? Вспомним, что чувствительности нашего зрения не хватает, например, чтобы увидеть миллионы окружающих звездных систем — галактик. С точки зрения эволюции это вполне закономерно: далекие галактики никак не влияли на жизнь наших предков. Однако мы не замечаем на небе даже астероидов, хотя сотни тысяч этих опасных микропланет носятся буквально у нас под носом, заполняя всю Солнечную систему и представляя для нас определенную угрозу. А звезды глаз человека почему-то видит, хотя они ничем нам не угрожают и вообще (да про- стят меня астрологи!) не оказывают на нас никакого влияния. Способ- ность видеть звезды, казалось бы, никак не облегчает нам борьбу за су- ществование. Или все-таки облегчает? Один из важнейших принципов биологической эволюции - эконо- мия ресурсов. Повышение чувствительности наших рецепторов и со- ответствующее улучшение органов чувств — зрения, слуха или обоня-
56 Глава 3. Почему мы видим звезды ния — требует дополнительных ресурсов, поэтому их чувствитель- ность не поднимается выше того уровня, который необходим для вы- живания. На протяжении миллионов лет наш глаз испытал множест- во метаморфоз, пока научился видеть и днем и ночью. Природе при- шлось изрядно потрудиться, создавая механизмы адаптации к ярко- му солнечному свету и механизмы регистрации слабого света звезд. Неужели звездная россыпь на ночном небе имела жизненное значе- ние для предков человека и подобных ему животных? Оказывается, имела. И вот почему. Ясно, что естественный отбор благоволит к тем, кто видит не только днем, но и ночью, причем не только при луне, но и в безлунную ночь, когда единственным источни- ком света служит само ночное небо. Ведь это только на первый взгляд кажется, что ночное небо совершенно черное. Каждый, кто выгляды- вал ночью из палатки, знает, что ночное небо не абсолютно темное — оно слабо, но вполне заметно светится! Чтобы в безлунную ночь раз- личать дорогу и силуэт врага или жертвы, минимальная чувствитель- ность зрения должна соответствовать яркости ночного неба. Астрономы установили, что примерно половина излучения ночно- го неба — это свет звезд. В большинстве своем это звезды нашей Га- лактики, но не все, а только те, что удалены от Земли не более чем на 1 000 пк (более далекие скрыты за облаками межзвездной пыли). А та- ких близких и видимых звезд около 100 миллионов. Примерно столь- ко же в сетчатке нашего глаза палочек — клеток, ответственных за темновое зрение. Поэтому далекие звезды не видны по отдельности, а сливаются в сплошной темно-серый фон. Попробуем оценить, сколько звезд в виде отдельных ярких точек на этом фоне сможет увидеть наш глаз. Следует учесть, что разрешающая способность ночного зрения ни- же, чем дневного. Причин две. Во-первых, при слабом свете зрачок глаза расширяется, и начинает сказываться сферическая аберрация роговицы и хрусталика, снижающая четкость изображения (в фото- графии это соответствует открытой диафрагме объектива). Во-вто- рых, при низкой освещенности мозг суммирует сигналы от несколь- ких соседних палочек, чтобы результирующий сигнал стал заметнее: поскольку качество картинки невысокое, эффективный размер «пик- селей» можно укрупнить. Существует простой способ убедиться, что наш глаз умело ис- пользует прием «чувствительность за счет качества». Как известно, яс- ное и четкое изображение возникает только в центре поля зрения. Ес- ли мы смотрим на предмет в упор, то видим его мельчайшие детали,
3.4. Почему человек ночью видит звезды? 57 но стоит немного отвести взгляд в сторону, как изображение расплы- вается, и мелкие детали становятся неразличимы. Зато недостаток четкости «бокового зрения» компенсируется его повышенной чувстви- тельностью к свету: часто слабую звезду, невидимую «в упор», удает- ся легко различить боковым зрением, если немного отвести взгляд в сторону. Итак, в режиме ночного зрения на каждый зрительный элемент сетчатки нашего глаза попадает свет от нескольких далеких звезд, при- мерно от дюжины. Чтобы изображение близкой звезды проявилось на этом фоне как яркая точка, она должна освещать глаз в десятки раз сильнее этой группы далеких звезд, т. е. в сотни раз сильнее, чем каж- дая из них в отдельности. Зная фотометрический закон — «освещен- ность падает обратно пропорционально квадрату расстояния от источ- ника света», — нетрудно вычислить, что такая «заметная» звезда долж- на быть раз в 20-30 ближе к нам, чем далекие 100 миллионов звезд фо- на. Много ли таких близких звезд, да и есть ли они вообще? Если радиус сферы уменьшить, для определенности скажем, в 25 раз, то ее объем уменьшится в 253 » 15 000 раз. Легко видеть, что из 100 миллионов звезд, равномерно распределенных в пространстве и освещающих наше небо, в этой малой сфере вокруг нас остается око- ло 6000. Именно они должны быть заметны нашему глазу как яркие точки на однородном фоне ночного неба. Удивительно, но наш прибли- зительный расчет оказался весьма точен: именно столько звезд видит здоровый глаз человека на чистом загородном небе (см. табл. 3.1). Вот так биологическая эволюция и борьба с ночными хищниками за свое существование подарила нам в итоге радость созерцания кра- соты звездного неба. Не такими уж бесполезными оказались звезды. Они действительно освещают наш ночной мир. А теперь давайте пофантазируем. Нам, людям, ведущим дневной образ жизни, для пассивной защиты от хищников достаточно глаз, различающих несколько тысяч звезд. Но ведь существуют ночные хищники, для которых темное время суток — это время активной жиз- ни. Их глаза много чувствительнее наших. Вот бы увидеть ночное небо глазами совы! Оказывается, в принципе это возможно: уже не раз звучали пред- ложения переделать глаз человека, чтобы он стал в сотни раз чувстви- тельнее к свету. Дело в том, что природа не использовала все свои воз- можности. Наш глаз можно сделать лучше. Для этого нужно заменить простой хрусталик нашего глаза качественной многослойной линзой большего диаметра и перевернуть светочувствительную поверхность
58 Глава 3. Почему мы видим звезды Рис. 3.5. Так мы видим созвездие Орион в хороших условиях наблюдения (чис- тое и темное загородное небо, идеальное зрение). Рис. 3.6. Приблизительно так видит это созвездие сова. глаза — сетчатку, которая сейчас почему-то расположена у нас задней стороной к свету. После этого мы без труда сможем увидеть миллио- ны звезд Млечного Пути и даже другие далекие галактики. Без всяко- го телескопа! Правда, человеку со «звездными» глазами днем, скорее
V. 4. Почему человек ночью видит звезды? 59 Рис. 3.7. В этой небольшой области созвездия Персей 3,6-метровый канадо- франко-гавайский телескоп CFHT, установленный на вершине Мауна Кеа (Га- вайские острова), «видит» тысячи звезд и десятки галактик. А невооружен- ный глаз не замечает на этом участке неба абсолютно ничего. всего, придется ходить в плотных темных очках, спасаясь от яркого солнечного света. Впрочем, не будем спешить. Возможно, природа когда-нибудь са- ма изберет этот путь. Если человечество начнет расселяться по плане- там Солнечной системы, то на далеких от Солнца планетах смогут жить люди только со «звездными» глазами. А пока... Чтобы насладить- ся видом звездного неба, нужно чуть-чуть больше узнать об устройст- ве глаза и использовать некоторые нехитрые приемы. Наш глаз — поразительный оптический прибор. Он совершенство- вался миллионы лет и стал очень чувствительным и зорким. Воспри- имчивость глаза к слабому свету выше, чем у самой хорошей фото- пленки, и практически такая же, как у цифровой фотокамеры. Ночью глаз видит слабые звезды, а днем спокойно переносит яркий солнеч- ный свет, от которого вмиг чернеет любая фотопленка. По четкости изображения с нашим глазом могут тягаться только лучшие фотоаппараты с дорогими объективами. Здоровый глаз разли- чает по отдельности вот эти две точки в тексте (:) с расстояния в
60 Глава 3. Почему мы видим звезды Рис. 3.8. Карта Луны, составленная английским врачом и естествоиспытателем Уильямом Гиль- бертом (1544-1603). 3-5 м. Попробуйте про- верить свои глаза! С та- кого расстояния угол ме- жду этими точкам со- ставляет всего 1-2'. Разрешающая спо- собность человеческого глаза настолько высока, что позволяет разли- чать детали на поверх- ности некоторых небес- ных тел. Первые карты лунной поверхности бы- ли составлены еще до изобретения телескопа. Используя природные светофильтры (облака, дым костра, воздушную массу у горизонта), мы без труда различаем крупные пятна на поверхности Солнца. А люди с особенно острым зре- нием видят спутники Юпитера (это вполне надежный факт) и, возмож- но, даже фазы Венеры (это не вполне достоверное утверждение). Глаза нужно беречь, как дорогой прибор. Яркий солнечный свет вреден для зрения: глаза нужно прятать за темными стеклами очков. Ни в коем случае не смотрите на Солнце, особенно через оптические приборы — бинокли и телескопы. Иначе недолго потерять зрение! К наблюдениям ночного неба глаза нужно подготовить. Выйдя из ярко освещенной комнаты на темную улицу, сразу можно и не разгля- деть звезды. Не торопитесь, отойдите от фонарей и ярких окон и подо- ждите минут 5-7, пока глаза привыкнут к темноте, и на небе начнут «появляться» сначала яркие, а затем все более слабые звезды. Полное привыкание к темноте (так называемая темновая адаптация) занима- ет около получаса. В заключение этого рассказа о видимости звезд еще раз вспом- ним, что звездный небосвод играет роль не только в жизни человека. Небо видят все — и животные, и даже растения; но все — по-разному. У каждого живого существа основой зрения служат светочувствитель- ные клетки. Но в остальном конструкция глаз различается очень силь- но. У растений и некоторых простых животных вообще нет глаз как
3.4. Почему человек ночью видит звезды? 61 отдельного органа. Например, у дождевого червя одиночные светочув- ствительные клетки распределены по всей поверхности тела, поэтому он не видит изображения, а лишь чувствует, с какой стороны от него светлее. Днем он может заметить свет неба и определить, что выбрал- ся на поверхность земли, но не более того. А вот на теле пиявки не- большие скопления зрительных клеток окружены с трех сторон тем- ным непрозрачным пигментом, поэтому к зрительным клеткам свет проникает только с одной стороны, и пиявка может заметить движе- ние жертвы или хищника, а возможно, и бегущие по небу облака. Даже у высокоразвитых животных глаза сильно различаются чув- ствительностью к свету и четкостью восприятия. Например, у ночных животных — крыс или сов — зрение намного чувствительнее, чем у че- ловека; для них небо усеяно звездами гораздо гуще, чем для нас. Зато по остроте зрения у человека почти нет соперников. Пожа- луй, в этом отношении ему не уступают лишь обезьяны, крысы и хищ- ные птицы. А вот кошка, курица или лошадь видят во много раз ме- нее четко. Что уж говорить о хомячке или пчеле, которые не могут различить даже дисков Луны и Солнца: эти светила кажутся им таки- ми же «точками», как нам звезды или планеты. Кстати, обычный чело- век не отличит звезду от планеты: они нам кажутся точками одинако- вого размера. Но встречаются счастливцы с особенно острым зрени- ем, которые видят спутники Юпитера и, кажется, даже Венеру в форме серпа (ведь у нее те же фазы, что и у Луны). С другой стороны, мелкая пчела или стрекоза хотя и не могут по- хвастаться особенно резким зрением, зато различают движения в 10-20 раз более быстрые, чем может различить человек. Для челове- ка полет по небу метеора или вспышка молнии длятся мгновение, а для стрекозы это целый кинофильм. Так что не будем особенно восторгаться своим зрением, а лучше станем его беречь и тренировать. Ведь оно дарит нам такое наслажде- ние, как созерцание звездного небосвода! Литература Бондарко В. М., Данилова М. В., Красильников Н. Н., Леушина Л. И., Невская А. А., Шелепин Ю. Е. Пространственное зрение. СПб.: Наука, 1999. Вавилов С. И. Глаз и Солнце. М.: Наука, 1976. Линдсей П., Норман Д. Переработка информации у человека. М.: Мир, 1974. Пэдхем Ч., Сондерс Дж. Восприятие света и цвета. М.: Мир, 1978. Роуз А. Зрение человека и электронное зрение. М.: Мир, 1977.
Глава 3. Почему мы видим звезды Роч Ф., Гордон Дж. Свечение ночного неба. М.: Мир, 1977. Островский М. А., Сакина Н. Л., Федорович И. Б., Чеснов В. М. Физики и световая чувствительность глаза // Природа. 2001. № 6. С. 70-77. Струве В. Я. Этюды звездной астрономии. М.: Из-во АН СССР, 1953. С. 9. Уокер Г. Астрономические наблюдения. М.: Мир, 1990. Хьюбел Д. Глаз, мозг, зрение. М.: Мир, 1990. Star Numbers, 2001. Сайт National Solar Observatory Sacramento Peak: http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html Sampson R. D. The Visibility of Jupiter During the Day // The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 2003. Vol. 97, № 3. P. 144.
^Тпава НАБЛЮДАЕМЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД И ИХ КЛАССИФИКАЦИЯ Н. Н. Самусь, В. Г. Сурдин 4.1. Блеск и светимость звезд 4.1.1. Яркие и слабые звезды. Звездные величины При взгляде на небо сразу же бросается в глаза различие звезд по бле- ску. Ярчайшая звезда ночного неба — Сириус (а Большого Пса), — уже чуть-чуть поднявшись над горизонтом, привлекает нас своим сияни- ем, тогда как соседние с ней звезды становятся заметными лишь на довольно большой высоте (3-5°). Звезды Ковша Большой Медведицы легко увидеть даже на городском небе в полнолуние, а за городом в ясную безлунную ночь невооруженный глаз замечает на небе несколь- ко тысяч звезд. Взглянув же на небо в бинокль, сразу понимаешь, что есть и множество звезд, блеск которых слишком слаб для невоору- женного глаза. Еще в глубокой древности астрономы попытались выразить разли- чия в блеске звезд числами. Звезды были разделены на шесть групп, названных звездными величинами. Самые яркие светила назвали звез- дами первой величины, немного более тусклые — звездами второй ве- личины и т. д. Самые тусклые звезды, которые может различить глаз (конечно, невооруженный: телескоп изобрели гораздо позже), отне- сли к звездам шестой величины. Обычно это деление звезд по блеску на шесть групп связывают с именем Гиппарха (II в. до н. э.), который впервые применил это деление в составленном им звездном каталоге. Таким образом, говоря о «звездной величине», имеют в виду блеск, а вовсе не размер звезды. Все звезды — и самые яркие, и самые слабые — всегда казались ас- трономам светящимися точками, не имеющими размеров. Лишь в на- чале XX в. удалось измерить угловой размер некоторых из них, а со- всем недавно, в конце XX в., были получены изображения дисков неко-
64 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.1. Марс (слева) и созвездие Орион (справа) над Долиной монументов (США). Низко над горизонтом видны только наиболее яркие звезды. торых особенно крупных и близких звезд. Разумеется, они совершен- но неразличимы для глаза, даже вооруженного хорошим телескопом. Мы можем лишь догадываться о причинах, побудивших древних ученых ввести именно шесть групп, шесть звездных величин. Тем бо- лее удивительно, что понятие звездной величины дожило в науке до наших дней и им пользуются современные астрономы! Конечно, в на- ши дни понятие звездной величины получило точное определение. Те- перь это не группы звезд примерно одинакового блеска. Видимая звездная величина — это число, которое можно определить для каж- дой звезды как характеристику ее блеска с точки зрения земного на- блюдателя. 4.1.2. Видимая звездная величина Какую физическую величину мы воспринимаем как блеск звезды? Из- мерения показали, что наш глаз чувствует создаваемую звездой осве- щенность, то есть количество света, падающего за единицу времени на площадку единичной площади, ориентированную перпендикуляр- но лучам. Наше восприятие освещенности подчиняется психофизиче- скому закону Вебера—Фехнера: при изменении освещенности в гео-
4.1. Блеск и светимость звезд 65 метрической прогрессии наше ощущение меняет- ся в арифметической про- грессии. Это открытие было сделано в XIX в., но уже древние астрономы бессознательно следова- ли этой закономерности: они так поделили звезды на величины, что в сред- нем отношение освещен- ностей, создаваемых звез- дами первой и второй ве- личин, почти в точности равно отношению осве- щенностей от звезд вто- рой и третьей величин, и т. д. Современные астро- номы сохранили эту тра- дицию, чуть-чуть уточ- нив ее: ныне отношение освещенностей, создавае- мых светилами со звезд- ними величинами, разли- Рис-4-2- Ярчайшая звезда ночного неба Сири- чающимися на единицу, ус (слева) и созвездие Орион (справа) над го- 3 рами Ирана. по определению прини- мают равным V100 = 2,5118864...» 2,512. Десятичный логарифм этой величины (IglO2/5) в точности равен 0,4. Таким образом, отношению освещенностей, равному 100, соответствует различие в блеске точно на 5 звездных величин. Для краткости выражение «звездная величи- на» после соответствующего числа записывают в виде верхнего индек- са т (от лат. magnitude - величина). Например, выражение «5 звезд- ных величин» астроном запишет как 5т. Приняв некоторую звезду за эталон и приписав ей определенную звездную величину (вообще говоря — произвольную), можно сравни- вать с ней по световому потоку все другие звезды и определять их звездные величины. Если Ц и Ь2 — освещенности, создаваемые первой и второй звездами, а тщ и т2 — их звездные величины, то — = 2,512™2-mi или гщ-ni2 = -2,5-lgf— j. ^2 1^27
66 Глава 4. Характеристики звезд Звезды Планеты 1000 -4 -3 -2 -1 О +1 +2 +3 Сириус Канопус а Кентавра Арктур Процион Спика Поллукс Регул Полярная звезда Мицар Звездная величина Венера Юпитер Сатурн 100 10 Относительный блеск Знак минус во второй из этих формул означает, что чем ярче звезда, тем меньше значение ее зве- здной величины. Почти точное совпадение коэф- фициентов в этих форму- лах (2,512 и 2,5) возникло случайно, просто потому, что 1g 2,512... = 0,4 = ’/2,5- Применяя эти форму- лы, можно распростра- нить понятие звездной ве- личины на светила, недос- тупные невооруженному глазу, вплоть до сколь угодно слабых. Величины звезд, которые могут на- блюдать космические и крупнейшие наземные те- лескопы, приближаются к 30™. Разумеется, блеск Рис. 4.3. Звездные величины типичных ярких объектов ночного неба, доступных для наблюде- ния даже в крупных городах с интенсивным ноч- ным освещением. Для планет указан диапазон блеска, поскольку изменение взаимного положе- ния Солнца, планеты и Земли меняет как долю видимого нами освещенного полушария плане- ты (ее фазу), так и расстояние до нее. в звездных величинах не всегда выражается це- лым числом, ведь совре- менные наземные прибо- ры позволяют измерить блеск звезды с точностью до сотой или даже до ты- сячной доли звездной ве- личины (а за пределами атмосферы точность еще выше). В результате измерений выяснилось, что у некоторых исключительно ярких звезд блеск сильнее, чем у звезд первой величины; пришлось присвоить им нулевую и даже отрицательную звездную величину. Так, блеск Сириу- са равен -1,5™. В звездных величинах можно измерять блеск не только звезд, но и планет, Луны, Солнца, вообще любых небесных светил. По- ток света от Солнца соответствует -26,8™, а от Луны в полнолуние он составляет -12,7™. На темном небе при нормальном зрении невооруженный глаз ви- дит звезды до 6™, и таких звезд на всем небе около 5000; их называют
4.1. Блеск и светимость звезд 67 Рис. 4.4. Полный диапазон бле- ска небесных объектов, дос- тупных для астрономических наблюдений с Земли. Для при- мера указан блеск некоторых характерных объектов. Про- межуток между Венерой и полной Луной занимают яр- кие болиды, между Сириусом и тусклыми звездами — яркие кометы. Предельная величи- на звезд, доступных глазу при наблюдении в телескоп (18™) предполагает наземные на- блюдения в условиях хороше- го астроклимата, но без ис- пользования системы актив- ной оптики, уменьшающей ат- мосферное размытие изобра- жений. Нижний предел бле- ска (+28™) будет смещаться вниз по мере строительства более крупных телескопов на Земле и в космосе. -30 -25 -20 -15 -10 ----26,8 Солнце -----12,7 полная Луна -5 - ------4,4 Венера (макс.) -— -1,5 Сириус (самая яркая звезда) 25 30 - самая тусклая звезда доступная невооруженному глазу — +18 самая тусклая звезда, доступная глазу, вооруженному телескопом самый тусклый объект, доступный телескопу яркими, и они входят в специальный Каталог ярких звезд. Слабых звезд намного больше, чем ярких. В каталог В 1.0 Морской обсервато- рии США входят звезды примерно до 21ш, и всего в нем около миллиар- да звезд. 4.1.3. Цвет звезд До сих пор мы обсуждали визуальные звездные величины, измеряе- мые человеческим глазом или прибором, имеющим такую же относи- тельную чувствительность к лучам разного цвета, что и глаз челове- ка. Но звездную величину можно измерить и при помощи приборов, по-иному чувствительных к лучам разной длины волны, чем глаз. То- гда результаты получатся разными для звезд одинакового визуально- го блеска, но разного цвета. (Невооруженный глаз уверенно чувствует различия цвета у ярких звезд; сравните, например, цвет белого Риге- ля и красной Бетельгейзе в созвездии Орион.) Принято по определе- нию, что для белых звезд спектрального класса АО (см. раздел 4.2), свет которых не ослаблен межзвездной пылью, звездные величины должны быть одинаковыми при измерении любыми приборами.
68 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.5. Хотя наш глаз не может различить угловой размер реальных звезд (менее 0,07") и даже размер их изображений, размытых атмосферой Земли (обычно не более 5"), яркие звезды кажутся наблюдателю большими, чем сла- бые: так проявляется рассеяние света в детекторе, свойственное не только глазу, но и фотоэмульсии и даже электронным приемникам, таким как ПЗС-матрицы. Поэтому на картах звездного неба принято яркие светила обо- значать кружками большего диаметра. Когда в астрономии стали применять фотографию, то обнаружи- ли, что на снимках ночного неба красноватые звезды кажутся намно- го слабее, чем белые и голубоватые звезды такого же визуального бле- ска. Дело в том, что первые фотоэмульсии были более чувствительны к голубым, чем к желтым и красным лучам, по сравнению с нашими глазами. Тогда родилось понятие фотографической звездной величи- ны (не вполне строгое, потому что фотоэмульсии бывают разные, с различной чувствительностью к лучам разного цвета). Фотографиче- ские величины красных звезд больше, чем визуальные (поскольку блеск этих звезд в голубых лучах меньше). Некоторые приборы более чувствительны к красным и менее чув- ствительны к голубым лучам, чем глаз; измеренные с такими прибора- ми величины красных звезд меньше по числовому значению, чем ви- зуальные. Цвет звезды можно оценить, сравнив ее звездные величи- ны, измеренные приборами, чувствительными к различным областям спектра. Для этого вычисляют показатель цвета — разность соответст- вующих звездных величин. Например, из фотографической (mpg) и ви-
4.1. Блеск и светимость звезд 69 зуальной (mv) звездной величины можно составить показатель цвета (CI - color index): CI = mpg - mv. Цвет звезд можно определить и одним прибором, чувствительным в широком диапазоне спектра, если помещать перед ним различные цветные светофильтры и сквозь них проводить измерения блеска. Час- то используют светофильтры В (blue, голубой) и V (visual, визуальный, т. е. желто-зеленый). Показатель цвета (В - V), представляющий собой разность звездных величин, измеренных с фильтрами В и V, заменил в современной астрофизике величину CI. Показатель цвета (В-V) ра- вен нулю для белых звезд, отрицателен для голубоватых и положите- лен для красных. Все звездные величины, о которых мы говорили до сих пор (фото- графические, визуальные, величины В nV), являются видимыми звезд- ными величинами. Они получены при наблюдении с Земли и поэтому в большей степени отражают различие в расстояниях до звезд, чем ис- тинную разницу в мощности их излучения. К тому же пространство между Землей и звездами не пустое — в нем встречаются поглощаю- щие свет межзвездные газово-пылевые облака. Только учтя разницу в расстояниях до звезд и в степени межзвездного поглощения их света, можно использовать видимые звездные величины для сравнения ис- тинной светимости (мощности излучения) звезд. Заметим, что в ослабление видимого блеска звезд вносит нема- лый вклад и земная атмосфера. Она в разной степени ослабляет лучи разного цвета (сильнее — голубые, слабее — красные), и ее оптиче- ские свойства сильно зависят от места наблюдения и от высоты звез- ды над горизонтом: оба фактора влияют на толщину воздушного столба вдоль луча зрения. А от места наблюдения к тому же зависит еще и чистота воздуха. Все эти факторы приходится учитывать в про- цессе измерений, приходится, как говорят астрономы, исправлять ви- димые звездные величины за поглощение света в земной атмосфере. Приводимые в таблицах звездные величины фактически относятся к наблюдателю за пределами земной атмосферы. 4.1.4. Расстояния в астрономии Расстояние от Земли до Солнца составляет около 150 млн км; его на- зывают астрономической единицей (а. е.) и употребляют для указа- ния расстояний в пределах Солнечной системы. Солнце — ближай- шая звезда. Из других звезд ближе всего к нам тройная система — яр- кая двойная звезда а Кентавра и ее слабенький спутник Проксима Кентавра, причем Проксима из этих трех самая близкая — она еще
70 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.6. Самая яркая звезда на этом фото (в центре) на самом деле является одним из карликов рекордно низкой светимости и видна так хорошо на фото лишь потому, что удалена от нас менее всех прочих звезд. Это Проксима (11Ш) в созвездии Кентавр. чуть-чуть ближе к нам, чем а Кентавра, чем и заслужила свое назва- ние: латинское proxima означает «ближайшая». Она дает нам пример того, что видимый блеск определяется не только расстоянием до звез- ды: Проксима чуть ближе к нам, чем а Кентавра, но слабее каждого из ее компонентов примерно на 10™. Расстояние от Земли до Прокси- мы 267 000 а. е. Как видим, для измерения расстояний до звезд астро- номическая единица оказывается слишком мелкой. В научно-популярной литературе расстояния до звезд часто указы- вают в световых годах. Это название обманчиво: световой год — еди- ница не времени, а длины, равная расстоянию, которое луч света про- ходит за год. Расстояние до Проксимы составляет 4,2 св. года. В про- фессиональной астрономической литературе расстояния до звезд обычно выражают в парсеках (пк) — это расстояние, с которого радиус земной орбиты, ориентированный перпендикулярно лучу зрения, ви- ден под углом 1". А поскольку угловая секунда равна У206265 радиана, то 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года. Вообще, угол, под которым от звез-
4.1. Блеск и светимость звезд 71 ды виден радиус земной орбиты, называют ее параллаксом («парсек» как раз и означает «параллакс + секунда»). В этих единицах расстоя- ние до Проксимы составляет 1,3 пк. 4.1.5. Светимость и абсолютная звездная величина Истинную светимость звезды выражают с помощью абсолютной звездной величины. Чтобы от видимых величин (ти) перейти к абсо- лютным (М), нужно рассчитать, какую звездную величину имела бы звезда, если бы ее поместили на принятом стандартном расстоянии 10 пк от нас и при этом исключили поглощение света в межзвездном пространстве: М = m+ 5-51gr-A, где М — абсолютная звездная величина, т — видимая величина, г — расстояние (в парсеках), А — ослабление блеска звезды из-за меж- звездного поглощения света, выраженное в звездных величинах. Поль- зуясь этой формулой, нужно не забывать, что все три фотометриче- ские величины (М, т и А) должны быть в одной системе: визуальной, фотографической, В, V или любой другой, но обязательно в одной и той же. Абсолютная визуальная величина Солнца равна примерно +5. Сле- довательно, если бы Солнце находилось от нас на «стандартном» рас- стоянии 10 пк, то его можно было бы заметить невооруженным гла- зом, но оно затерялось бы среди множества других звезд пятой вели- чины. А если на «стандартное» расстояние приблизить Ригель (р Орио- на), он стал бы звездой -7,5Ш; таких ярких звезд на нашем ночном не- бе вовсе нет. Итак, абсолютная величина звезды непосредственно связана с мощностью ее излучения, которую астрономы называют светимо- стью. Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца. Значение светимости зависит от того, в каком диапазоне спектра она измеряется, поэтому говорят об оптиче- ской, инфракрасной, ультрафиолетовой и других светимостях звезды. Если измерена полная мощность излучения звезды во всех диапазо- нах электромагнитного спектра, то такую светимость называют боло- метрической. У Солнца она составляет около 4 • 1026 Вт. У большинства звезд абсолютные величины лежат в диапазоне от -10 до +20. Различие на 30 абсолютных звездных величин означает различие в светимости в триллион (1012) раз. Как видим, звезды разли- чаются по светимости чрезвычайно сильно.
72 Глава 4. Характеристики звезд 4.2. Спектры звезд 4.2.1. Анджело Секки — отец астрофизики Звезды — это раскаленные газовые шары с температурой поверхно- сти примерно от 2000 до 100 000 К. Температурой поверхности опреде- ляется цвет звезды. Голубые звезды значительно горячее красных. Различия между холодными и горячими звездами ярче всего про- являются в их спектрах. В 1860-е гг. итальянский астроном аббат Анд- жело Секки (1818-1878) первым присоединил к своему телескопу спек- троскоп и начал визуальные наблюдения спектров звезд. Это очень трудная работа: свет звезды слаб, а растянутый в спектр, он вообще еле заметен. К тому же нелегко изучить спектры большого числа звезд, если приходится наводить телескоп и щель спектроскопа после- довательно на одну звезду за другой. Первым из астрономов Секки применил новый метод: он установил большую призму прямо перед объективом телескопа, чтобы изображения всех звезд в поле зрения телескопа сразу превращались в спектры. Благодаря этому он смог в 1860 и 1870-х гг. визуально изучить спектры более 4000 звезд. Мето- дом Секки пользуются поныне, называя такой прибор «объективной призмой», хотя правильнее было бы называть ее «предобъективной». Секки впервые заметил, что спектры звезд различаются по сво- ему виду и что в этих различиях есть определенная закономерность, позволяющая разделить все звезды на несколько групп. В 1868 г. Сек- ки разделил все звездные спектры на четыре типа. В спектрах I типа хорошо видны только линии поглощения водорода. Спектры II типа испещрены линиями поглощения более тяжелых элементов. Совре- менные астрофизики не вполне корректно называют все элементы тя- желее гелия «металлами»; так вот, в спектрах звезд II типа по Секки доминируют линии «металлов». А к III и IV типам Секки отнес те звез- ды, в спектрах которых наблюдаются уже не линии, а полосы погло- щения. Позднее было установлено, что в спектрах одного из введен- ных Секки «полосатых» типов доминируют полосы молекулы окиси титана, а у звезд другого типа в спектрах преобладают полосы углеро- да и его соединений. Полосы наблюдаются только в спектрах крас- ных звезд, в «прохладных» атмосферах которых могут существовать молекулы. В 1878 г. Секки ввел еще одну, пятую группу, выделив в нее некоторые пекулярные спектры, не укладывавшиеся в обычную клас- сификацию (звезды с эмиссионными линиями и новые звезды). Работа Секки заметно опередила свое время, а его фигура настоль- ко интересна, что достойна отдельного рассказа.
4.2. Спектры звезд Рис. 4.7. Анджело Секки Замечательный астрофи- зик, автор первой классифи- кации звездных спектров, священник Пьетро Анджело Секки (Pietro Angelo Secchi) родился в Моденском герцог- стве (территория современ- ной Италии) 29 июня 1818 г. В пятнадцатилетием возрас- те он стал монахом ордена иезуитов. В молодости Сек- ки больше всего интересо- вался физикой и математи- кой, преподавал их в Рим- ском колледже. Во время ре- волюции 1848 г. иезуиты по- чувствовали к себе нена- висть народа и по рекоменда- ции папы Пия IX покинули Рим. Секки некоторое время работал в Англии, затем в США. Высокая репутация ученого обеспечила ему в 1849 г. разреше- ние вернуться в Рим. В 1850 г. его назначили директором обсервато- рии Римского коллежа. Современная Ватиканская обсерватория ве- дет от нее свою историю. Так физик и математик Секки стал астроно- мом, по сути, по решению церковного руководства. Вверенная Секки обсерватория не имела большого телескопа. Но помогла удача: помощник Секки получил крупное наследство и потра- тил его на приобретение для обсерватории телескопа с объективом диаметром 24 см и фокусным расстоянием 433 см; по тем временам — совершенно превосходный прибор. Секки решил установить телескоп в недостроенном здании церкви Св. Игнатия, где под предполагавший- ся купол высотой 80 м и диаметром 17 м были возведены четыре мощ- ные колонны — прекрасный фундамент для астрономического инстру- мента. Достижения Анджело Секки в астрофизике весьма велики. Собст- венно, в момент его назначения на пост директора обсерватории та- кой области науки еще не существовало. Поэтому нередко Секки на- зывают «отцом астрофизики». Если считать, что астрофизика нача- лась с обращенного в небо спектроскопа, то Секки, безусловно, заслу-
74 Глава 4. Характеристики звезд жил это имя. Но он еще успевал читать лекции по астрономии и физи- ке в Грегорианском университете, проводил систематические исследо- вания в области земного магнетизма и метеорологии, а также зани- мался различными вопросами классической астрономии. К тому же он был усердным охотником за кометами и открыл три новые коме- ты. В ранний период занятий астрономией Секки наблюдал планеты, туманности, двойные звезды. В 1859 г., делая зарисовки Марса, он за- метил две темные линии в области Большого Сирта и дал им назва- ние «canali» (проливы), принятое потом Джованни Скиапарелли (1835-1910) и ставшее чрезвычайно популярным благодаря Персива- лю Ловеллу (1855-1916). С помощью спектроскопа Секки не только изучал звезды, но и ус- тановил различие между двумя типами туманностей: одни из них ока- зались звездными системами, а другие — газовыми облаками. Всерьез заинтересовавшись черными пустотами в Млечном Пути, которые Вильям Гершель (1738-1822) считал «провалами в небесах», Секки на- стаивал на том, что это гигантские облака темных газов, проецирую- щиеся на светлый фон далеких звезд. Однако еще полстолетия астро- номы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили гипотезу Секки «маловероятной»; впоследствии именно эта гипотеза полно- стью подтвердилась. Но особенно интересовали Секки наблюдения Солнца. Год за го- дом он каждый ясный день наблюдал, подсчитывал, зарисовывал сол- нечные пятна. В 1860 г. он впервые сфотографировал солнечную коро- ну. Именно Секки доказал, что протуберанцы, которые можно видеть на краю диска во время полного солнечного затмения, действительно находятся на Солнце, а не на краю Луны, и он же установил их связь с солнечными пятнами. Свои взгляды на природу Солнца он изложил в двухтомном труде «Солнце» (1870), который получил широкую извест- ность. 20 сентября 1870 г. Рим был занят войсками Гарибальди и короля Виктора Эммануила II. Светская власть папы была ликвидирована. Римский колледж объявили государственной собственностью. Одна- ко Секки воспротивился передаче государству обсерватории, и вла- сти не решились пойти против авторитетнейшего ученого. До его смерти обсерватория Римского колледжа называлась Папской обсер- ваторией, а он оставался ее директором. В 1877 г. Секки был избран иностранным членом-корреспонден- том Санкт-Петербургской академии наук. Он умер в возрасте 60 лет 26 февраля 1878 г.
4.2. Спектры звезд 75 Рис. 4.8. Уильям Хёггинс, 1910 г. В фойе новой Ватиканской обсерватории, которая находит- ся в городке Кастель-Гандольфо, на территории летней резиден- ции папы римского, висит боль- шая картина художника Фанти- ни. В ее центре — крупный порт- рет астронома в одежде католи- ческого священника, а по бо- кам — виды звездного неба и не- большие портреты нескольких римских пап, сыгравших опреде- ленную роль в астрономии (на- пример, реформатора календаря Григория XIII) или способствовав- ших процветанию обсерватории. Астроном-священник — это Анд- жело Секки. Разумеется, Секки не был единственным «отцом астрофизи- ки»: у серьезной науки всегда несколько «отцов». Спектры звезд изуча- ли в те годы Йозеф Фраунгофер, Норман Локьер, Уильям Хёггинс. Осо- бенно велика роль последнего. Хёггинс на собственные средства по- строил обсерваторию и оборудовал ее прекрасной для той эпохи тех- никой. Он одним из первых оценил значение открытого Г. Р. Кирхго- фом и Р. В. Бунзеном в 1859 г. метода спектрального анализа для изуче- ния небесных тел. Хёггинс сам сконструировал спектроскоп и начал наблюдения звездных спектров параллельно с обширными лаборатор- ными исследованиями. В 1863 г. он показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испуска- ется горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов. В 1866 г. он впервые выполнил спектро- скопические наблюдения вспышки новой звезды и обнаружил нали- чие вокруг нее газовой оболочки, светящейся в линиях водорода. Одним из первых Хёггинс использовал принцип Доплера—Физо для определения лучевых скоростей звезд по сдвигу линий поглоще- ния в их спектрах: в 1868 г. он измерил лучевую скорость Сириуса. Хёггинс стал одним из пионеров еще одного замечательного изобрете- ния XIX в. — фотографии. Он усовершенствовал методику астрофото- графии и начиная с 1875 г. выполнял многочисленные фотографиче-
76 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.9. Спектр Солнца (позитив). Вдоль верхнего края полосы спектра указаны длины волн (А), буквенные обозначения сильных линий поглощения по Фраун- гоферу (К, Н, G, F, Ь...) и положение водородных линий серии Бальмера (Н5, Ну...); вдоль нижнего края — принадлежность линий поглощения химическим элементам Солнца или молекулам и атомам земной атмосферы. ские спектральные наблюдения звезд, планет и Луны. Все наблюдения он проводил вместе со своей женой и помощницей Маргарет. Совмест- но они подготовили и издали в 1899 г. «Атлас типичных звездных спек- тров», в котором приведены спектры звезд разных типов и дана их интерпре- тация. В частности, показано, что вид спектра зависит от температуры фото- сферы звезды. Рис. 4.10. Если перед объективом телескопа по- местить стеклянную призму, то на фотопластин- ке вместо точечных изображений звезд получа- ются черточки — изображения спектров звезд. Изучая эти черточки под микроскопом, астроно- мы стараются различить линии или полосы в спектрах звезд.
4.2. Спектры звезд 77 И все же, несмотря на появление близких по духу работ, в облас- ти звездной спектроскопии классификация Секки оставалась обще- признанной вплоть до введения в начале XX в. более детальной Гар- вардской классификации, построенной на основе фотографических спектрограмм. В самом конце XIX в. директором Гарвардской обсерва- тории (Кембридж, США) стал пришедший в астрономию из физики Эдуард Пикеринг (1846-1919). Он ясно видел, как много могут дать спектральные наблюдения звезд для понимания физических условий на их поверхности, и предложил программу изучения спектров мно- гих тысяч звезд всего неба. Эту программу удалось выполнить, фото- графируя небо через объективную призму в Кембридже и на других обсерваториях, в том числе в Южном полушарии. 4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд ...Классификация - это лишь один из методов (и, веро- ятно, самый простой) отыскания порядка в мире. Под- мечая сходные черты у многочисленных различных ин- дивидуумов, мы сводим их к одному классу или типу и тем самым вводим некоторую систему и порядок в за- путанные явления природы. Wolf A. Classification. Encyclopedia Britannica. 1954 г. Эдуард Пикеринг считал, что первым шагом в науке должен быть сбор наблюдательных данных, и поэтому в 1886 г. добился основания специального фонда, который финансировала вдова Генри Дрэпера (1837-1882) — богатого медика и очень известного любителя астроно- мии, получившего первую фотографию спектра звезды. По замыслу Пикеринга, фонд памяти Генри Дрэпера должен был поддержать дол- госрочный проект по получению спектров возможно большего числа звезд, а затем по классификации этих звезд в соответствии с их спек- трами. Это было довольно сложное предприятие, поскольку фотогра- фические наблюдения в ту пору были весьма трудоемкими, а принци- пы спектральной классификации звезд еще не были проработаны ни теоретически, ни практически. Для проведения столь сложных работ была создана группа специа- листов, но вскоре Пикеринг разочаровался в работе своих коллег-муж- чин. «Даже моя горничная сделала бы эту работу лучше, чем они», — как-то заявил он. А его горничной в то время была Вильямина Фле- минг (1857-1911). Эта замечательная женщина выросла в Шотландии, училась в бесплатной городской школе, а с 14 лет и до замужества пре-
78 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.11. Эдуард Пикеринг и Вильямина Флеминг (стоит в центре), руководи- тель женской расчетной группы в Гарвардской обсерватории. 1891 г. подавала там же. В 1877 г. она вышла замуж за Джеймса Флеминга, а через год эмигрировала вместе с мужем в Бостон. Спустя еще год, ко- гда Вильямина была беременна, муж ее бросил. Оставшись одна с ре- бенком на руках, Вильямина была вынуждена наняться горничной; так она и попала в семью профессора Эдуарда Пикеринга. В 1881 г. Пикеринг нанял В. Флеминг для работы в обсерватории. Сначала она выполняла секретарскую работу и проводила простые математические вычисления, но вскоре доказала, что способна зани- маться наукой. Она разработала систему классификации звезд по ви- ду их спектра и за 9 лет упорного труда составила каталог спектров более чем 10 000 звезд. Эта работа была опубликована в 1890 г. в виде книги, названной «Каталог звездных спектров Генри Дрэпера». Дело в том, что спектры звезд были получены с помощью 11-дюймового реф- рактора, который принадлежал Генри Дрэперу и был подарен его вдо- вой Гарвардской обсерватории. Постепенно обязанности Вильямины Флеминг расширились, и она была назначена руководителем группы из дюжины молодых женщин, нанятых для проведения вычислений (сейчас это делают
4.2. Спектры звезд 79 Рис. 4.12. Эдуард Пикеринг и его «гарем» в Гарвардской обсерватории, 1912 г. Этот коллектив создал спектральную классификацию, заложив фундамент > физики звезд. компьютеры) и работы с гарвардскими фотопластинками. Кроме то- го. Флеминг редактировала все обсерваторские публикации. Ее рабо- та была столь безупречна, что в 1898 г. ее назначили хранителем ар- хива фотопластинок. Для астрономов собрание фотографий звездно- го неба бесценно. Впервые на столь высокую должность назначили женщину. В 1906 г. Вильямина Флеминг стала первой американкой, избран- ной в Лондонское Королевское астрономическое общество. В 1907 г. она опубликовала исследование открытых ею на фотопластинках 222 переменных звезд, а в 1910 г. — работу, в которой говорилось об от- крытии «белых карликов», маленьких, но очень горячих и плотных звезд, имеющих белый цвет. Теперь мы знаем, что белые карлики — это звезды на самой поздней стадии своей эволюции. Последняя, очень важная работа Флеминг «Звезды с пекулярными спектрами» бы- ла опубликована в 1912 г. Достижения этой незаурядной женщины, бывшей горничной, приобретают особый смысл, если вспомнить, что ее образование ограничилось бесплатной городской школой.
80 Глава 4. Характеристики звезд В целом работа по классификации звездных спектров сродни од- нообразному фабричному труду, поэтому может показаться, что за это дело брались лишь необеспеченные женщины, но это не так. В группу Пикеринга входили сотрудницы разного социального поло- жения. Работу Вильямины Флеминг по усовершенствованию системы спектральной классификации звезд продолжила Антония Мори (1866-1952). Она родилась в г. Нью-Йорке в семье министра и натура- листа. Племянница Генри Дрэпера и внучка Джона Вильяма Дрэпера (физика, одного из пионеров фотографии в астрономии), она была из- вестна не только как астроном, но и как орнитолог и натуралист. В 1887 г. Антония окончила женский Вассар-колледж и с 1888 г. нача- ла работать в Гарвардской обсерватории. Мори усовершенствовала систему спектральной классификации. Она обращала внимание не только на наличие или отсутствие опор- ных линий, выбранных для классификации, но также учитывала их ширину и резкость. Именно она впервые ввела в систему классифика- ции звезд второй параметр — индексы а, b и с для звезд с диффузны- ми, нормальными и резкими линиями. Это усложняло систему, дела- ло ее громоздкой. Не получив одобрения Пикеринга, эта система дол- гое время оставалась невостребованной. Однако в 1897 г. Мори соста- вила каталог 681 яркой звезды северного неба с такой классификаци- ей, и не зря! В 1905 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг на основе системы Мори построил зависимость, которую мы теперь называем диаграммой Герцшпрунга—Рассела (см. раздел 4.4) и которая служит краеугольным камнем всей современной звездной астрофизики. Нужно заметить, что кропотливая работа по классификации звездных спектров, полученных с объективной призмой, вплоть до на- ших дней в основном оставалась в женских руках: хорошая зритель- ная память, аккуратность и усидчивость, необходимые для этой рабо- ты, оказались более свойственны дамам. Лишь в самое последнее вре- мя предпринимаются попытки переложить эту работу на компьюте- ры, причем и этим занимаются в основном дамы. Но вернемся в Гарвард начала XX в. Результатом программы Гар- вардской обсерватории стал знаменитый каталог HD (каталог имени Генри Дрэпера), содержащий классификацию спектров сотен тысяч звезд. Огромный личный вклад в эту работу внесла великая тружени- ца науки Энни Кэннон (1863-1941), которая вручную выполнила клас- сификацию спектров почти 400 000 звезд. При работе над каталогом была создана система классификации звездных спектров, с небольши- ми изменениями общепринятая до сих пор, а каталог HD сохранил до
4.2. Спектры звезд 81 наших дней свое значение как важный источник сведений о спектрах звезд. Гарвардские астрономы решили обозначать спектральные классы звезд буквами латинского алфавита — от А до Q. В целом они сохрани- ли принципы классификации Секки — от простых спектров к слож- ным, — но разработали ее более детально. Типу I по Секки соответство- вали гарвардские классы А, В, С и D, типу II — классы от Е до L, типу III — класс М, а типу IV — класс N. Кроме этого, гарвардские астрономы отнесли все спектры с эмиссионными линиями к классу О, а спектры планетарных туманностей — к классу Р. Последний класс Q служил «долгим ящиком»: его приписывали совсем непонятным спектрам. В ходе многолетней работы некоторые классы были исключены, а между оставшимися обнаружился плавный переход, имеющий, как оказалось, физический смысл (изменение температуры поверхности звезд), но не согласующийся с алфавитным порядком. В окончатель- ном варианте Гарвардской классификации спектральные классы, соот- ветствующие трем первым типам по Секки, идут в следующем поряд- ке: O-B-A-F-G-K-M. Поскольку порядок спектральных классов отличается от алфавит- ного, для его запоминания предложено множество мнемонических фраз. Вероятно, самой удачной являются английская: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня!»). Не столь удачный русский вариант приписывают московскому астроному С. Н. Блажко (1870-1956): «Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь». Плавный переход между спектральными классами позволил вве- сти между основными «буквенными» классами «цифровые» подклас- сы. Так, например, спектр класса F, наиболее похожий на спектры клас- са А, определяют как F0, а наиболее похожий на спектры класса G — как F9. Возможны и все промежуточные варианты: Fl, F2, F3,... F8. Ко- гда астрономы вводили разбиение спектральных классов на более мел- кие ступени, предполагалось, что десятью цифровыми подклассами можно будет однородно покрыть весь интервал между буквенными классами. Но практика показала, что иногда десяти подклассов слиш- ком много и некоторые остаются неиспользованными, а иногда их не хватает. Поэтому в каталогах сегодня можно встретить звезды «дроб- ного» спектрального класса, например М4.5. Сначала некоторые исследователи полагали, что спектральные раз- личия между звездами вызваны различным содержанием химических элементов в их атмосферах. Скажем, в спектрах звезд класса А сильны
82 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.13. Энергетические уровни атома водорода и излучательные переходы, ответственные за наиболее важные серии спектральных линий. Указаны энер- гии переходов с возбужденных уровней на основной (и = 1). Энергия связи электрона на основном уровне составляет 13,6 эВ. Серия Лаймана лежит в ультрафиолетовом диапазоне спектра, серия Бальмера - в оптическом, ос- тальные — в инфракрасном. только линии поглощения водорода — значит, это чисто водородные звезды, а поскольку в спектрах звезд класса G (к ним относится и на- ше Солнце) очень много линий металлов, то считали, что такие звезды намного богаче металлами. Но к середине 1920-х гг. было установлено, что содержание химических элементов в атмосферах большинства нормальных звезд всех спектральных классов различается не слиш- ком сильно; самым распространенным элементом в атмосферах почти всех звезд является водород. Что касается гарвардской последователь- ности спектральных классов (О—В—A—F—G—К—М), то выяснилось, что вдоль нее систематически меняется температура поверхности звезды. Она убывает от класса О к классу М. Среди звезд спектрального класса О самые горячие имеют температуру поверхности 50 000 К. У Солнца, звезды класса G2, температура поверхности составляет 5800 К. Самые холодные звезды класса М имеют температуру около 2 000 К. В их спек- трах видны полосы поглощения окиси титана.
4.2 Спектры звезд 83 К Н-Н8 Х4026 Н5 л,4472 Х4649 во 1 |; Li 1 исии еОп В5 ы 1 1 1 q Таи АО . 1 1 1 izez 21 аСМа р Tri А5 F0 8 Gem GO 111 aCMi II Г г Г I aAur Л4668 Х4227 G Ну 4384 К Н F5 G5 КО К5 МО М3 М8 М8е к Gem a Boo aTau aOri pPer WCyg oCet Рис. 4.14. Типичные звездные спектры (позитивы). Справа указано обозна- чение звезды, слева — ее спектральный класс с цифровым подклассом. Две сильные линии в голубой области спектра (К и Н) принадлежат однократ- но ионизованному кальцию; с линией Н сливается бальмеровская линия водорода Не. Любопытно, что более старая классификация звездных спектров, предложенная Секки, верно отражала температурную последователь- ность звезд, а следующая за ней Гарвардская классификация в своем исходном виде не отражала ход этого важного физического парамет- ра. Возможно, дело в том, что Секки проводил визуальные наблюде- ния, видел цвет звезд и поэтому интуитивно или сознательно расста- вил их в порядке остывания нагретого тела — от белого через желтый к красному. Вот как выглядит его классификация.
84 Глава 4. Характеристики звезд R-N O-B-A-F-G-K-M XS Рис. 4.15. Основная схема Гар- вардской классификации зве- здных спектров. Многие годы она выглядела именно так. I класс: белые и голубые звезды с мощными линиями водорода (современный класс А). II класс: желтые звезды, линии водорода заметны и появляются линии металлов (современные классы G и К). III класс: оранжевые и красные звезды со сложными полосами в спектре (современный класс М). IV класс: красные звезды с линиями и полосами углерода в спек- тре (современные углеродные звезды). V класс: звезды с эмиссионными линиями в спектре (Be, Bf и др.). С другой стороны, астрономы, работав- шие над Гарвардской классификацией, имели перед глазами черно-белые фото- пластинки и ориентировались на «отпе- чатки пальцев» звезд в виде полосок в их спектре. Поэтому они систематизировали спектры по интенсивности линий химиче- ских элементов (в основном водорода), ко- торая изменяется с ходом температуры отнюдь не монотонно (рис. 4.16). Например, линии поглощения бальмеровской серии водоро- да образуются при переходах электрона с первого возбужденного (и = 2) на более высокие уровни (см. рис. 4.13). При низких температу- рах таких атомов нет, поскольку все электроны на основном уровне. С ростом температуры появляется все больше возбужденных атомов с электронами на первом уровне — линии бальмеровской серии усили- ваются, достигая максимума при температуре около 9400 К. Но даль- нейший рост температуры ведет к более сильному возбуждению и ио- низации атомов. В результате снижается число атомов с электроном на первом уровне, и поглощение в линиях Бальмера ослабевает. Таким образом, максимальной силы каждая серия спектральных линий дос- тигает в определенном, довольно узком, диапазоне температуры. Вернемся к Гарвардской классификации. Спектральные классы О, В и А иногда называют «ранними», а классы К и М — «поздними». Это от- голосок старой теории: когда-то думали, что с возрастом звезды осты- вают. С переходом к более «поздним» классам, т. е. к более низким тем- пературам меняется и цвет звезд. Звезды класса О глаз видит голубова- тыми, класса А — белыми, F — желтоватыми, G — желтыми, К — красно- ватыми, М — красными. Соответственно меняется и показатель цвета, поэтому его значение грубо указывает спектральный класс звезды. Один из классов, введенных Секки, — тот, в который попадают звез- ды с полосами углерода в спектрах, — в классической гарвардской схе-
4.2. Спектры звезд 85 ~ Спектральный ВО АО FO GO КО МО класс Показатель Рис. 4.16. Относительная интенсивность линий поглощения различных эле- ментов в спектрах звезд главной последовательности. В спектроскопии при- нято следующее обозначение элементов: нейтральный водород (Н I) и гелий (Не I), однократно ионизованный гелий (Не II) и кальций (Са II), двукратно ио- низованный кремний (Si III), и т. п. ме отсутствует. Но Секки оказался прав и в этом случае: гарвардскую классификацию пришлось дополнить. Звезды с углеродными полоса- ми в спектре отнесли к двум новым классам — R и N; сейчас их приня- то объединять в один класс С. Еще один известный сейчас класс звезд с молекулярными полосами не заметил и Секки. В спектрах таких звезд, относимых ныне к классу S, видны полосы окиси циркония. При этом звезды классов М, С и S имеют одинаково низкие температуры. Таким образом, у холодных звезд вид спектра может быть связан не только со значением температуры, но и с чем-то еще. Чтобы объяснить расщепление спектральной классификации у хо- лодных звезд, пришлось вернуться к старой идее о том, что это расще- пление отражает реальные различия в химическом составе звездных атмосфер, прежде всего в относительном содержании кислорода и уг- лерода. Звезды, в атмосферах которых много кислорода, показывают в спектре полосы окиси титана и составляют спектральный класс М. Если же в атмосфере преобладает углерод, спектр звезды попадает в класс С. Промежуточный случай — звезды класса S. Цвет у звезд клас- сов С и S очень красный. У них большие положительные показатели Цвета. Если у звезд класса М показатель цвета (В - V) обычно не пре- вышает 2т, то среди углеродных звезд не редкость объекты с огромны- ми значениями (В - V), скажем, в 5т. После описанных дополнений Гарвардская спектральная класси- фикация приняла следующий вид (рис. 4.18) Пришлось дополнить и Шуточную фразу: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart» — «•..прямо сейчас, дорогая!».
86 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.17. Спектры двух звезд класса А: сверхгиганта (HR 1040) и карлика (0 Vir), на которых ясно видна разница в толщине линий водорода. Фон рисун- ка демонстрирует относительный размер этих звезд. Позже Гарвардская классификация спектров подверглась еще од- ному важному усовершенствованию. Среди звезд одинаковой темпе- ратуры выявились экземпляры, очень сильно различающиеся по све- тимости. Причина может быть только одна — у них разный размер. Пришлось разделить звезды на карлики, субгиганты, гиганты и сверх- гиганты. К счастью, выяснилось, что по спектру можно определить, яв- ляется ли звезда гигантом или карликом: физические условия в атмо- сферах звезд одинаковой температуры, но разной светимости немно- го различаются, что проявляется в интенсивности и ширине некото- рых спектральных линий. С физической точки зрения понять это легко: при сравнимых мас- сах гиганты значительно больше карликов, следовательно, сила тяже- сти у их поверхности гораздо ниже. Поэтому у гигантов очень протя- женная атмосфера, и наш взгляд может проникнуть лишь в самые верхние, разреженные ее слои. А в разреженном газе атомы сталкива- 1Л/М C(=R-N) WN / Р, Q, W(WR) — О — В — A — F — G — К — М — L — Т WC XS Рис. 4.18. Современная расширенная схема Гар- вардской классификации звездных спектров. ются редко и не ме- шают друг другу из- лучать и поглощать кванты на строго оп- ределенных частотах спектральных линий.
4.2. Спектры звезд 87 06.5 ВО В6 А1 А5 F0 F5 GO G5 КО К5 МО М5 F4p М4.5е В1е HD12993 HD158659 HD 30584 HD116608 HD9547 HD10032 BD610367 HD 28099 HD 70178 HD 23524 SAO 76803 HD 260655 Yale 1755 HD 94028 SAO 81292 HD 13256 Рис. 4.19. Типичные спектры звезд главной последовательности. Слева — спек- тральный класс, справа - обозначение звезды по одному из популярных ката- логов. Три нижние полосы демонстрируют особые спектры, на что указывает дополнительная буква в обозначении: е — эмиссионные линии в спектре, р — пекулярный спектр (в данном случае - слабые линии металлов, указываю- щие на малое их содержание в атмосфере звезды). Поэтому в спектрах гигантов линии узкие, а у карликов с их плотной атмосферой и частыми столкновениями атомов линии в спектре бо- лее широкие. Кроме этого, при одинаковой температуре газа относи- тельное число нейтральных, возбужденных и ионизованных атомов за- висит от плотности: чем выше плотность, тем чаще происходят встре- чи ионов и электронов, приводящие к рекомбинации. Именно поэтому вид спектра при одинаковой температуре зависит от плотности газа. Итак, классификация звездных спектров стала двумерной: поми- мо спектральных классов, в основном указывающих температуру по- верхности звезды, были введены и классы светимости, указывающие размер звезды. Чаще всего используют следующие классы светимо- сти, обозначаемые римскими цифрами, иногда с добавлением буквы: О — гипергиганты (звезды самой высокой светимости); 1а — яркие сверхгиганты; lb — более слабые сверхгиганты; II — яркие гиганты; III — нормальные гиганты; IV — субгиганты; V — карлики (звезды главной последовательности). При обозначении спектра класс светимости записывают после спектрального класса. Так, спектр Солнца относится к классу G2 V (кар-
88 Глава 4. Характеристики звезд лик спектрального класса G2). А вот так классифицируют некоторые яркие звезды: Сириус (а Большого Пса) - Al V, Канопус (а Киля) - F0II, Арктур (а Волопаса) - К2 III, Вега (а Лиры) - АО V, Ригель (Р Орио- на) — В8 1а, Процион (а Малого Пса) — F5 IV-V, Бетельгейзе (а Орио- на) — М2 lab. Как видим, иногда приходится использовать промежуточ- ные значения класса светимости (lab — это между 1а и 1b). Эволюция спектральной классификации звезд, наверное, никогда не прекратится: новые исследования постоянно требуют ее расшире- ния. И оно происходит, причем — в обе стороны: как в область самых горячих, так и в область наиболее холодных звезд и звездоподобных объектов. Слева от звезд класса О появились еще более горячие звез- ды типа Вольфа—Райе с температурой до 100 000 К и мощными эмис- сионными линиями в спектрах, указывающими на истечение газа из атмосферы. Этот класс обозначают буквой W (иногда WR). При более детальном описании добавляют еще одну букву, указывающую хими- ческий элемент: в спектрах типа WN видны полосы ионов азота, но нет углеродных полос; в спектрах типа WC нет полос азота, но есть многократно ионизованные углерод и кислород. Иногда слева от класса W можно встретить еще два класса спек- тров — Р и Q. Класс Р — это эмиссионные спектры планетарных туман- ностей, которые в определенном смысле можно считать крайне разре- женными, «улетающими» оболочками старых звезд. Возбуждающие их свечение ядра планетарных туманностей (то есть остатки звезд) имеют температуру поверхности до 200 000 К, поэтому их и помести- ли слева от самых горячих нормальных звезд. Буква Q употребляется для обозначения спектров, наблюдаемых при вспышках новых звезд. На правом конце Гарвардской схемы тоже прибавление. Совсем не- давно были введены новые спектральные классы L и Т, как бы продол- жающие главную последовательность (V класс светимости) в сторону самых холодных звезд. Звезды классов L и Т — так называемые корич- невые карлики, их температуры ниже 2000 К. Их спектры, подобно спектрам классов М, С и S, также богаты молекулярными полосами. Подробнее об этих и других особенных звездах мы расскажем далее. 4.23. Развитие спектральной классификации Даже описанный выше современный вариант Гарвардской спектраль- ной классификации звезд не является полным. Рассмотрим, напри- мер, звезды спектральных классов от В до F. Еще на ранних этапах ра- бот по классификации спектров было замечено, что существенная до- ля звезд этих классов показывает необычные спектры со множеством
4.2. Спектры звезд 89 сильных линий обычно не самых распространенных в звездных атмо- сферах химических элементов — кремния, хрома, стронция, редкозе- мельных металлов. У других звезд этих же спектральных классов уси- лены линии марганца и ртути. Поначалу считали, что спектральная по- следовательность звезд класса А раздвоена: есть «нормальные» звезды класса А, и есть необычные, пекулярные, для спектров которых приду- мали обозначение Ар (р — от англ, peculiar). К нашему времени осозна- но, что спектральная пекулярность не ограничивается классом А: она затрагивает и соседние классы, а кроме того, эта пекулярность имеет различные разновидности. Установлено, что речь идет о реально суще- ствующих отличиях в содержании химических элементов в атмосфе- рах не самых холодных звезд. Поэтому такие звезды называют химиче- ски пекулярными. Их особенности связаны с необычно сильным маг- нитным полем, под действием которого в поверхностных слоях звезды создаются условия, допускающие вынос на поверхность вещества с не- обычным химическим составом. Эти элементы, не характерные для ат- мосфер других звезд, образуют на поверхности химически пекуляр- ных звезд пятна, форма и положение которых довольно стабильны. Чтобы приписать звезде гарвардский спектральный класс, ее спектр сравнивают со спектрами «стандартных» звезд, служащих про- тотипами классов. Но, оказывается, классификацию не всегда можно провести однозначно. У некоторых звезд, которые есть основания счи- тать довольно старыми, в атмосферах понижено (иногда очень силь- но) содержание элементов тяжелее кислорода. Попытка классифици- ровать спектр такой звезды дает разные результаты в зависимости от того, проводится ли сравнение спектров по линиям водорода или по линиям металлов. Иногда «водородный» спектральный класс оказыва- ется у старых звезд на целых 10, а то и больше подклассов более позд- ним, чем «металлический», скажем, F5 по водороду и А5 по металлам. Иногда в спектрах звезд, помимо линий поглощения, наблюдают- ся яркие (эмиссионные) линии. Такие спектры часто бывают у неста- ционарных звезд, демонстрирующих бурные процессы. Наличие эмис- сии в спектре обычно отмечают символом «е» (emission), скажем, В5 Ше. Особенно яркие и широкие эмиссионные линии видны в спек- трах звезд Вольфа—Райе, горячих звезд с протяженными оболочками. Как уже говорилось, их относят к особым спектральным классам WN и WC в зависимости от того, эмиссии какого элемента — азота (N) или углерода (С) — у них наблюдаются. Специальный спектральный класс D введен для белых карликов. В нем предусмотрены подклассы для звезд, отличающихся химиче-
90 Глава 4. Характеристики звезд ским составом атмосферы. Наиболее распространены белые карлики подкласса DA, в спектре которых видны линии водорода, а также под- класса DB, в спектре которых есть линии гелия, а линии водорода от- сутствуют; вопреки свойствам нормальных звезд, атмосферы этих бе- лых карликов действительно бедны водородом. Изучение спектров позволяет многое узнать о поверхностных сло- ях звезд: содержание химических элементов, температуру, давление, напряженность магнитного поля, скорость вращения звезды и скоро- сти газовых потоков («ветра») в ее атмосфере. К сожалению, более глу- бокие слои непосредственно наблюдать нельзя, и об их составе и свойствах приходится судить по косвенным данным. У нормальных звезд почти 70% массы атмосферы обычно состав- ляет водород, около 27% — гелий, а на долю всех элементов тяжелее гелия остается не более 3%. Как уже отмечалось, у старых звезд содер- жание элементов тяжелее гелия может быть существенно ниже, ска- жем, в 10-100 раз. Полагают, что у большинства нормальных звезд со- став атмосферы довольно точно соответствует составу вещества, из которого звезда сформировалась. В недрах звезд идут термоядерные реакции, которые существенно изменяют содержание водорода и дру- гих элементов, но продукты термоядерного синтеза на поверхность звезды обычно не попадают, хотя бывают исключения. Основное тер- моядерное «горючее», водород, постепенно превращается в гелий, а за- тем идут реакции, в которых гелий превращается в углерод. Внутри «пожилых» звезд должен быть слой, в котором почти весь водород превратился в гелий, а еще глубже — слой, где гелий превратился в уг- лерод. Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции сбрасы- вают богатую водородом оболочку, обнажая внутренние слои, уже ли- шившиеся водорода, которые после этого формируют атмосферу звез- ды. Вероятно, поэтому в спектрах некоторых звезд (к их числу принад- лежат и белые карлики класса DB) практически нет линий водорода. Самый распространенный элемент во Вселенной занимает весьма скромное место в атмосферах звезд, потерявших оболочки. Итак, сложившаяся в первой половине XX в. гарвардская последо- вательность спектральных классов О—В—A—F—G—К—М отразила ход температуры звездных фотосфер. Но введенные позже классы и под- классы в основном отражали вариации химического состава поверх- ности звезд. Так, классы R, N и S связаны с вариациями химического состава холодных звезд-гигантов, подклассы WN, WC, DA, DB и т. п. — с обнажением ядер предельно старых звезд. В подклассе Ар нашла от-
4.2. Спектры звезд 91 Таблица 4.1 Характеристики спектральных классов по Гарвардской классификации Класс ' Характеристика спектра, цвет звезды Эффектив- ная темпе- ратура, К Типичные звезды W Излучения в линиях Не II, Не I, N I, NIII-V, ОIII-VI, СII-IV. 60 000- 100 000 Звезды типа Вольфа—Райе, у2 Парусов, г| Киля О Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизован- ных Si, С, N, А. Цвет голубоватый. 35 000- 80 000 £ Кормы, X Ори- она, § Персея, i Ориона В Линии поглощения гелия, водорода (усилива- ются к классу А). Слабые линии Н и К Са И. Цвет голубовато-белый. 12 000 — 30 000 е Ориона, а Де- вы, у Персея А Линии водорода (бальмеровская серия) весьма интенсивны, линии Н и К Са II усиливаются к классу F, появляются слабые линии металлов. Цвет белый. 8 000 — 11000 а Большого Пса, а Лиры, у Близнецов F Линии Н и К Са II и линии металлов усиливают- ся. Линии водорода ослабевают. Появляется ли- ния Са I X 4227 А. Появляется и усиливается по- лоса G, образуемая линиями Fe, Са и Ti около 4310 А. Цвет слегка желтоватый. 6 500 — 7 500 6 Близнецов, а Малого Пса, Р Кассиопеи, а Персея, а Кормы G Линии Н и К Са II интенсивны. Линия Са 14227 А и многочисленные линии металлов. Линии во- дорода слабеют к классу К. Появляются полосы молекул СН и CN. Цвет желтый. 5 000 — 6 000 Солнце, а Воз- ничего, р Гер- кулеса, р Юж- ной Гидры К Линии металлов и полоса G интенсивны, линии водорода мало заметны. С подкласса К5 стано- вятся видимыми полосы поглощения TiO. Цвет красноватый. 4 000 — 5 000 а Волопаса, £ Пегаса, Р Близнецов, а Тельца М Интенсивны полосы TiO и других молекул. За- метны линии металлов, полоса G слабеет. В спе- ктрах переменных типа о Кита имеются линии излучения водорода (класс Me). Цвет красный. 2 000 — 3 500 а Ориона, а Скорпиона, о Кита, г| Близ- нецов L Полосы TiO и VO отсутствуют. Видна сильная полоса СгН, сильные линии Rb и Cs, широкие линии калия и натрия. Цвет темно-красный. 1 300- 2 000 Kelu-1, GDI 65В Т Интенсивны полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода. «Коричневый карлик». 700 — 1300 Gliese 229В
92 Глава 4. Характеристики звезд ражение химическая неоднородность («пятна») на поверхностях неко- торых звезд. Эта схема надежно служила астрономам несколько деся- тилетий, и даже создалось впечатление, что развитие спектральной классификации прекратилось. Однако появление в конце XX в. круп- ных телескопов с инфракрасными детекторами привело к открытию настолько маломассивных и «холодных» звезд, что для них не на- шлось места в Гарвардской схеме, и пришлось ее расширять. Речь идет о предельно легких звездах — красных карликах и еще более легких звездоподобных объектах — коричневых карликах (см. раздел 4.3.3). Оказалось, что в формировании их спектров играют роль не только молекулы, но и твердые частицы — пылинки. Как мы уже знаем, у самых холодных звезд класса М с температурой поверх- ности около 3000 К в спектре видны мощные полосы поглощения мо- лекул окиси титана и ванадия (TiO, VO). Но оказалось, что у еще бо- лее холодных объектов этих полос нет. Например, в 1997 г. рядом с бе- лым карликом GD 165 был обнаружен весьма холодный (Г = 1900 К) и темный (L = 1,2 • 10“4 L0) объект GD 165В, в спектре которого, в отли- чие от других холодных звезд, не оказалось полос поглощения TiO и VO, за что он был прозван «странной звездой». Вскоре было доказано, что это не звезда, а коричневый карлик, не способный к термоядер- ным реакциям. Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2 000 К. Детальное численное модели- рование показало, что молекулы TiO и VO в их атмосферах сконденси- ровались в твердые частицы-пылинки и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам. Подавление спектральных полос TiO и VO в результате формиро- вания пыли при Т < 2000 К потребовало введения нового спектрально- го класса. В 1998 г. Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологи- ческого института предложил расширить Гарвардскую схему, доба- вив в нее класс L для маломассивных инфракрасных звезд с темпера- турой поверхности 2000-1300 К. Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения молекулы СгН, сильными линиями ред- ких щелочных металлов цезия (Cs) и рубидия (Rb), а также широкими линиями калия и натрия. Без информации о возрасте объекты L-клас- са нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень ста- рые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К. Но боль- шинство объектов L-класса все же должны быть именно коричневы- ми карликами. Продолжая исследования L-карликов, астрономы обнаружили еще более экзотические объекты, для которых потребовалось ввести са-
4.3. Размеры и массы звезд 93 мый новый спектральный класс Т, еще более холодный. В 2000 г. Джеймс Либерт с коллегами из Аризонского университета выделил в самостоятельную группу Т-карлики с температурой 1300-700 К. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молеку- лярного водорода, поэтому их называют «метановыми карликами». Прототипом этого класса считается коричневый карлик GL 229В (ката- лог Глизе) с температурой поверхности всего 1000 К и мощностью из- лучения в 160 тыс. раз слабее солнечной. Предвидя будущие открытия «ультрахолодных» коричневых кар- ликов, астрономы уже заготовили спектральный класс Y с температу- рой менее 700 К. Первым членом этой группы, возможно, станет ко- ричневый карлик CFBDS J005910.90-011401.3, открытый в марте 2008 г. Имея температуру 620 К, он может стать прототипом подкласса Y0. 4.3. Размеры и массы звезд 4.3.1. Разнообразие параметров звезд Диаметр Солнца 1 392 000 км, что в 109 раз больше диаметра Земли и примерно в 10 раз — диаметра Юпитера. Как видим, наша звезда на- много крупнее входящих в ее систему планет. Масса Солнца (М0) со- ставляет около 2 • Ю30 кг; оно массивнее Земли в 333 000 раз и Юпите- ра — в 1 000 раз. Размер и массу других звезд обычно выражают в еди- ницах размера и массы Солнца — довольно типичной звезды. Самые массивные среди известных звезд примерно в 100 раз мас- сивнее Солнца. А вот указать минимальную массу звезды не так про- сто: для этого нужно решить, как именно провести границу между звездами и планетами. Из теоретических расчетов известно, что масса звезды, светящейся, подобно Солнцу, за счет термоядерных реакций, не может быть меньше 0,07 Мо. Следовательно, самые массивные звез- ды всего в 1500 раз «тяжелее» самых маломассивных. Удивительно, что светимости звезд при этом различаются почти в триллион раз! Размеры звезд различаются не так сильно, но тоже значительно — почти в миллиард раз (если принимать в расчет нейтронные звезды). При этом самые большие звезды — не обязательно самые массивные. Известны звезды, которые больше нашего Солнца по диаметру при- мерно в 1500 раз. При этом некоторые из них не отличаются сущест- венно от Солнца по массе, а значит, имеют среднюю плотность в мил- лионы раз меньше, чем Солнце. И это при том, что средняя плотность Солнца не особенно впечатляет: она равна 1,4 т/м3, лишь немногим больше плотности воды.
Рис. 4.20. Изображение Бетельгейзе, полученное космическим телескопом «Хаббл». Не совсем круглая форма диска в основном объясняется присутствием ог- ромного горячего пятна на диске звезды, угловой размер которого составляет 0,055" в инфракрасном и 0,058" в види- мом диапазоне спектра. Это красный сверхгигант спектрального класса Ml-2 la—lab. Неоднозначность характеристик объясняется тем, что звезда переменная: она пульсирует с неустойчивым перио- дом около 2 070 суток и амплитудой из- менения блеска около 1,Зт. Ее вычислен- ные характеристики: масса — 14 М®, ра- диус — 630 R®, температура — 3500 К, све- тимость — от 40 000 до 100 000 L®, воз- раст — около 10 млн лет. Самые маленькие в мире звезд - белые карлики и ней- тронные звезды. Белые карлики сравнимы по размеру с Землей, но при этом их массы близки к солнечной. Поэтому средняя плотность вещества белого кар- лика превышает солнечную в де- сятки миллионов раз. Нейтрон- ные звезды в несколько раз мас- сивнее белых карликов и намно- го меньше их — всего несколько километров в диаметре, а значит, они еще в миллион раз плотнее (~1014 т/м3). Это самые плотные тела, известные человеку. Точные данные о массах, ра- диусах и светимости звезд — это фундамент, на котором покоится теория строения и эволюции звезд. К сожалению, астрономы не могут похвастаться высокой точностью определения этих па- раметров. Для вычисления каждо- го из них необходимо знать рас- стояние до звезды, а измерить его с высокой точностью удается лишь для ближайших к Солнцу звезд, среди которых преоблада- ют маломассивные карлики и по- чти нет гигантов и звезд большой массы. Кроме этого, определить мас- су звезды возможно лишь в том случае, если она является членом двойной или кратной системы, что еще сильнее сужает круг пригод- ных для измерения объектов. Но еще труднее измерить размер звез- ды. Сделать это удается, если в двойной системе звезды затмевают друг друга, сканируя своим диском оказавшегося за ним соседа; но при этом взаимная близость звезд может существенно исказить их эволюцию. Разумеется, астрономы давно мечтают прямо измерять угловые диаметры звездных дисков и по независимо измеренному расстоя-
4.3. Размеры и массы звезд 95 нию вычислять размеры звезд. Но из-за огромных расстояний все звезды, кроме Солнца, кажутся невооруженному глазу светящимися точками. При наблюдении в телескоп с большим увеличением глаз ви- дит диски (точнее, «кляксы») звезд, однако это всего лишь эффект ат- мосферного дрожания и расплывания точечного изображения звез- ды. Направив телескоп на яркий объект, сразу можно сказать, звезда это или планета: диски Юпитера и Венеры имеют угловой диаметр до 50—60", диск Сатурна поменьше (до 20"), но вместе с кольцами он поч- ти не уступает Юпитеру; диски Нептуна и Урана тоже вполне различи- мы (2-4"). Но диски звезд с поверхности Земли неразличимы, посколь- ку их угловой размер не превышает 0,1". Таблица 4.2 Угловые диаметры звезд, измеренные методом наблюдения покрытий Луной (по Е. М. Трунковскому, 2001 г.) Звезда Спектр Звездная величина (V) Диаметр, 0,001" Звезда Спектр Звездная величина (V) Диаметр, 0,001" RLeo М6.0-9.5 Ше 5,9-10,O'" 50-67 v Vir Ml Illab 4,03 4,00-8,00 a Sco Ml.5 lab 0,96 27,8-45,0 a Gem G8 lb 2,98 3,70-5,60 а Таи К5 III 0,85 15,0-23,1 31 Leo K3.5 Illb 4,37 2,80-3,90 pGem М3 Illab 2,88 11,8-16,5 0 Cnc K5 III 5,35 3,13-3,35 RZ Ari M5.5 III 5,91 9,88-11,4 61 Tau K0 III 3,76 2,8 YTau C6.4 6,95 5,60-8,91 0‘Tau KO Illb 3,84 1,49-2,92 ПО Gem M4.0 III 5,94 4,16-5,98 a Leo B7V 1,35 1,32-1,70 И все же угловые диаметры некоторых звезд удается измерить. Для этого применяются наземные интерферометры, космический те- лескоп «Хаббл», наблюдаются покрытия звезд Луной. Уже измерены угловые диаметры сотен звезд, в основном сверхгигантов; они состав- ляют сотые и даже тысячные доли угловой секунды. На дисках неко- торых сверхгигантов, например Бетельгейзе (а Ориона), были даже за- мечены крупные пятна. К сожалению, измерение размеров нормаль- ных звезд солнечного типа представляет более сложную задачу; к ее решению приступили сравнительно недавно. 4.3.2. Альфа Кентавра - удачное соседство К счастью, ближайшая к нам звезда а Кентавра обладает многими бла- гоприятными для ее изучения качествами. Во-первых, она относитель- но близка. Во-вторых, это двойная звезда, оба компонента которой — А и В — весьма похожи на Солнце. Вероятно, в эту систему входит и третий член, маленький красный карлик Проксима Кентавра, отстоя-
96 Глава 4. Характеристики звезд щий от двух главных звезд значительно дальше, чем они удалены друг от друга, и поэтому не ока- зывающий на них никакого влияния. Казалось бы, странно, эти ближайшие к нам звезды до не- давних пор были изучены весьма слабо. Причи- на в том, что наиболее изощренная астрономиче- ская техника в течение всех предыдущих столе- тий располагалась в северном полушарии Зем- ли, а созвездие Кентавра находится на южном небе. Но за последние годы в чилийских горах по- строены лучшие в мире телескопы Европейской южной обсерватории (ESO), которые позволили в первые годы XXI в. изучить систему а Кентавра так детально, как не изучено ни одно другое све- Рис. 4.21. Размер компо- тило> кроме Солнца. Эта работа, а также одновре- нентов звезды а Сеп по менно проведенные измерения полного потока сравнению с другими r г близкими к нам звезда- нейтрино из недр Солнца обеспечили прорыв в ми и Юпитером. физике звезд. Оказалось, что наши теоретиче- ские представления о внутреннем строении солнцеподобных звезд прекрасно согласуются с наблюдениями. Следо- вательно, астрономы сейчас весьма точно представляют устройство Солнца и могут надежно прогнозировать его будущую эволюцию. Наблюдения двух звезд а Кентавра были проведены с помощью недавно созданного интерферометра Очень большого телескопа (VLTI — Very Large Telescope Interferometer). Основу этого гигантского оптического комплекса составляют четыре 8-метровых телескопа VLT, уже несколько лет работающие в полную силу по отдельности. Для их совместной работы в режиме интерферометра созданы подземная линия оптической связи и система задержки сигнала. Большим теле- скопам помогают 4 компактных инструмента диаметром 1,8 м. Они пе- ремещаются между стационарными пунктами наблюдения, равномер- но заполняя синтетическую апертуру и увеличивая базу интерферо- метра, которая ныне достигла 200 м! В ходе испытаний этой системы как раз и были проведены наблюдения а Кентавра с оптической ба- зой в 16 и 66 м. Компоненты этой звезды удалены друг от друга примерно как Уран от Солнца и обращаются вокруг общего центра масс с периодом в 80 лет. На небе они в эпоху наблюдения были разделены углом в 21", поэтому для нового интерферометра не составило труда изучить
4.3. Размеры и массы звезд 97 Рис. 4.22. Тройная звездная система а Кентавра. Слева: общее фото, получен- ное 1-м камерой Шмидта (ESO PR Photo 07а/03). На нем вверху слева сильно передержанное изображение яркой двойной звезды а Сеп А, В. На расстоя- нии 2,2° от него к юго-западу еле заметное изображение Проксимы. Справа вверху: положение компонентов А и В внутри мелкомасштабного и передер- жанного изображения двойной звезды; внизу - компоненты по отдельности (фото получено длиннофокусным телескопом с меньшей экспозицией). их по отдельности. Угловой диаметр звезд А и В системы а Кентавра соответственно составил 8,512±0,022 и 6,002±0,048 миллисекунды ду- ги (1(Г3 угловой секунды). При расстоянии до них в 4,36 св. года (1,35 пк) истинные радиусы звезд составляют соответственно 854 и 602 тыс. км, или 1,227±0,005 и 0,865±0,007 радиуса Солнца. Отметим, что еще ранее, при испытании в режиме интерферометра двух 8-мет- ровых телескопов, разделенных расстоянием в 100 м, был измерен уг- ловой диаметр маленькой Проксимы (1,02 ±0,08 миллисекунды дуги) и вычислен ее радиус (0,145 /?о). Эта работа еще раз показала, что истин- ной «астрономической точности» астрономы достигают при измере- нии малых углов. Выполнила эту ювелирную работу международная группа астрономов: Р. Kervella (ESO, Чили), F. Thevenin (Обсерватория Лазурного берега, Ницца, Франция), D. Segransan (Женевская обсерва- тория, Швейцария) и др. Знание точного размера звезд, вместе с отдельно измеренными све- тимостью, температурой и химическим составом поверхности, позво-
98 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.23. Орбита двойной звезда а Кен- тавра. Показано движение более слабо- го компонента (В) относительно более яркого (А). Рядом с его положениями на орбите указаны годы. лило рассчитать детальные моде- ли внутреннего строения этих светил. Независимым тестом для моделей стали астросейсмо- логические данные. Еще в 1962 г. на поверхности Солнца были за- мечены мелкие «сейсмические» колебания, изучение которых чрезвычайно продвинуло наши представления о внутреннем строении «дневной звезды». Не- давно подобные колебания бы- ли открыты в ESO у звезды а Кен- тавра А, а позже — еще у 5 солн- цеподобных звезд. Спектр час- тот этих колебаний прямо свя- зан с распределением физиче- ских параметров в недрах звезд. Используя астросейсмологи- ческие данные, Пьер Морель (Р. Morel, Обсерватория Лазурно- го берега, Ницца), построил тео- ретические модели компонен- тов а Кентавра, опираясь на ко- торые предсказал их радиусы: 1,230±0,003 и 0,857±0,007 радиуса Солнца соответственно для звезд А и В. Согласие этого прогноза с измеренными размерами звезд оказалось великолепным. Теперь а Кентавра не только ближайшая к нам звезд- ная система, но и наиболее изученная среди всех звезд. Самое важное, что подтвердилась точность теоретических моделей звезд, подобных Солнцу. На основе этих моделей можно уверенно прогнозировать эво- люцию Солнца как в прошлом, так и в будущем. Итак, благодаря детальному изучению ближайших солнцеподоб- ных звезд астрономы теперь имеют весьма полное представление о ха- рактеристиках звезд средней массы. Но этого не скажешь о самых мас- сивных и самых легких звездах. До сих пор не определена верхняя гра- ница массы звезды, ведь массивных звезд очень мало, любая из них очень далека от нас и сложна для исследования. С легкими звездами противоположная ситуация — их очень много, вблизи Солнца они в по- давляющем большинстве, но светят так слабо, что тоже сложны для
4.3. Размеры и массы звезд 99 Таблица 4.3 Параметры ближайших звезд в сравнении с Солнцем Параметр Солнце а Сеп А а Сеп В Proxima Возраст, млн лет 4 650 4 850 4 850 4 850 Масса, М0 1,00 1,100 0,907 0,123 Радиус, Rq 1,00 1,227 0,865 0,145 Светимость, L© 1,00 1,519 0,500 0,000138 Температура, К 5 770 5 790 5 260 3 040 Водород 73,7 71,5 69,4 69,5 Гелий 24,5 25,8 27,7 27,8 Тяжелые элементы 1,81 2,74 2,89 2,90 Масса Солнца (М0) = 1,989 • 1026 кг. Радиус Солнца (/?©) = 6,960 • Ю10 м. Светимость Солнца (L0) = 3,827 • 1026 Вт. Тяжелые элементы — это все элементы, кроме водо- рода и гелия; их содержание в фотосфере звезд указано в массовых процентах. исследования. Тем не менее большие телескопы с инфракрасными при- емниками позволили в последние годы обратиться к поиску и изуче- нию предельно легких звезд и объектов переходного типа, занимаю- щих по массе и размеру промежуток между звездами и планетами. 4.3.3. Коричневые карлики Еще раз заметим, что с Альфой Кентавра нам очень повезло: ее «дове- сочек» — Проксима — одна из самых легких среди известных звезд. Она в 7 раз легче Солнца, а по размеру всего в 1,5 раза больше Юпите- ра. Хотя Проксима — ближайшая звезда, тем не менее невооружен- ным глазом она не видна, а доступна лишь телескопу. Это не удиви- тельно, ведь в оптическом диапазоне она светит в 18 000 раз слабее Солнца. Расчеты показали, что Проксима едва-едва способна к термо- ядерным реакциям и поэтому, как любой объект переходного типа, вызывает большой интерес астрофизиков. Объекты с предельными характеристиками лучше других «рассказывают» о том, какие физиче- ские процессы участвуют в их формировании и эволюции. Например, формирование звезд из холодного и разреженного меж- звездного вещества по-прежнему таит в себе много загадок. До сих пор астрофизики имеют лишь самое общее представление о том, как из вещества, гораздо более разреженного, чем лабораторный вакуум, и более холодного, чем современные сверхпроводники, получается ве- щество плотнее железа и горячее термоядерной плазмы. Чем шире но- менклатура изученных объектов, тем понятнее становятся механизмы
100 Глава 4. Характеристики звезд формирования звезд. До недавних пор в астрономических коллекциях зияла большая дыра: самая легкая из известных звезд была всего раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз лег- че Солнца. Существуют ли в природе объекты промежуточной массы, от 7ю до 7юоо» “ не звезды и не планеты? Как должно выглядеть это «недостающее звено» и возможно ли его обнаружить? В 1963 г. американский астрофизик Шив Кумар рассчитал модели самых маломассивных звезд. Выяснилось, что если масса протозвезды составляет более 7,5% массы Солнца, то температура в ее ядре в про- цессе сжатия достигает нескольких миллионов градусов, и начинают- ся термоядерные реакции превращения легкого изотопа водорода в ге- лий СН + ]Н + ]Н + ]Н -> 4Не). При этом сжатие прекращается, потери тепла компенсируются ядерными реакциями, и звезда на некоторое время стабилизируется в таком состоянии. Если учесть, что звезда почти целиком состоит из легкого изотопа водорода, а при столь низ- кой температуре реакция синтеза протекает медленно, то ясно, что та- кие звезды светят очень долго. Например, звезда с массой 0,08 Мо должна «тлеть» около 6 000 млрд лет. Это в 400 раз больше современно- го возраста Вселенной! В какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте. Однако медленное горение, как известно, чревато затуханием. Рас- четы Кумара показали, что при массе тела менее 0,07 М0 его сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значе- ния, необходимого для протекания реакции синтеза гелия из водоро- да. Причиной остановки сжатия служит повышение внутреннего дав- ления за счет квантовомеханического эффекта, известного как вырож- дение электронного газа. Это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода» или просто пределом Кумара. Выяснилось, однако, что в жизни менее массивных объектов, этих «неудавшихся звезд», все же бывает краткий эпизод, когда они напо- минают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1% до 7% массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирова- ния они ведут себя как будущие звезды. Сжимаясь под действием гра- витации, они разогреваются и начинают светиться в инфракрасной и немного в красной, видимой, областях спектра. Температура их по- верхности может подняться до 2500 К, а в центре достичь 3 млн К. Этого уже достаточно, чтобы началась реакция термоядерного синте- за гелия из водорода, но не из легкого изотопа водорода СН), а из тя- желого изотопа 2Н, то есть дейтерия, который вступает в реакцию при более низкой температуре. Но содержание дейтерия в космиче-
4.3. Размеры и массы звезд 101 ском веществе очень мало (~10-5), поэтому он весь быстро превраща- ется в легкий изотоп гелия (2Н + !Н -> 3Не), не давая существенного выхода энергии. Это похоже на попытку согреться, бросив в остываю- щий костер лист бумаги: сгорит мгновенно, а тепла не даст. А разо- греться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие окончательно останавливается давлением вырожденного газа, кото- рое не зависит от температуры. Лишенная источников тепла, в даль- нейшем звезда-неудачница лишь остывает, как обычная планета. По- этому заметить эти объекты можно только в период их недолгой мо- лодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядер- ного горения им не суждено. Не сразу было решено, к какой категории отнести эти странные, теоретически возможные объекты. Ясно, что в категорию планет сле- дует зачислить только те объекты, в недрах которых за все время их существования реакции термоядерного синтеза не протекают ни в ка- ком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термо- ядерного синтеза была сравнима с мощностью излучения объекта, то есть термоядерные реакции были главным источником его энергии, то такой объект достоин называться звездой. Но вот вопрос: а в ка- кую из этих двух групп зачислить промежуточные объекты, в кото- рых термоядерные реакции, вообще говоря, происходят, но никогда не служат основным источником энергии? Их решили выделить в осо- бую категорию, название для которой появилось не сразу. Открыв «на кончике пера» возможность существования звезд-не- удачниц, Кумар назвал их черными карликами, но обнаружить пред- сказанные объекты долго не удавалось, и новый термин забылся. Одна- ко сама идея существования в Галактике невидимых тел неожиданно стала актуальной. В середине 1970-х гг. астрономы выяснили, что по- мимо наблюдаемых в телескоп нормальных ярких звезд в нашей и дру- гих галактиках присутствует огромное количество невидимого вещест- ва: оно проявляет себя только через гравитацию, искривляя траекто- рии видимых звезд, но само не «светится» ни в каком диапазоне спек- тра. Естественно, подозрение пало на тусклые карликовые объекты, предсказанные Кумаром, и они вновь стали популярны. Теоретики на- чали детально изучать их свойства, а наблюдатели пытались отыскать их в космосе. Стали поступать и новые предложения по наименованию черных карликов Кумара. Учитывая, что они все же не совсем черные, Крис Дэвидсон (Университет штата Миннесота, США) предложил назвать эти объекты инфракрасными карликами, другие астрономы пытались
102 Глава 4. Характеристики звезд называть их малиновыми карликами, но в 1975 г. студентка-дипломни ца из университета в Беркли (США) Джил Тартер предложила термин «brown dwarf», и он быстро прижился. На русский язык его перевели как «коричневый карлик», позже появился вариант «бурый карлик», хотя в действительности эти объекты имеют инфракрасный цвет, так что, возможно, точнее было бы переводить brown как темный или тусклый. Но уже поздно: в нашей научной литературе их называют коричневыми карликами, а в научно-популярной встречаются и «бу- рые карлики». Время покажет, какой из терминов сохранится. Все же придумать название оказалось легче, чем обнаружить эти странные объекты. Три десятилетия продолжались безрезультатные поиски тусклых светил. В работу включались всё новые исследовате- ли. Даже теоретик Кумар прильнул к телескопу в надежде найти объ- екты, открытые им на бумаге. Его идея поиска была проста. Обнару- жить одиночный коричневый карлик чрезвычайно сложно: нужно не только зафиксировать его излучение, но и доказать, что это именно близкий карлик, а не далекая гигантская звезда с холодной атмосфе- рой или даже окруженная пылью галактика на краю Вселенной. Самое трудное — определить расстояние до объекта. Поэтому нужно искать карлики рядом с нормальными звездами, расстояния до которых уже известны. Но яркая звезда ослепит телескоп и не позволит разглядеть коричневый карлик. Следовательно, искать карлики надо рядом с... карликами! Например, рядом с красными карликами — звездами пре- дельно малой массы, или же рядом с белыми карликами — остываю- щими остатками нормальных звезд. В 1980-х гг. поиски Кумара и дру- гих астрономов не принесли результата. Хотя не раз появлялись сооб- щения об открытии коричневых карликов, детальное исследование ка- ждый раз показывало, что это маленькие звезды. Однако идея поиска была правильной, и спустя десятилетие она сработала. В 1990-е гг. были созданы крупные телескопы и чувствительные приемники излучения. К тому же появилась возможность с помощью адаптивных оптических систем повышать четкость изображений, компенсируя атмосферные искажения. Это сразу же принесло плоды: были обнаружены слабо излучающие звезды предельно малой массы, буквально пограничные с коричневыми карликами. Одной из таких «микрозвезд» стал самый мелкий член четырехкратной системы АВ Золотой Рыбы (АВ Doradus), удаленной от нас на 15 пк. Эта система постепенно раскрывала свои тайны. В начале 1990-х гг. было замече- но, что АВ Dor — двойная звезда, компоненты которой разделены рас- стоянием в 135 а. е. Затем выяснилось, что один из компонентов
4.3. Размеры и массы звезд 103 Рис. 4.24. Два близких компонента системы АВ Doradus, новое исследование которых было предпринято в ESO в 2007 г. Слева — исходное изображение; тонкими линиями показаны уровни одинаковой поверхностной яркости. Справа - результат математической обработки, позволившей выделить изо- бражение слабого компонента АВ Doc С. (ESO Press Photo 28а/07) (АВ Dor В) сам является двойной звездой, члены которой разделены расстоянием всего в 1 а. е. Присмотревшись ко второму компоненту (АВ Dor А), астрономы поняли, что и он не одинок: небольшие «пока- чивания» звезды доказали, что рядом с ней есть невидимый спутник. Но заметить это миниатюрное светило смогли только новые приборы Европейской южной обсерватории. Адаптивная оптика 8-метрового телескопа позволила в сиянии яр- кой звезды различить слабый блеск ее тусклого спутника (АВ Dor С). Он светит в 120 раз слабее своей соседки и виден на угловом расстоя- нии от нее всего 0,156". Любопытно, что космический телескоп «Хаббл» пытался обнаружить эту звезду, но не смог. А наземный теле- скоп с системой адаптивной оптики не только обнаружил звезду, но и измерил ее характеристики. Оказалось, что масса миниатюрной звезды составляет всего около 9% массы Солнца, что лишь чуть-чуть больше максимальной массы коричневых карликов. Температура по- верхности звезды АВ Dor С всего 3 000 К, а светит она в 1000 раз сла- бее Солнца. Детальное изучение этой звезды помогло теоретикам соз- дать более точные модели мелких звезд и крупных коричневых кар- ликов.
104 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.25. Двойной красный карлик TWA-5A (яркий объект внизу) и коричневый карлик TWA-5B на фото, полученной телескопом VLT 21 февраля 2000 г. В этой работе была дос- тигнута рекордная четкость: размер изображения звезды составил 0,18". Лучи от яркого В конце 1980-х и начале 1990-х гг. не раз появлялись сообщения об открытии истинных коричневых карликов, но каж- дый раз анализ показывал, что это мало- массивные звезды. Даже крупнейшие те- лескопы способны обнаруживать корич- невые карлики на расстоянии не более 100 пк от Солнца, а в таком сравнитель- но небольшом объеме пространства их должно быть довольно мало. Чтобы вы- явить хотя бы несколько, пришлось про- вести детальный обзор всего неба. Впервые коричневый карлик был об- наружен в 1995 г. группой под руковод- ством Рафаэля Реболо (Институт астро- физики на Канарских островах). С помо- щью телескопа, установленного на ост- рове Ла-Пальма, они нашли этот объект источника вызваны рассеяни- ем света на элементах конст- рукции телескопа. в звездном скоплении Плеяды и назвали Teide Pleiades 1 (Пико-де-Тейде — это вулканическая гора на острове Тенери- фе, Канары). Правда, некоторые сомнения в природе этого объекта ос- тавались, и пока испанские астрономы доказывали, что это действи- тельно коричневый карлик, в том же году о своем открытии заявили их американские коллеги. Группа под руководством Тадаши Накаджи- ма (Калифорнийский технологический институт) с помощью телеско- пов Паломарской обсерватории обнаружила на расстоянии 6 пк от Земли, в созвездии Заяц, рядом с очень маленькой и холодной звез- дой Глизе 229 еще более мелкий и холодный ее спутник, Глизе 229В, с температурой поверхности всего 1000 К и мощностью излучения в 160 тыс. раз слабее солнечной. Его незвездная природа была оконча- тельно подтверждена в 1997 г. с помощью «литиевого теста»: в недрах нормальных звезд литий быстро сгорает в термоядерных реакциях, а коричневые карлики для этого недостаточно горячи. В атмосфере Гли- зе 229В был обнаружен литий, и этот объект стал первым несомнен- ным коричневым карликом. Его размер почти в точности равен разме- ру Юпитера, а масса оценивается в 3-6% массы Солнца. Он обращает- ся вокруг своего более массивного компаньона Глизе 229А по орбите радиусом около 40 а. е. с периодом около 200 лет (как Плутон вокруг Солнца).
4.3. Размеры и массы звезд 105 В том же 1997 г. были открыты два первых изолированных корич- невых карлика (Kelu-1 и DENIS-PJ1228-1547), а также было доказано, что коричневым карликом является объект GD 165В, компаньон бело- го карлика. Вот эти находки 1995-1997 гг. стали прототипами нового класса астрономических объектов, занявших свое место между звез- дами и планетами. Методика поиска коричневых карликов рядом с красными карли- ками прекрасно себя оправдала. С ее помощью группа астрофизиков из Германии и США под руководством Ральфа Нойхойзера (R. Neu- haeuser) в 1998 г. обнаружила коричневый карлик TWA-5B. Название указывает, что он спутник (В) звезды № 5 из группы светил вокруг из- вестной переменной звезды TW Гидры. Аббревиатура TWA означает «TW Association». Как оказалось, TWA-5B — спутник двойной звезды, компоненты которой имеют массы по 0,75 Мо. Эта система удалена от нас на 55 пк. TWA-5B обращается вокруг своего двойного соседа с пе- риодом около 900 лет на расстоянии около 110 а. е. Изучать TWA-5B трудно: его блеск в 100 раз слабее, чем у соседа, а угловое расстояние между ними всего 2". Поэтому TWA-5B исследовали с помощью луч- ших телескопов планеты: космического телескопа «Хаббл» и 8-метро- вых телескопов VLT ESO. В спектре TWA-5B, отнесенном к типу М9, об- наружились сильные молекулярные линии (TiO и VO), типичные для атмосфер самых холодных звезд; действительно, температура в его ат- мосфере всего 2500 К. Но в спектре видна и линия излучения водорода (На), а это означает, что над плотной холодной фотосферой находится довольно горячая хромосфера — типичный признак молодой звезды. Объект TWA-5B имеет массу от 15 до 40 масс Юпитера; в этом смысле среди коричневых карликов он ближе к планете, чем к звезде. Его возраст около 12 млн лет; столь же молода и входящая с ним в систему двойная звезда. Это чрезвычайно удачная находка, ведь пе- ред ними не «готовые», а еще только формирующиеся объекты. Осо- бенности спектра показывают, что коричневый карлик TWA-5B слиш- ком «толст» для своей массы: очевидно, он еще продолжает сжатие и не достиг равновесного состояния. Постепенно выяснилось, что для поиска «несостоявшихся звезд» годятся не только самые крупные телескопы. Первые изолированные коричневые карлики были открыты в ходе планомерных обзоров не- ба на рядовом телескопе. Так, тусклый объект Kelu-1 находится в со- звездии Гидры и имеет блеск всего 22,3™. Он был найден в рамках дол- госрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солн- ца, которая началась на ESO в 1987 г. При помощи 1-метрового теле-
106 Глава 4. Характеристики звезд скопа системы Шмидта астроном Чилийского университета Мария Те- реза Руиз уже много лет регулярно делает фотографии некоторых уча- стков неба, сравнивая затем снимки одних и тех же участков, полу- ченные с интервалом в годы. Среди сотен тысяч слабых звезд она ищет те, которые показывают смещение относительно других светил: только близкая звезда может за короткое время переместиться на за- метный угол, а если к тому же эта звезда имеет слабый блеск, значит, она действительно светит тускло. Используя этот метод, Мария Руиз открыла уже десятки белых карликов, а в 1997 г. ей попался коричне- вый! Тип карлика был определен по его спектру, в котором оказались линии лития и метана. Мария Руиз назвала его Kelu-1; на языке наро- да мапуче, населявшего некогда центральную часть Чили, «келу» озна- чает «красный». Он расположен на расстоянии 9 пк от Солнца и не связан ни с одной звездой. «Самостоятельность» карлика делает его идеальным объектом для детального исследования такого рода тел. За этим открытием последовали и другие: немало коричневых карли- ков было обнаружено в ходе рутинных инфракрасных обзоров неба 2MASS и DENIS. Коричневые карлики ставят перед астрономами много интерес- ных проблем. Чем холоднее атмосфера звезды, тем больше в ней сложных соединений, тем сложнее ее теоретически изучать. Присутст- вие пыли не делает эту задачу легче: конденсация пылинок не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. Первые модели с учетом пы- ли предсказывали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы и уменьшение глубины молекулярных полос поглощения. Эти эффекты, кажется, подтверждаются. Но проблема пыли сложна: после конденса- ции пылинки начинают тонуть. Возможно, формируются отдельные облака пыли на разных уровнях в атмосфере. Вероятно, метеорология коричневых карликов при внимательном изучении окажется не ме- нее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если изучать атмосфе- ры планет мы можем с близкого расстояния, то расшифровывать ме- тановые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется только по их спектрам. 4.4. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела При изучении наблюдаемых характеристик звезд и исследовании их эволюции астрономы часто обращаются к диаграмме, впервые постро- енной в 1911 г. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873-1967), а в 1913 г. независимо представленной в несколько иной
4.4. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела 107 форме американским ас- трономом Генри Норрисом Расселом (1877-1957). Заме- тим, что фамилия Russell в разные годы транскрибиро- валась в русском языке по- разному: «Ресселл», «Рес- сель», «Рессел», «Расселл»... Мы рекомендуем употреб- лять вариант «Рассел» как более точный. Рассмотрим историче- скую диаграмму (рис. 4.28), построенную Расселом в 1913 г. По горизонтальной оси отложен спектральный Рис. 4.26. Эйнар Герцшпрунг. класс звезды, а по оси ординат — абсолютная звездная величина. Точ- ки на диаграмме — это звезды, для которых уже в то время удалось оп- ределить расстояния методом тригонометрического параллакса. Рас- сел заметил, что большинство звезд сосредоточено в широкой полосе, пересекающей диаграмму от левого верхнего (звезды ранних спек- тральных классов и высокой светимости) к нижнему правому углу (поздний спектральный класс, низкая светимость). Несомненно, одна- ко, что некоторые звезды в эту поло- су не попадают. Обратимся теперь к современ- ной диаграмме Герцшпрунга—Рассе- ла (рис. 4.29). Большинство звезд на ней располагаются вдоль главной по- следовательности, повторяющей ход замеченной Расселом полосы наи- большей концентрации звезд. Пере- ходя от верхнего левого к нижнему правому углу диаграммы вдоль глав- ной последовательности, мы прой- дем все спектральные классы - от О до М, пятого класса светимости. Итак, большинство звезд, в том числе и наше Солнце, принадлежат главной последовательности, иными Рис. 4.27. Генри Рассел.
108 Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.28. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела. Этот рисунок сделан по оригинальной диа- грамме, построенной Генри Расселом. Каждая точка — отдельная звезда (светлыми кружка- ми отмечены звезды с не очень точно опреде- ленными расстояниями). Из верхнего левого в правый нижний угол проходит последователь- ность карликов (называемая теперь «главной последовательностью»). Рассеянная группа звезд, протянувшаяся в правый верхний угол, — ветвь гигантов. В нижний левый угол попал один белый карлик. словами, являются карлика- ми. Правее и выше главной последовательности нахо- дятся другие области по- вышенной концентрации звезд, названные последова- тельностями субгигантов, гигантов и сверхгигантов. Левее и ниже главной после- довательности лежат суб- карлики и белые карлики. В наше время диаграм- му Герцшпрунга—Рассела строят не только в ко- ординатах «спектральный класс — абсолютная звезд- ная величина». Поскольку известно, что гарвардский спектральный класс почти полностью определяется температурой поверхности звезды, часто вместо него по горизонтальной оси откладывают какую-либо иную величину, тесно свя- занную с температурой, на- пример показатель цвета. А нанося на диаграмму ре- зультаты теоретических рас- четов, просто используют значение эффективной тем- пературы, даваемое математической моделью звезды. На вертикаль- ной оси часто указывают не абсолютную звездную величину, а лога- рифм светимости звезды. Хотя смысл диаграммы от этого не меняет- ся, ее внешний вид может немного трансформироваться, поскольку последовательность спектральных классов связана с температурой звезды нелинейной зависимостью. Диаграммы Герцшпрунга—Рассела нередко строят для определен- ных группировок звезд, например, для звезд одного скопления, чтобы составить представление о том, какие именно звезды в него входят.
4.4. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела 109 Рис. 4.29. Схематический вид диаграммы Герцшпрунга—Рассела в ее совре- менной форме. Показаны области, занятые основными последовательностя- ми (группами) звезд. Справа от названия последовательности приведен ее класс светимости, который обычно указывается вместе со спектральным классом звезды. Поскольку все звезды скопления находятся от нас примерно на одина- ковом расстоянии, их относительная видимая яркость соответствует их относительной светимости. Поэтому для звезд одного скопления диаграмму Герцшпрунга—Рассела можно строить в координатах «по- казатель цвета — видимая звездная величина»: внешний вид диаграм- мы при этом не меняется. А ведь именно он может многое рассказать об эволюции звездного скопления. В процессе эволюции каждая звезда меняет свой размер (/?), тем- пературу поверхности (7) и светимость (Л). Из этих трех параметров только два могут меняться независимо. Скажем, по радиусу и темпе- ратуре всегда можно довольно точно вычислить светимость сфериче- ской звезды (L = 4ти/?2оТ4 , где о = 5,67 • 1 (Г8 Вт/(м2 К4) - постоянная Стефана— Больцмана). Именно в координатах «светимость — темпера-
по Глава 4. Характеристики звезд Рис. 4.30. Эволюционный трек звезды с массой 1 Mq. По горизонтальной оси отложена температу- ра поверхности (Teff), по вертикальной — логарифм светимости (L) в единицах современной светимо- сти Солнца (L©). Пунктирные прямые указывают радиус звезды в данном месте диаграммы. Кривая 1 — сжатие на стадии протозвезды (на предшест- вующих этапах сжатия формирующаяся звезда окутана пылевой оболочкой и в оптическом диапа- зоне не видна); кривая 2 — расширение на стадии красного гиганта. В точке А в ядре звезды начина- ются реакции горения водорода; в точке В горение перемещается в слой над ядром, а само гелиевое ядро начинает сжиматься. Между точками А и В звезда проводит 80% своей жизни, оставаясь на главной последовательности. тура» (как наиболее «на- блюдаемых») построена диаграмма Герцшпрун- га—Рассела. Каждая звез- да в соответствии с ее массой, возрастом, хими- ческим составом и други- ми характеристиками за- нимает на этой диаграм- ме определенное место. В процессе эволюции ме- няются светимость и температура звезды, со- ответственно меняется и ее положение на диа- грамме: оно перемещает- ся вдоль определенной линии, как говорят астро- номы — вдоль эволюци- онного трека. Обычно это непрерывная, хотя и весьма замысловатая ли- ния (рис. 4.30). Скачки происходят редко, напри- мер при взрыве сверхно- вой или другом резком повороте судьбы. Вид эволюционного трека звезды зависит от множества факторов, как внутренних (масса, химический состав, вра- щение, магнитное по- ле...), так и внешних (вли- яние звезды-соседки или окружающего межзвезд- ного вещества). Но особый интерес представляет зависимость от мас- сы при прочих одинаковых параметрах. Это имеет прямое отношение к звездным скоплениям. Очевидно, что в каждом скоплении все звез- ды родились почти одновременно, из одинакового вещества, в одина-
4.4. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела 111 Таблица 4.4 Параметры звезд главной последовательности Масса, м@ Радиус, R@ Светимость, Lq Температура, К Спектраль- ный класс Время жизни 120 15,8 1 800 000 53 300 ОЗ 3 млн 60 10,6 530 000 48 200 04 4 27 8,5 140 000 38 000 07 8 16 5,7 16 000 32 000 ВО 13 8,3 4,8 2 500 17 000 ВЗ 34 5,4 3,7 750 15 000 В5 80 3,5 2,7 130 12 500 В8 220 2,6 2,3 63 9 500 АО 480 2,2 2,0 40 9 000 А2 770 1,9 1,8 24 8 700 А5 1 200 1,8 1,7 И 8100 А7 1 400 1,6 1,5 9 7 400 F0 2 030 1,5 1,3 6,3 7 100 F2 2 500 1,35 1,2 4,0 6 400 F5 3 500 1,2 1,1 2,5 6 100 F8 5 300 1,08 1,05 1,45 5 900 G0 7 600 1,0 1,00 1,10 5 800 G2 10 млрд 0,95 0,91 0,70 5 600 G5 12 0,85 0,87 0,44 5 300 G8 18 0,83 0,83 0,36 5100 КО 20 0,78 0,79 0,28 4 830 К2 25 0,68 0,74 0,18 4 370 К5 43 0,58 0,67 0,12 3 900 К8 70 0,47 0,63 0,075 3 670 МО 150 0,33 0,36 0,030 3 400 М2 230 0,26 0,29 0,014 3 300 М3 500 0,2 0,21 0,005 3 200 М4 800 ковых условиях и различаются только своей исходной массой. Сразу после формирования они, в соответствии со своей массой, занимают положение на главной последовательности и начинают эволюцион- ное движение — каждая по своему треку. Массивные звезды высокой светимости эволюционируют быстро и первыми покидают главную последовательность. Звезды меньшей массы остаются на ней дольше.
112 Глава 4. Характеристики звезд Поэтому звездные скопления разного возраста имеют разный вид диа- граммы Герцшпрунга—Рассела. Звезды разной массы, но одинакового возраста образуют на этой диаграмме последовательности, называемые изохронами (т. е. линия- ми равного возраста). Их форму можно рассчитать, исходя из совре- менной теории звездной эволюции. Сопоставляя теоретически рас- считанные изохроны с полученной из наблюдений звездного скопле- ния диаграммой Герцшпрунга—Рассела, можно определить возраст скопления, а также исходный химический состав его звезд, который также влияет на форму изохроны. Скажем, диаграммы Герцшпрунга— Рассела рассеянных звездных скоплений заметно отличаются от ана- логичных диаграмм шаровых звездных скоплений — это отражает большое различие их возраста (шаровые скопления намного старше) и химического состава (в рассеянных скоплениях звезды богаче тяже- лыми элементами). Населенность разных областей диаграммы Герцшпрунга—Рассела звездами сильно различается в любой звездной системе и может за- метно варьироваться от одной системы к другой. Но всегда особенно густо населена нижняя часть главной последовательности, занятая кра- сными карликами. Не исключено, что еще более многочисленными ока- жутся коричневые карлики, но их население пока слабо исследовано. 4.5. Звездные каталоги, карты и атласы 4.5.1. Краткая история «небесных архивов» С эпохи великих астрономов древности — Гиппарха (II в. до н. э.) и Птолемея (II в. н. э.) наблюдатели неба составляют списки звезд с ука- занием координат, звездных величин, а иногда и других характери- стик. Такие списки называют звездными каталогами. Каталог Гиппар- ха до нас не дошел, а каталог Птолемея, содержащийся в его знамени- том труде «Великое построение» («Альмагест») и, возможно, представ- ляющий собой переработанный каталог Гиппарха, содержит 1022 звезды. Это яркие звезды, доступные наблюдениям на широтах Среди- земноморья. В XIX в. число звезд в лучших звездных каталогах достигло сотен тысяч. Так, в середине века немецкий астроном Фридрих Аргеландер (1799-1875) инициировал создание «Боннского обозрения» — катало- га координат и визуальных звездных величин более чем 300 000 звезд северного неба примерно до 10т. Впоследствии боннский каталог был распространен на более южные области неба, а дополняющие
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы 113 его кордовский визуальный и капский фотографический каталоги до- вели «Обозрение» до южного небесного полюса. В XX в. появились большие астрофизические каталоги, прежде всего каталоги спектральных классов звезд. Знаменитый каталог HD, названный в честь Генри Дрэпера, вместе с дополнениями содержит спектральную классификацию примерно 350 000 звезд. На основе звездных каталогов, а иногда и независимо от них, из- давали звездные атласы — сборники карт звездного неба, покрываю- щих все небо или его часть. В 1603 г. немецкий астроном И. Байер в атласе «Уранометрия» яркие звезды каждого созвездия обозначил бу- квами греческого алфавита; эти обозначения сохранились до наших дней. Атлас, основанный на «Боннском обозрении», сыграл большую роль в науке своего времени. Интересно, что до самого его создания практически все звездные атласы публиковались с наложенными на изображения звездного неба аллегорическими рисунками фигур со- звездий. В США в 1954-1967 гг. был издан фотографический атлас неба На- ционального географического общества и Паломарской обсервато- рии. Он содержит отпечатки фотографий областей всего звездного не- ба, доступных для наблюдений из Калифорнии, в синих и красных лу- чах с предельной звездной величиной до 21т. В 1980-1990-е гг. фото- графирование неба было повторено в синих, красных и инфракрас- ных лучах, аналогичная работа проведена для южного неба; получен- ные атласы распространялись на фотопленке и копиях фотопласти- нок. Сейчас эти обзоры неба переведены в цифровую форму, к изобра- жениям открыт свободный доступ по сети Интернет. На их основе соз- дано несколько самых больших в настоящее время звездных катало- гов. Число звезд в некоторых из них доходит до миллиарда (каталог GSC2.3) или даже превышает миллиард (каталог В 1.0 Военно-морской обсерватории США). В этих каталогах точность координат несравнен- но лучше, чем в старых каталогах, а звездные величины приводятся по измерениям на разных длинах волн. Примерно полмиллиарда звезд с очень точными координатами и величинами в инфракрасном диапазоне (длина волны около 2 мкм) входят в каталог 2MASS. Самые точные координаты, параллаксы звезд измерил в начале 1990-х гг. кос- мический аппарат HIPPARCOS, созданный Европейским космическим агентством. По этим результатам создано несколько каталогов и звездный атлас «Миллениум» на 1548 листах. Для того чтобы разобраться в многообразии современных звезд- ных каталогов, выбрать из них всю информацию об интересующих
114 Глава 4. Характеристики звезд исследователя объектах, можно воспользоваться информационными системами, созданными в Центре астрономических данных (Страс- бур, Франция). Система VizieR (http://vizier.u-strasbg.fr) обеспечивает интерактивную работу пользователя более чем с 6500 каталогами. Большое распространение в наши дни приобретают компьютер- ные звездные карты — программы, показывающие объекты из звезд- ных каталогов для заданного участка неба до указанной пользовате- лем звездной величины, координатную сетку, положения линии гори- зонта, Солнца, Луны, планет. Страсбурским Центром астрономиче- ских данных создан интерактивный атлас «Аладин» — современное средство идентификации объектов на звездном небе (http://aladin.u- strasbg.fr/aladin.gml). Он позволяет, например, вызвать на экран ком- пьютера изображения из нескольких фотографических обзоров неба, совместить их с рисунками, основанными на координатах звезд в ка- талогах, просмотреть прочую информацию из каталогов, создать ис- кусственные цветные изображения по нескольким снимкам. При ис- пользовании атласа изображения и информация из каталогов переда- ются на компьютер пользователя из центра данных. 4.5.2. Самые популярные звездные каталоги Ниже дано краткое описание наиболее ходовых каталогов звезд. Боль- шинство из них доступно через портал Центра астрономических дан- ных (Astronomical Data Center, NASA) по адресу http://adc.gsfc.nasa. gov. Там же указаны адреса других центров астрономических дан- ных — в России, Японии, Франции и Китае. Тематический поиск ката- логов удобно проводить на странице http://adc.astro.umd.edu/adc/ sciencedata.html. А если вам уже известен идентификационный номер (ID) каталога, то для получения доступа к нему достаточно ввести этот номер в окно поиска, например, на странице http://adc.gsfc.nasa. gov/viewer. Для некоторых каталогов эти номера приведены далее. BD — Bonner Durchmusterung — Каталог Боннского обозрения не- ба. Северное небо от +90° до -2°; эпоха 1855.0; содержит координаты 324 198 звезд до 9,5™. Составлен Аргеландером в 1859-1862 гг. (ADC №1122). SBD — Южная часть Боннского каталога от -2° до -23°; эпоха 1855.0; содержит 133 659 звезд до 10™ (ADC № 1119). CoD или CD — Cordoba Durchmusterung — Продолжение BD до южного полюса мира. Содержит 613 953 звезды до 10™; эпоха 1875.0 (ADC№1114).
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы 115 CPD — Cape Photogr. Durchmusterung — Фотографическое обозре- ние по плану BD, содержит 454 875 звезд от -19° до -90°, в среднем до 9,2™; эпоха 1875.0 (ADC № 1108). BS — Catalogue of Bright Stars — Каталог ярких звезд, содержит 9110 звезд до 6,5™ по всему небу. Наряду с координатами 1900,0 и 2000,0 дана UBVRT-фотометрия и спектры (ADC V/50). FK — Fundamental Catalogue — Фундаментальный каталог, в исход- ной версии («Fundamental Katalog fur Zonen-Beobachtungen...») содер- жавший 539 ярких звезд от +90° до -10°. Вышло несколько его изда- ний, последнее — FK5. Являясь дополненным FK4, содержит 1535 звезд. Все данные FK4 проверены, ошибки сведены к минимуму. Коор- динаты опорных звезд выверены. В электронную версию каталога включено 300 каталогов с координатами звезд, определенными по все- му миру (ADC № 1175). GC — Boss В. General Catalogue of 33 342 stars for the epoch 1950 - Общий каталог Босса. Точные положения и собственные движения всех звезд ярче 7т и нескольких тысяч более слабых звезд (ADC 1113А). PPM — Position and Proper Motions — Положения и собственные движения. Содержит данные о 181 731 опорной звезде севернее -2,5°. Координаты уточнены и приведены к новой системе IAU (1976), как и координаты каталога FK5, но в PPM добавлены более слабые звезды (ADC № 1146). PPM South — Положения и собственные движения 197 178 звезд южного неба, к югу от -2,5°. Данные приведены в системе IAU (1976) (ADC № 1193). BSS to the PPM - Bright Stars Supplement to the PPM - Приложе- ние к PPM с данными о ярких звездах. Приведены координаты 275 ра- нее «упущенных» звезд ярче 7,6™ по всему небу (ADC № 1206). 90 000 Stars Supplement to the PPM - Приложение к PPM, пред- ставляет собой уточненную версию каталога SAO. Все координаты да- ны в системе FK5 (ADC № 1208). AGK — Astronomische Gesellschaft Katalog - Каталог Астрономи- ческого общества, начал составляться с 1869 г. по инициативе Герман- ского астрономического общества в виде зонных каталогов меридиан- ных положений всех звезд до 9,0™. Для различных зон составлены ка- талоги AGK 1, AGK 2, AGK 3. Версии AGK3 даны в ADC № 1061В. SRS - South Refrence Stars Program - Южные опорные звезды, продолжение AGK 3 от +5° до -90°. Каталог HIPPARCOS - High Precision PARallax Collection Satel- lite — Спутник для высокоточного измерения параллаксов. Название
116 Глава 4. Характеристики звезд напоминает и об античном астрономе Гиппархе. Каталог создан в 1992 г. по данным, полученным со спутника Гиппаркос. Он состоит из 16 томов и набора компакт-дисков с астрометрическими параметра- ми для 117 955 объектов и фотометрическими для 118 204 (ADC № 1239). Каталог Tycho (в честь Тихо Браге) составлен на основе данных, полученных от устройства отождествления звезд на спутнике Гиппар- кос. Содержит данные о 1 058 332 звездах (все звезды до -10,5™ и часть звезд до ~11,5™ (ADC № 1239). Каталог Tycho-2 — положения и звездные величины 2 538 913 звезд (ADC № 1259). АС или CdC - Catalog Astrophisique или Carte du Ciel Catalogue - Астрографический каталог карты неба (АК) — результат огромной ме- ждународной работы, наблюдения для которой проводились в тече- ние 1891-1950 гг., публикации (254 тома) завершились к 1964 г., а пере- вод всех данных на магнитные носители и обработка измерений бы- ли выполнены к 1991 г. Наблюдения проводились на 20 обсерватори- ях всего мира на практически одинаковых телескопах. Всего было от- снято 23 000 фотопластинок площадью 2°х2° с перекрытием. Таким образом, каждая звезда ярче 12,5™ была зарегистрирована в среднем 2 раза. Было измерено около 9 млн отдельных изображений. Таким об- разом, каталог содержит данные о 4,5 млн звезд. SAO SC - Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalogue - Смитсонианский каталог; положения 258 997 звезд; эпоха 1950.0. В электронную версию добавлены номера по HD и GC с эпохой 2000 г. (ADC № 1131 А). Photoelectric Catalogue Magnitude and Colors of Stars in the U, B, V and Uc, В, V Systems. Сводный каталог фотоэлектрических звезд- ных величин более 20 700 звезд. HD — Henry Draper Catalog — Каталог Гарвардской обсерватории. Спектральная классификация звезд до 9™. Спектры получены с объек- тивной призмой (ADC № 3135А). HDE — Henry Draper Extinction - Продолжение Гарвардского ка- талога. Оба каталога вместе содержат 400 000 звезд до 10™, среди них все звезды ярче 8,25™ для северного и до 8,75™ южного неба. В элек- тронной версии проверены и уточнены многие данные и оба каталога объединены (ADC № 3135А). PSD — Potsdam Spektraldurchmusterung - Каталог Потсдамской обсерватории; содержит 66 700 звезд до 12™.
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы 117 BSD — Bergedorfer Spectraldurchmusterung - Каталог обсервато- рии Бергедорф; содержит звездные величины и спектральную класси- фикацию 173 500 звезд до 13™. МсС — McCormic Proper-Motion and Faint-Stars Catalogues - Ката- логи обсерватории Мак-Кормик; всего 75 000 звезд до 11,5™ по сним- кам с объективной призмой. GCV — General Catalogue of Stellar Radial Velocities - Общий ката- лог лучевых скоростей звезд; содержит лучевые скорости 15 106 объ- ектов. ОКПЗ — Общий каталог переменных звезд, издавался четыре ра- за, и каждый раз число переменных увеличивалось. Четвертое изда- ние содежит 28 484 переменных звезды, а в электронной форме катало- га (http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs) содержится 38 413 объектов. GuL — Geschichte und Literatur des Lichtwechsels der veranderli- chen Sterne — История изучения и библиография изменений блеска переменных звезд, содержатся сведения об идентификации, коорди- натах, картах окрестностей, величинах звезд сравнения, определени- ях спектра и других характеристиках звезд обозначенных до 1958 г. ICDS - Index Catalogue of Visual Double Stars - Индекс-каталог визуально-двойных звезд, содержит данные о 65 000 визуальных двой- ных звездах. Значительно более полное описание большинства астрономиче- ских каталогов (включая каталоги туманностей и галактик) можно найти в работе П. Г. Куликовского «Звездные каталоги, атласы и кар- ты. Специальные таблицы и номограммы», опубликованной в книге «Практические работы по звездной астрономии» под ред. П. Г. Кули- ковского (М.: Наука, 1971). Очень полезен для поиска астрономических данные сайт Astro- physics Data System (SAO/NASA) по адресу http://www.adsabs.harvard. edu. Литература Де Ягер К. Звезды наибольшей светимости. М.: Мир, 1984. Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир, 1980. Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. Фрязино: Век-2, 2006. Любимков Л. С. Химический состав звезд. Одесса: Астропринт, 1995. Мартынов Д. Я. Курс общей астрофизики. М.: Наука 1988. Мартынов Д. Я. Курс практической астрофизики. М.: Наука 1977.
118 Глава 4. Характеристики звезд Каули Ч. Теория звездных спектров. М.: Мир, 1974. Куликовский П. Г. Звездная астрономия. М.: Наука. 1985. Миронов А. В. Основы астрофотометрии. Практические основы фотометрии и спектрофотометрии звезд. М.: Физматлит, 2008. Свечников М. А. Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд. Иркутск: Изд-во Иркутского ун-та, 1986. Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М.: Наука, 1975. Рябчикова Т. А. Магнитные Ар-звезды: эволюционный статус и аномалии хими- ческого состава // Химическая эволюция звезд и Галактики / Под ред. А. Г. Масевич. М.: Космосинформ, 1992. С. 108-129. Rebolo R. Brown dwarfs // Cores to Clusters. Eds. Kumar M.S.N. et al. Springer, 2005: p. 177-187. Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Star http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification
Плава СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД С А. Ламзин Действие драмы происходит в Млечном Пути. Действующие лица - сто миллиардов звезд на небе и несколько сотен привязанных к Земле ас- трономов. Рудольф Киппенхан, 1987 5.1. Физика звезд 5.1.1. Что такое «модель звезды» Исследуя электромагнитное излучение звезды, мы получаем информа- цию о ее массе, светимости и физических условиях в ее внешних по- лупрозрачных слоях. Но вещество звездных недр непрозрачно для это- го излучения, потому непосредственно «заглянуть» внутрь звезды мы не можем. Прямым источником информации о центральных областях звезд служат нейтрино — слабо взаимодействующие с веществом час- тицы, которые образуются при ядерных реакциях и практически бес- препятственно покидают звезду. Но пока «нейтринные телескопы» не- совершенны: они позволяют изучать только Солнце (рис. 5.1) и про- цессы, протекающие при вспышках сверхновых звезд, да и то если вспышка произошла не слишком далеко от нас. На чем же базируются наши знания о внутреннем строении звезд? Они основаны на результатах решения математических уравне- ний, которые описывают физические процессы, происходящие в зве- здных недрах. Разумеется, учесть все многообразие явлений и абсо- лютно точно их описать невозможно, потому приходится ограничи- ваться наиболее важными для жизни звезд процессами и описывать их «с разумной степенью точности». В итоге мы получаем модель внутреннего строения звезды. Построить модель звезды — значит найти в рамках используемого приближения, как меняются вдоль ра- диуса звезды плотность, температура, химический состав ее вещества и другие, связанные с ними, параметры. Примером таких моделей слу- жит модель Солнца (см. Приложение 5). Чем лучше изучены в лабора-
120 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.L Нейтринное изображение Солнца, полу- ченное в 1998 г. на японском подземном детекто- ре «Супер-Камиоканде» с экспозицией 500 суток. Размер кадра 90°х90°. Черный кружок в центре демонстрирует видимый размер Солнца (0,5°). Размер области термоядерных реакций в недрах Солнца, где рождаются нейтрино, еще вчетверо меньше. Как видим, нейтринный телескоп пока не может различить структуру Солнца, так же как оптический не видит детали поверхности да- леких звезд. тории процессы, происходящие внутри звезд, тем точнее мы можем их описать математически и тем ближе будет рассчитанная нами мо- дель звезды к реальности. Именно поэтому качественный скачок в по- нимании законов, управляющих жизнью звезд, произошел в XX в., по- сле того, как были заложены основы атомной и ядерной физики. Чем детальнее и точнее описаны физические процессы, происхо- дящие в звезде, тем труднее решить соответствующие математиче- ские уравнения, поэтому развитие физики звезд тесно связано с рос- том производительности компьютеров. Создать теоретическую мо- дель звезды может лишь специалист, но когда расчеты выполнены, их результаты могут быть поняты и неспециалистом: важно на качест- венном уровне разобраться в том, под действием каких сил звезда пребывает в равновесии или же испытывает колебания, что служит источником ее энергии, как эта энергия из недр звезды переносится наружу и, наконец, какие факторы определяют эволюцию звезд. 5.1.2. Важнейшее свойство звезды Из наблюдений следует, что температура вещества в атмосферах звезд составляет тысячи кельвинов, а внутри звезд, как показывают расчеты и подтверждают нейтринные наблюдения Солнца, — миллио- ны кельвинов. При такой температуре, независимо от плотности и давления, все известные на Земле вещества переходят в газообразное состояние, поэтому еще в конце XIX в. астрономы пришли к выводу, что звезды — это раскаленные газовые шары, которые сила гравита- ции удерживает от разлета в окружающее их пустое пространство. Гравитация — полноправный хозяин в мире звезд. В микромире это не так. Гравитационное взаимодействие между элементарными частицами пренебрежимо мало: например, сила электрического от- талкивания двух протонов превосходит силу тяготения между ними в 1039 раз! Но крупные тела состоят практически из одинакового коли-
5.1. Физика звезд 121 чества положительных и отрица- тельных зарядов, действие которых на удаленную заряженную частицу взаимно компенсируется. В резуль- тате по мере увеличения размера тела роль электрического взаимо- действия между отдельными его частями уменьшается, а роль грави- тационного взаимодействия, напро- тив, возрастает (поскольку гравита- ционного отталкивания в природе не существует). Расчеты показыва- ют, что у небесных тел с массой ме- нее 1021 кг (это астероиды и ядра ко- мет) отдельные части объединены между собой в основном благодаря электростатическим силам, а связь Рис. 5.2. Вес каждого слоя звезды в состоянии равновесия в точности компенсируется разностью давле- ний между выше- и нижележащи- ми слоями. частей у более массивных тел — звезд и планет — осуществляет грави- тационное взаимодействие. Чем дальше мы продвигаемся вглубь звезды, тем больше масса вы- шележащих слоев и тем сильнее под их весом сжимается газ. Иными словами, давление газа возрастает с глубиной, причем так, что вес ка- ждого сферического слоя в точности компенсируется разностью сил давления на его внутренней и внешней границах (рис. 5.2). В земных условиях те же факторы обеспечивают механическое равновесие жид- кости в водоемах и воздуха в атмосфере, поэтому принято говорить, что звезда находится в состоянии гидростатического равновесия. Ес- ли по той или иной причине давление в некоторой точке станет не- много больше (или меньше), чем вес вышележащих слоев, то звезда слегка расширится (или, соответственно, сожмется), и равновесие бу- дет восстановлено. Поскольку информация об изменении давления в газе переносится звуковыми волнами, звезда восстанавливает утра- ченное механическое равновесие за время, которое требуется звуко- вым волнам, чтобы пройти диаметр звезды. Это время довольно ма- ло: например, для Солнца — около 1 часа. Как правило, характерные времена тепловых процессов, протекающих в звезде (например, вре- мя переноса энергии из ядра к поверхности или время выгорания тер- моядерного топлива) значительно больше - сотни тысяч, миллионы и даже миллиарды лет. Поэтому перестройка структуры звезды в хо- де ее эволюции происходит так, что газовое давление всегда успевает
122 Глава 5. Строение и эволюция звезд «приспособиться» к новым условиям, и звезда практически не выхо- дит из состояния гидростатического равновесия. 5.1.3. Источники звездной энергии Геологи находят остатки ископаемых организмов в земных породах, возраст которых превышает 3 млрд лет. Следовательно, температура на поверхности Земли в ту эпоху не слишком отличалась от современ- ной, а это означает, что на протяжении более миллиарда лет свети- мость Солнца была почти такой же, как сейчас: L© « 4 • 1026 Вт. Еще в середине XIX в. астрономы поняли, что тепло, выделяющееся при хи- мических реакциях, не может поддерживать солнечную светимость на современном уровне дольше 50 тыс. лет. Немецкий врач Юлиус Майер (1814-1878), исследования которого привели к открытию закона сохранения энергии, предположил, что Солнце светит за счет тепла, выделяющегося при падении на его по- верхность комет и метеоритов. Но притяжение Солнца не может разо- гнать падающие тела до скорости свыше 620 км/с. Учитывая, что при торможении в тепло переходит кинетическая энергия тела (mv2/2), легко подсчитать, что для поддержания светимости Солнца на него ежегодно должна падать масса, почти равная массе Луны. При таком темпе аккреции через 30 млн лет масса Солнца возросла бы вдвое по сравнению с нынешней. Как выяснилось позже, именно падение око- лозвездного вещества обеспечивает высокую светимость самых моло- дых звезд и некоторых старых «звездных остатков» — белых карли- ков, нейтронных звезд, черных дыр. Но к Солнцу и подобным ему звез- дам среднего возраста, пребывающим «в полном расцвете сил», про- цесс аккреции отношения не имеет. Астрономы XIX в. подтвердили, что не наблюдают падения комет на Солнце в таком количестве. Обдумывая идею Майера, немецкий естествоиспытатель Герман Гельмгольц (1821-1894) предположил, что на Солнце не обязательно должно что-то падать снаружи: «падать» на него может... вещество са- мого Солнца. Посмотрим еще раз на формулу для кинетической энер- гии (mv2/2): большой приток энергии обеспечивается либо высокой скоростью, либо большой массой. Поддержание высокой температу- ры звезды может происходить вследствие ее медленного сжатия. Си- ла тяготения при сжатии звезды совершает над газом работу, и это приводит к его нагреву. По расчетам английского физика Уильяма Томсона, лорда Кельвина (1824-1907), чтобы поддерживать свою све- тимость на современном уровне, Солнце должно ежегодно сжиматься всего на 90 метров, т. е. примерно на Visoooooo долю своего радиуса.
5.1. Физика звезд 123 По оценке Томсона, сжимающееся Солнце могло светить не менее яр- ко, чем сегодня, на протяжении почти 30 млн лет. Но в конце XIX в. это время не казалось таким уж огромным, хотя и существенно превы- шало библейские тысячи лет «от сотворения мира». Как пишет Артур Эддингтон (1928), «даже в то время такой срок был найден слишком малым, но Кельвин убеждал геологов и биологов, что они должны уло- жить земную историю в пределы этого срока». Поскольку других ис- точников энергии не было видно, гипотезу гравитационного сжатия не оспаривали даже в начале XX в., хотя геологи без колебания указы- вали возраст Земли в миллиарды лет. При этом дата творения, предло- женная лордом Кельвином, упоминалась не с большим уважением, чем библейская, пишет Эддингтон. В первые десятилетия XX в., используя радиоизотопный анализ, физики надежно доказали, что возраст Земли, а значит, и Солнца — миллиарды лет. После этого гипотезы аккреции и сжатия были безого- ворочно отвергнуты. Гравитация как источник энергии не оправдала себя. Однако теперь известно, что выделение тепла за счет гравитаци- онного сжатия служит основным источником энергии на стадии фор- мирования звезд из межзвездного газа, а также на отдельных, сравни- тельно коротких этапах жизни нестационарных звезд. Но это уже дру- гая история, и к этому мы еще вернемся. В поисках источников звездной энергии ученые обратились к про- цессам, протекающим в микромире. В начале 1920-х гг. несколько ас- трономов независимо друг от друга высказали предположение, что энергия внутри звезд может выделяться при слиянии атомных ядер. Этот процесс привлек внимание еще и потому, что открывал возмож- ность объяснить происхождение элементов в результате последова- тельного слияния ядер атомов водорода — протонов. В 1919 г. Эрнест Резерфорд (1871-1937) доказал, что ядерные реакции возможны: он наблюдал, как при столкновении быстрой а-частицы (ядра гелия) с ядром азота рождалось ядро кислорода. Впрочем, как раз эта реакция не сопровождается выделением энергии, а напротив, требует ее затра- ты. Кроме того, расчеты показывали, что для протекания ядерных ре- акций необходима температура в сотни раз больше той, что могла быть в центре Солнца. Проблема не поддавалась решению, пока физики оперировали классической динамикой и представлениями всего о двух элементар- ных частицах — электроне и протоне. Лишь в конце 1930-х гг. удалось преодолеть все трудности и выяснить, какие именно ядерные реак- ции могут поддерживать светимость звезд и как зависит скорость
124 Глава 5. Строение и эволюция звезд энерговыделения в этих реакциях от температуры. Это стало возмож- ным благодаря успехам квантовой механики и открытию в 1932 г. двух новых элементарных частиц — нейтрона и позитрона. 5.1.4. Ядерные реакции Как известно, атомы состоят из положительно заряженного ядра, во- круг которого обращаются отрицательно заряженные электроны. За положительный заряд ядра ответственны входящие в него протоны. По абсолютной величине электрический заряд протона равен заряду электрона, но масса протона в 1836 раз больше. В земных условиях большинство атомов электронейтральны: электронов вокруг ядра столько же, сколько протонов в ядре, и число это равно порядковому номеру элемента в таблице Менделеева. Кроме протонов, в состав яд- ра входят нейтроны, не имеющие электрического заряда. Масса ней- трона примерно на 0,1% больше, чем протона. Часто протоны и ней- троны называют одним именем — нуклоны. Принято обозначать атом- ные ядра символом соответствующего химического элемента, указы- вая с левой стороны в виде индексов общее число нуклонов в ядре (вверху) и число протонов (внизу): например, 26Fe — ядро атома желе- за, состоящее из 26 протонов и 30 нейтронов. Размеры атомных ядер в десятки тысяч раз меньше характерного размера электронных орбит в атоме, поэтому взаимодействие с элек- тронами не может скомпенсировать силу отталкивания, действую- щую между одноименно заряженными протонами в ядре. Разруше- нию атомных ядер препятствует особый вид взаимодействия между нуклонами — сильное взаимодействие, которое проявляется как сила их взаимного притяжения. При одинаковом расстоянии притяжение между двумя протонами такое же, как между двумя нейтронами или между нейтроном и протоном. С увеличением расстояния между ну- клонами (г) сила ядерного взаимодействия убывает гораздо быст- рее, чем сила электростатического отталкивания протонов; при г > 10-15м сильное взаимодействие становится пренебрежимо сла- бым. Поэтому любой нуклон притягивает к себе лишь ближайших со- седей, тогда как протон «ощущает» силу отталкивания со стороны всех остальных протонов ядра. Поскольку нейтроны не испытывают отталкивания, а только притягивают к себе соседние нуклоны, их при- сутствие делает ядра более прочными. В свободном состоянии нейтрон живет в среднем всего около 15 минут, а затем распадается на протон, электрон и антинейтрино. Поче- му же тогда существуют атомные ядра, в состав которых входят ней-
5.1. Физика звезд 125 Рис. 5.3. Относительная распространенность химических элементов в межзвездной среде и внешних слоях звезд. В центральных областях звезд в результате термоядерного синтеза доля элементов тяжелее во- дорода (особенно Не, С, N, О) существенно выше. троны? Если в ядре атома нейтрон распадется, то получится новое яд- ро, энергия которого может быть либо меньше, либо больше энергии исходного ядра. Если она меньше, то распад нейтрона энергетически выгоден, и потому рано или поздно он произойдет — такие ядра назы- вают p-радиоактивными. А во втором случае нейтрон распасться не сможет, поскольку это привело бы к нарушению закона сохранения энергии; такое ядро оказывается устойчивым относительно р-распада. Если представить ядро в виде сферы, состоящей из плотно упако- ванных шариков-нуклонов, то все эти «шарики» можно разделить на две категории: внутренние и поверхностные. Внутренние нуклоны ок- ружены соседями со всех сторон, а у поверхностных с внешней сторо- ны соседей нет. Силы притяжения в ядре действуют только между со- седними частицами, поэтому внутренние нуклоны крепче связаны с ядром, чем поверхностные. Следовательно, чем меньше доля нукло- нов, находящихся на поверхности ядра, тем прочнее ядро в целом. Заменив в нашей схеме «ядро» «каплей жидкости», а «нуклон» — «молекулой», мы увидим, что именно так в школьном учебнике физи- ки объясняется, почему жидкости обладают поверхностным натяже- нием — стремлением свести к минимуму свою поверхность. По этой причине, в частности, две соприкоснувшиеся капельки воды сливают- ся в одну более крупную каплю. Процесс слияния капель сопровожда- ется переходом части потенциальной энергии межмолекулярного взаимодействия в кинетическую энергию движения молекул, т. е. в те- пло: температура воды немного увеличивается. Аналогия с каплей во-
126 Глава 5. Строение и эволюция звезд Атомная масса Рис. 5.4. Энергия связи атомных ядер в расчете на один нуклон. ды позволяет понять, почему при тесном сближении двух легких ядер происходит их слияние и образуется более тяжелое ядро нового эле- мента. Этот процесс называют ядерной реакцией синтеза. Однако добыть эту ядерную энергию связи непросто: чтобы сбли- зить ядра до расстояния -10“15 м, при котором начинаются сильные взаимодействия, надо преодолеть действующие между протонами си- лы отталкивания, а для этого следует сталкивать исходные ядра с большой скоростью. Этого можно добиться, разгоняя заряженные час- тицы электрическим полем в ускорителе, а можно просто нагреть газ до очень высокой температуры. Синтез более тяжелых ядер из лег- ких, происходящий при их столкновениях вследствие теплового дви- жения, называют термоядерными реакциями. Чтобы в газе начались термоядерные реакции, его нужно нагреть до температуры свыше 1 000 000 К, причем чем больше заряды сталкивающихся ядер, тем го- рячее должен быть газ, поскольку с ростом заряда возрастает и сила электрического отталкивания. Но уж если термоядерные реакции на- чались, то мы с лихвой окупаем затраты энергии на нагрев газа: на- пример, в центре Солнца при слиянии четырех протонов (} Н) в ядро гелия (2 Не) выделяется в 1000 раз больше энергии, чем требуется для взаимного сближения протонов. Вернемся к капельной модели ядра. Сравнивая атомное ядро с ка- плей воды, мы пока не учли, что ядро имеет электрический заряд. А что происходит, когда соприкасаются две электрически заряжен- ных капли? Пока заряд мал, приведенные в соприкосновение капли по-прежнему стремятся слиться, но чем больше суммарный заряд ка- пелек, тем более приплюснутой оказывается форма образовавшейся капли. Это связано с тем, что, стремясь отодвинуться друг от друга, одноименные заряды тянут за собой молекулы воды, увеличивая пло-
5.1. Физика звезд 127 щадь поверхности капли. Поэтому слияние заряженных капелек уже не столь выгодно с энергетической точки зрения, как это было при от- сутствии заряда. Более того, начи- ная с некоторой величины заряда соприкасающиеся капельки вооб- ще не станут сливаться, если толь- ко мы не приложим дополнитель- ных усилий, т. е. не затратим на это энергию. А если заряд капелек сделать еще больше, то вскоре по- сле того, как мы насильно сольем маленькие капли, образовавшаяся большая капля распадется на фраг- менты меньшего размера. По тем же причинам слияние Рис. 5.5. Количество протонов (Z) и нейтронов (N) в стабильных ядрах. А - атомная масса. атомных ядер сопровождается вы- делением энергии связи только вплоть до образования ядра желе- за fgFe, а синтез ядер более тяже- лых элементов, напротив, отбирает у газа тепловую энергию. Поэтому ядерные реакции могут снабжать звезду тепловой энергией лишь до тех пор, пока все ядра легких элементов не превратятся в ядра желе- за — своего рода «ядерную золу». Элементы тяжелее железа синтезиру- ются в недрах звезд только во время процессов взрывного характера, например, при вспышках сверхновых, когда быстрое сжатие звезды со- провождается выделением огромного количества тепла. Из тяжелых ядер абсолютно устойчивыми могут быть лишь ядра атомов с числом протонов Z < 83, т. е. до висмута включительно. И хотя некоторые ядра с Z > 83 могут жить достаточно долго (например, среднее время жизни ядер урана 2ffu — около 5 млрд лет), всем им уготована одинаковая судьба: распад на два или несколько ядер с меньшим зарядом. Отметим еще две особенности поведения нуклонов, важные для понимания физики ядерных реакций. Нуклоны в ядре не покоятся, а движутся, подчиняясь, как и элек- троны в атоме, законам квантовой механики. Поэтому энергия ядра может принимать множество дискретных значений, каждое из кото- рых соответствует определенной совокупности орбит нуклонов из чис- ла разрешенных квантовыми законами. Если внешнее воздействие от-
128 Глава 5. Строение и эволюция звезд сутствует, то ядро находится в основном состоянии с минимальной энергией. При столкновении ядер часть их кинетической энергии мо- жет уйти на то, чтобы возбудить одно из ядер, заставив его нуклоны двигаться по более высоким орбитам. Чаще всего этим и заканчивают- ся столкновения ядер, а их слияние с образованием нового ядра — го- раздо менее вероятный процесс (кстати, если произошло слияние, то и «новорожденные» ядра обычно появляются на свет в возбужденном состоянии). Через некоторое время возбужденное ядро возвращается в основное состояние, отдавая избыток энергии кванту электромагнит- ного излучения (у); обычно это квант гамма-диапазона. Впрочем, столкновение может закончиться и «трагически»: силь- но возбужденное ядро может распасться на два более легких ядра. Разрушиться ядро может и оттого, что поглотит достаточно энергич- ный у-квант; позже мы узнаем, что именно этот процесс служит при- чиной катастрофической гибели массивных звезд. Вторая особенность поведения нуклонов состоит в том, что при ядерных реакциях нейтроны могут превращаться в протоны, а прото- ны — в нейтроны. При этом не происходит нарушения закона сохране- ния заряда, поскольку первый процесс сопровождается рождением электрона (е"), а второй — позитрона (е+), частицы, которая во всем является точной копией электрона, но имеет положительный электри- ческий заряд. Кроме того, вместе с позитроном всегда рождается еще одна частица — нейтрино (v), а вместе с электроном — антинейтрино (v). Это видно на примере ядерной реакции, протекающей в недрах Солнца, в которой при столкновении двух протонов образуется ядро тяжелого изотопа водорода (дейтерия): }н + {н —► iH + е++ v. Нейтрино и антинейтрино настолько слабо поглощаются вещест- вом, что способны вылетать из центра звезды наружу. И хотя по той же причине их очень трудно зарегистрировать на Земле, ученые не жалеют усилий для создания нейтринных детекторов, которые позво- лят непосредственно заглянуть в звездные недра. Оказалось, что в недрах Солнца и других звезд главной последова- тельности происходит цепочка реакций, приводящая к слиянию четы- рех протонов в ядро атома гелия, причем рождение каждого такого яд- ра сопровождается выделением энергии 10-12Дж. Часть этой энергии уносит электромагнитное излучение (у-кванты), а часть пере- ходит в кинетическую энергию образовавшегося ядра, которое сразу после рождения движется со скоростью около 1000 км/с. Вскоре
5.1. Физика звезд 129 у-кванты поглощаются веществом, а энергия быстрой а-частицы пере- распределяется между соседними ядрами при их взаимных столкнове- ниях: происходит нагрев газа. Поделив светимость Солнца (L0) на £п, найдем, что ежесекундно внутри Солнца образуется около 1038 ядер гелия и пропадает в 4 раза больше протонов. Это, конечно, огромная величина, но велики и запа- сы ядерного горючего: масса Солнца М0«2- 1О30 кг, причем состоит оно в основном из водорода, т. е. из протонов. А поскольку масса про- тона гИр = 1,67 • 10“27 кг, то общее число протонов внутри Солнца Np« 1057! Даже если предположить, что в недрах Солнца может сго- реть не все топливо, а лишь та его часть, которая находится в области высоких температур, достаточных для термоядерных реакций (это около 10% общей массы), то и при этом термоядерное «горение» водо- рода может поддерживать светимость Солнца почти 10 млрд лет! В этом легко убедиться, разделив запас топлива (0,1 Wp) на число еже- секундно гибнущих протонов (4 • 1038). 5.1.5. Перенос тепла в недрах звезд Выделение тепла при сжатии звезды и тем более при протекании тер- моядерных реакций происходит глубоко в недрах газового шара, а из- лучение уносит эту энергию с его поверхности, что обусловливает пе- редачу тепла из внутренних областей во внешние. А поскольку поток тепла всегда направлен от горячих слоев к более холодным, температу- ра газа в звездах должна увеличиваться с глубиной, достигая в центре максимального значения. В стационарном состоянии распределение температуры вдоль радиуса должно установиться таким, чтобы внут- ри каждого тонкого сферического слоя соблюдалось условие теплово- го равновесия: если в слое нет собственных источников энергии, то ба- ланс входящего и выходящего тепла должен быть нулевым. Если же в слое — например, в результате термоядерных реакций — выделяется некоторое количество тепла с мощностью Q, то разница между прито- ком и оттоком тепла должна быть равна Q. Перенос тепла в звездах в основном осуществляется излучением, а когда «лучистый» перенос энергии не справляется с этой задачей, из- быточную энергию переносит конвекция. Примеры конвекции широ- ко известны: конвективное движение воды переносит тепло в нагре- ваемой снизу кастрюле. Конвекция воздуха происходит в земной атмо- сфере, поскольку она прозрачна для солнечного света и греется от кон- такта с почвой, ранее нагретой солнечными лучами. Одним словом, этот процесс всем известен и, казалось бы, хорошо изучен: нагретое ве-
130 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.6. Механизмы переноса энергии в звез- дах главной последовательности. В ядре Солн- ца (1 Mq) энергию переносит излучение, в мало- прозрачной оболочке - конвекция. Существен- но менее массивные красные карлики (0,1 М©) полностью конвективны: температура в их не- драх примерно такая же, как в оболочке Солн- ца. У звезд намного массивнее Солнца в горя- чей и довольно прозрачной оболочке энергию переносит излучение, но в ядре оно не справля- ется с этим, и там развивается конвекция. щество расширяется и всплывает, а охладив- шись — сжимается и то- нет. Однако в звездах ха- рактер конвективного пе- ремешивания оказался на- столько сложным, что по- ка не удалось создать хоро- шей математической моде- ли для его описания. При- ходится пользоваться до- вольно грубыми прибли- жениями, и это вносит за- метную неопределенность в наши знания о внутрен- нем строении и эволюции звезд. Между тем конвек- ция не только переносит тепло, но и перемешивает вещество внутри звезды, вынося синтезированные в звездных недрах химические элементы на поверхность, откуда звездный ветер уносит их в межзвездное про- странство. Итак, конвекция развивается в тех областях звезды, где излучение не справляется с переносом энергии. А эффективность лучистого пере- носа определяется степенью прозрачности вещества: чем прозрачнее газ, тем легче «перетекает» сквозь него излучение из горячих областей в более холодные. Степень прозрачности вещества, очевидно, зависит от толщины его слоя (S), плотности вещества (р) и способности его атомов взаимодействовать с квантами излучения. Последнюю характе- ристику называют коэффициентом непрозрачности вещества на еди- ницу массы (к). Доля излучения, поглощенного тонким слоем вещест- ва, определяется произведением этих трех величин (кр5). Если эта до- ля близка к единице, слой практически непрозрачен. Следовательно, толщина непрозрачного слоя по порядку величины равна S « (кр)-1. Обычно эту величину называют длиной свободного пробега фотона. Рассчитанный коэффициент непрозрачности для вещества в не- драх Солнца приведен в Приложении 5. Как видим, во внутренней час- ти Солнца к ~ 1 см2/г, а р ~ 10 г/см3, поэтому S * 1 мм. То есть в сред- нем солнечное вещество поглощает свет так же эффективно, как стек-
5.1. Физика звезд 131 ла солнечных очков. Однако вблизи поверхности коэффициент погло- щения резко возрастает, делая лучистый перенос энергии малоэффек- тивным и создавая условия для развития конвекции. Чтобы понять причину подобного изменения, нам следует вспомнить, как на микро- уровне вещество взаимодействует с излучением. 5.1.6. Взаимодействие вещества с излучением Рассмотрим некоторый объем горячего газа, плотность которого не слишком велика, так что взаимодействие частиц газа друг с другом происходит только в моменты их столкновений. Как правило, это взаимодействие приводит к перераспределению кинетических энер- гий сталкивающихся атомов. Но иногда часть этой кинетической энергии расходуется на то, чтобы перевести один из электронов в ато- ме на более высокую орбиту. Обычно в возбужденном состоянии атом пребывает около 10“8 с, после чего электрон возвращается на ис- ходную орбиту, излучая избыточную энергию в виде фотона. Поки- дая объем газа, фотон уносит часть энергии теплового движения час- тиц, затраченную на его рождение. Таким образом, мы рассмотрели один из механизмов охлаждения газа за счет излучения. Разумеется, на месте атома могла бы быть молекула или ион, если вокруг него об- ращается хотя бы один электрон. Представим себе, что описанный процесс прокручивается, как ки- нофильм, в обратном направлении. Тогда мы увидим следующую кар- тину: снаружи в объем газа влетает фотон, наталкивается на атом и поглощается. Энергия фотона передается одному из электронов, кото- рый переходит на более высокий уровень — атом становится возбуж- денным. И тотчас же после этого (чего только не бывает в кино!) с воз- бужденным атомом сталкивается другой атом. В момент контакта электрон в возбужденном атоме возвращается на нижний уровень, а освободившаяся при этом энергия переходит в кинетическую энер- гию атомов: после соударения они разлетаются, приобретая дополни- тельные скорости. Кино закончилось, и мы понимаем, что увидели сейчас, как происходит нагрев газа излучением. Возможны и другие процессы, в которых газ приобретает или теря- ет энергию, взаимодействуя с излучением. Например, при столкнове- нии атомов может происходить не только их возбуждение, но даже ио- низация: если энергия столкновения достаточно велика, один из элек- тронов способен совсем оторваться, а затем присоединиться к друго- му иону, излучив фотон. При этом, как и в предыдущих случаях, вме- сто атома можно рассматривать молекулу или ион, у которого сохра-
132 Глава 5. Строение и эволюция звезд нился хотя бы один связанный электрон. Впрочем, даже полностью ио- низованный газ взаимодействует с излучением: свободный электрон, пролетая мимо иона, может излучить или поглотить фотон, изменив при этом свою кинетическую энергию, однако оставшись свободным. Первый процесс приводит к охлаждению, а второй — к нагреву газа. Это явление так и называют: свободно-свободные переходы электрона. Говоря об охлаждении газа за счет излучения, мы полагали, что родившийся фотон может беспрепятственно покинуть газовое обла- ко. Но если на пути фотона окажется много атомов, готовых погло- тить его, то, пройдя некоторое расстояние, фотон будет поглощен, пе- ренеся таким образом энергию из одной части облака в другую. Этот процесс, называемый лучистой теплопроводностью, - один из основ- ных механизмов переноса тепла из центральных областей звезды в ее внешние слои. Непрозрачность вещества внутри звезд очень велика. Мы уже оце- нивали среднюю длину свободного пробега фотона в недрах Солнца: около 1 мм. А, например, в ядре Солнца фотон от момента своего рож- дения до гибели в среднем проходит всего около 0,1 мм. Пройдя такое расстояние, фотон почти наверняка поглощается. Но на смену погиб- шему фотону почти тотчас рождается новый, и это продолжается до тех пор, пока далекие потомки того первого, рожденного в ядерных реакциях фотона не доберутся до края звезды. Только там, в звездной атмосфере, где плотность мала и газ почти прозрачен, у фотонов появ- ляется шанс покинуть звезду, унеся с собой энергию, рожденную в ядерных реакциях. Следует учесть, что стартовавший из ядра звезды энергичный у-квант постепенно «дробится» на кванты с меньшей энергией. Про- двигаясь из глубины к поверхности, излучение остывает, но поток энергии сохраняется. Поэтому вместо одного могучего у-кванта, рож- денного в ядерной реакции, к поверхности звезды добирается группа оптических фотонов — далеких потомков исходного у-кванта. А долго ли длится путешествие фотона из центра звезды к поверх- ности? Если бы движение происходило по прямой, то со скоростью 300 000 км/с фотон выбрался бы из недр Солнца всего за пару секунд. Но в действительности так не бывает. После каждого эпизода погло- щения-излучения новый фотон летит в произвольном направлении, «забыв», откуда пришел его предок. Поэтому путь фотона к поверхно- сти похож на хаотическое блуждание броуновской частицы и длится очень долго: от центра Солнца до поверхности фотон (точнее, его по- томки) добирается около миллиона лет!
5.1. Физика звезд 133 Уходящее с поверхности звезды излучение безвозвратно уносит энергию. В этом и состоит причина эволюции звезды. Если бы звезда не менялась, то потеря тепла привела к охлаждению газа и уменьше- нию его давления, а это повлекло бы за собой нарушение гидростати- ческого равновесия. Поэтому для компенсации тепловых потерь нор- мальная звезда «вынуждена» либо сжигать запасы ядерного топлива, либо сжиматься, выделяя в виде тепла свою гравитационную энер- гию. О том, как изменяется при этом структура звезды, мы расскажем в следующих разделах. 5.1.7. Расчет эволюции звезды Давление, плотность и температура газа в стационарной звезде долж- ны меняться вдоль радиуса так, чтобы везде выполнялись условия ме- ханического и теплового равновесия. При этом эффективность пере- носа тепла и скорость выделения энергии в ядерных реакциях сами зависят от плотности, температуры и химического состава газа. По- этому все протекающие в звезде процессы оказываются взаимосвя- занными, и для расчета внутреннего строения звезды приходится од- новременно решать несколько взаимосвязанных дифференциальных уравнений. Законы физики, определяющие строение и эволюцию звезды, ра- зумеется, одинаковы для всех звезд. Но есть две важнейших характе- ристики, которые делают жизненный путь каждой звезды уникаль- ным: это ее исходные масса и химический состав. Поэтому для расче- та внутреннего строения одиночной звезды компьютеру нужно ука- зать ее полную массу и распределение химических элементов вдоль радиуса. Из наблюдений мы можем узнать лишь химический состав звездных атмосфер, но астрономам не приходится гадать, каков он внутри звезды, перебирая бесчисленное множество вариантов. Дело в том, что когда звезды формируются из межзвездного газа, их вещест- во хорошо перемешивается, поэтому свою жизнь звезды начинают, имея однородный химический состав. Именно его задают при модели- ровании в качестве исходного параметра, а дальнейший расчет пока- зывает, как со временем изменяется содержание того или иного эле- мента в результате ядерных реакций. Поэтому, начав расчет с момен- та зарождения звезды из облака, можно шаг за шагом в принципе уз- нать ее строение в любой дальнейший момент времени, проследить весь ее жизненный путь. Впрочем, чаще всего расчеты ведут от момен- та, когда облако уже сжалось, пришло в состояние равновесия и в но- ворожденной звезде начинаются ядерные реакции.
134 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.7. Распределение основных параметров в модели внутреннего строения современного Солнца, достигшего возраста 4,5 • 109 лет. Т и р — температура и плотность на расстоянии г от центра, Ми L — масса и светимость внутри радиуса г. Начальный химический состав, прак- тически неизменный в течение эволюции за пределами ядра (г > 0,25 /?©), в массовых долях в этой модели составляет: Н - 0,708, Не - 0,272, тяжелые элементы - 0,020. Плотность и температура в цен- тре: рс = 158 г/см3 и Тс = 15,7 • 106 К. Стрелки указывают расположе- ние шкал для соответствующих параметров. (По: Sears, 1964.) В меньшей степени, чем от массы и химического состава, судьба звезды зависит от начальной скорости ее вращения вокруг оси и от на- пряженности ее магнитного поля. Эти факторы влияют не столько на внутреннее строение звезды, сколько на процессы в ее атмосфере. Рас- считать внутреннее строение и эволюцию звезды, входящей в тесную двойную систему, гораздо сложнее, чем эволюцию одиночной звезды, поскольку приходится учитывать взаимное влияние компонентов друг на друга. Однако в настоящее время эти сложности имеют скорее технический, чем принципиальный характер. В ходе эволюции звезды изменяется химический состав ее недр, перераспределяется плотность, меняется тип ядерных реакций. Мате- матическая модель звезды позволяет рассчитать все эти изменения, но как сравнить их с характеристиками реальных звезд? Наблюдая звезду, мы можем (в лучшем случае!) измерить ее массу (М), радиус
5.1. Физика звезд 135 Рис. 5.8. Свойства солнечного вещества, определяемые локальными значе- ниями основных параметров. Доля водорода по массе (X) и давление (Р) за- имствованы у Sears, 1964; коэффициент непрозрачности (к) — у Weymann, 1957; удельная (на единицу массы) скорость генерации энергии (е) - у Гиб- сона, 1977. (7?), светимость (т. е. полную мощность излучения, L), температуру ви- димой поверхности (Т) и химический состав поверхностных слоев. К счастью, эволюционные изменения внутреннего строения звезды влияют и на ее внешний облик: с возрастом меняются ее радиус, све- тимость и температура поверхности. Поскольку эти изменения проис- ходят достаточно плавно, в пространстве наблюдаемых параметров положение звезды перемещается по некоторой траектории, которую называют эволюционным треком. Правда, большую часть жизни звезды ее масса и состав поверхно- сти остаются почти неизменными, но радиус, светимость и температу- ра меняются весьма заметно. Казалось бы, за изменением этих трех параметров можно проследить только на трехмерной диаграмме, но это не так. Если спектр звезды близок к спектру абсолютно черного тела — а в целом это недалеко от истины, — то ее светимость связана с температурой и радиусом поверхности: L = 4nR2oTe4ff,
136 Глава 5. Строение и эволюция звезд где 4л/?2 — площадь поверхности звезды; oTeff — мощность излучения единицы поверхности черного тела; о — постоянная Стефана—Больц- мана; Teff — эффективная температура звезды, т. е. температура абсо- лютно черного сферического тела, равного звезде по радиусу и свети- мости. Используя эту связь между L,Rn Тек, можно на двумерной диа- грамме, демонстрирующей параметры L и Teff, изобразить и параметр /?, например линиями равных радиусов (см. рис. 4.30), по которым лег- ко проследить эволюцию размера звезды. Задавшись массой звезды и ее начальным химическим составом, можно проследить за изменени- ем величин L и Те^ со временем, причем всего за нескольких часов ра- боты компьютера мы узнаем, что происходит со звездой на протяже- нии нескольких миллиардов лет ее жизни. Заранее неизвестно, насколько верно то или иное предположение о процессах, протекающих внутри звезд. Судить об этом можно толь- ко по способности теории объяснять известные наблюдения и верно предсказывать новые, ранее неизвестные закономерности. Судя по всему, общий характер современных представлений об эволюции звезд в будущем радикально не изменится, однако следует признать, что мы еще не до конца понимаем некоторые важные детали звезд- ной эволюции. Далее мы обсудим, как сравнение наблюдаемых характеристик звезд с результатами расчетов звездных моделей позволяет опреде- лить возраст, массу и химический состав звезд, а также понять, поче- му одни звезды выглядят неизменными на протяжении всей истории их исследования, а другие, напротив, меняют свои характеристики бу- квально у нас на глазах, всего за несколько секунд. 5.1.8. Рождение звезд Идею о формировании звезд из разреженного межзвездного вещества обсуждал еще И. Ньютон (1643-1727), но окончательно убедиться в ее справедливости позволили астрономические наблюдения лишь во вто- рой половине XX в. С помощью инфракрасных и радиотелескопов не только были найдены подходящие облака межзвездного газа, но и уда- лось проследить за тем, как эти облака теряют устойчивость и сжима- ются силой тяготения, начиная свое превращение в звезды. Оказалось, что непосредственно перед началом сжатия температура газа в не- драх таких облаков составляет всего 10-30 К, а иногда даже 3-5 К, то есть это самые холодные объекты во Вселенной. Состоят они в основ- ном из молекул водорода и атомов гелия. Прочие химические элемен- ты представлены в небольшом количестве и сосредоточены главным
5.1. Физика звезд 137 Рис. 5.9. Плотное и холодное, совершенно непро- зрачное для света облако межзвездного газа Barnard 68, в котором происходит зарождение будущих звезд. образом в пылинках раз- мером около 0,1 мкм. Хо- тя по «межзвездным стан- дартам» эти облака счита- ются весьма плотными, по земным меркам они очень разрежены: сред- нее расстояние между пы- линками составляет не- сколько метров, а в 1 м3 газа присутствует около 2 млрд молекул, что в 1016 раз меньше, чем в возду- хе при нормальных усло- виях. Поэтому газово-пы- левая туманность, из ко- торой 5 млрд лет назад образовалось Солнце, бы- ла примерно в 10 млн раз больше современного раз- мера нашего светила. Хотя по земной привычке мы называем области концентрации межзвездного газа «облаками», следует понимать, что по своему пове- дению они существенно отличаются от привычных для нас атмосфер- ных облаков. Например, земные облака плавают в атмосфере, по- скольку их плотность практически такая же, как у окружающего воз- духа, а межзвездные облака в сотни раз плотнее межоблачной среды и поэтому движутся по галактическим орбитам как индивидуальные объекты, практически как звезды. Но главное различие между атмо- сферными и межзвездными облаками — в их массе: у межзвездных облаков она достигает миллионов масс Солнца, что делает гравита- цию важнейшим фактором их эволюции. Небольшие облака в тече- ние некоторого времени способны противостоять силе тяжести. Но, случайно сталкиваясь и сливаясь друг с другом, они увеличивают свою массу и вместе с ней — роль гравитации. Начав сжиматься под действием собственного тяготения, облако уже не может вернуться к исходному состоянию равновесия. Дело в том, что с уменьшением размера облака (/?) сила тяготения (GM/R2) на- растает значительно быстрее, чем противодействующая ей сила газо- вого давления (Р). Причина этого состоит в очень эффективном охлаж-
138 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.10. Этапы формирования звезды. дении вещества: все выделяющееся при сжатии тепло покидает обла- ко в виде инфракрасного излучения пыли. Правда, при сжатии облако становится все менее прозрачным для излучения, поскольку количест- во поглощающих частиц на пути луча возрастает (р/? ~ М/R2). Но пока облако не достигло очень высокой плотности, при которой инфракрас- ным квантам трудно его покинуть, температура в нем держится на почти постоянной и очень низкой отметке — всего несколько кельви- нов. Поэтому градиент давления (выталкивающая сила) растет доволь- но медленно (P/R ~ pT/R ~ р4^3), а вес элемента объема облака возраста- ет заметно быстрее (pM/R2 ~ р5^3). По мере сжатия облака и роста его плотности сила тяготения все сильнее доминирует над силой газового давления. По этой причине скорость сжатия облака непрерывно возрастает, и примерно за пол- миллиона лет его размер уменьшается в тысячу раз. Объем облака при этом уменьшается в миллиард раз, и во столько же раз возрастает средняя плотность газа. Из-за того, что сжатие протекает неоднород-
5.1. Физика звезд 139 Таблица 5.1 Этапы эволюции Солнца (по: Bodenheimer 1989, р. 708) Этап эволюции Время, лет* Teff.K L/L@ TC,K Pc, г/см3 1. Начало сжатия протозвезды 0 10 10"4 2 -106 10 10"19 2. Появление звездного ядра ЗЮ5 10 IO’4 2 -106 2 IO4 2 • IO’2 3. Ядро содержит половину массы 7 • 104 300 26 2 -103 8 Ю5 0,25 4. Начало медленного сжатия 8 -105 4 400 1,6 2,1 4 IO6 1,5 5. Минимальное L на стадии кон- векции 8 • 106 4 400 0,5 1,6 6 IO6 11 6. Максимальное L перед главной последовательностью 1,6 Ю7 5 900 1,1 1,0 1,3 • 107 83 7. Главная последовательность нулевого возраста 1,0 • ю7 5 700 0,7 0,87 1,4-IO7 90 8. Нынешнее Солнце 4,6 109 5 800 1,0 1,0 1,5 • 107 156 * Указано время, прошедшее от предшествующего этапа. но, плотность быстрее всего нарастает в центральных областях. Это приводит к тому, что именно в центре облака вещество становится не- прозрачным для инфракрасного излучения, и это резко снижает эф- фективность охлаждения. Центральные области начинают быстро на- греваться, и давление газа внутри них начинает расти гораздо быст- рее, чем раньше, замедляя сжатие. Вскоре давление становится на- столько большим, что сжатие совсем прекращается, и внутри облака образуется гидростатически равновесное ядро — зародыш звезды, мас- са которого составляет всего несколько процентов от массы облака. За пределами ядра газ по-прежнему прозрачен для инфракрасного излу- чения и продолжает практически свободно падать к центру. Сжимаю- щееся облако, внутри которого сформировалось равновесное ядро, на- зывают протозвездой. Падающий со скоростью несколько километров в секунду газ обо- лочки наталкивается на неподвижное вещество ядра и резко тормо- зится вплоть до полной остановки. При этом его кинетическая энер- гия переходит в тепло, около 50% которого идет на разогрев газа, а ос- тальное излучается наружу. Вначале это излучение состоит из инфра- красных фотонов, но по мере того, как расут масса ядра и его темпера- тура, в спектре излучения появляется все больше квантов видимого света. Однако толстая внешняя оболочка непрозрачна для видимого света, который поглощается пылинками и переизлучается в инфра-
140 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.11. В центре этого снимка, охватывающего область размером около 4 св. лет, в окружении туманных волокон видна звезда Т Тельца (Т Таи), прото- тип интересного класса переменных звезд. Все звезды типа Т Тельца моло- ды - не старше нескольких миллионов лет. По массе они похожи на Солнце, но пребывают пока в процессе формирования. Вблизи звезды Т Таи располо- жено светлое газово-пылевое облако, известное как «переменная туманность Хинда» (Hind’s Variable Nebula, NGC 1555/1554). Звезда и туманность находят- ся на расстоянии более 400 св. лет от нас, на краю молекулярного облака. Их блеск сильно меняется, но не всегда синхронно, что добавляет таинственно- сти этой интересной области неба. Наблюдения в ИК-диапазоне показали, что звезда Т Таи входит в состав кратной системы и что в связанной с ней ту- манности Хинда также может скрываться очень молодая звезда. красном диапазоне. Поэтому для внешнего наблюдателя протозвезда выглядит как яркий, но довольно холодный источник инфракрасного излучения; пылевой «кокон» скрывает зародыш звезды от оптических телескопов. Расчеты показывают, и наблюдения это подтверждают, что еже- годно из оболочки протозвезды на ее ядро падает примерно 10-5 М@ газа. Поделив исходную массу облака (М) на эту величину, мы уви- дим, что длительность стадии протозвезды составляет около Ю5 (M/Mq) лет. Когда оболочка почти полностью выпадает на ядро и ста- новится прозрачной, ядро как бы «вылупляется из кокона» — происхо- дит превращение протозвезды в молодую звезду.
5.1. Физика звезд 141 Внешне молодые звезды очень похожи на «взрослые» звез- ды, хотя температура в их недрах еще недостаточно высока для протекания ядерных реакций. Чтобы компенсировать потерю тепла, уходящего с излучением, молодые звезды вынуждены мед- ленно сжиматься: при этом выде- ляется тепло за счет работы силы тяготения. Часть этого тепла уно- сит излучение, а другая его часть разогревает внутренние слои звезды, поддерживая этим состо- яние гидростатического квази- равновесия («квази-» — посколь- ку звезда все же медленно сжима- ется). Когда температура в центре молодой звезды превысит не- сколько миллионов градусов, на- чинаются ядерные реакции, в ре- зультате которых водород пре- вращается в гелий. С ростом ядерного энерговыделения сжа- тие замедляется, и в конце кон- Рис. 5.12. Треки протозвезд, прибли- жающихся к главной последовательно- сти (по: Iben 1965). Продолжитель- ность движения по изображенным трекам: 2 • 105 лет для 15 М0, 9 • 106 лет для 3 М0, 1,4 • 108 лет для 1 М0 и 2 • 108 лет для 0,5 М0. Обратите внимание, что температура на рисунке увеличи- вается справа налево — в таком виде диаграмму lg L — 1g Teff называют диа- граммой Герцшпрунга-Рассела (раз- дел 4.4). цов «термоядерный реактор» зве- зды берет на себя все «расходы» по поддержанию ее светимости. Сжа- тие звезды прекращается, ее наблюдаемые параметры надолго стаби- лизируются, и молодая звезда превращается во «взрослую» звезду главной последовательности. Молодому Солнцу понадобилось около 30 млн лет медленного сжатия, чтобы температура в его центре выросла до величины, близ- кой к современному значению. Чем больше масса молодой звезды, тем быстрее заканчиваются ее сжатие и превращение в звезду глав- ной последовательности. Например, звездам с массой 10 М0 для этого требуется около 300 тыс. лет, а звезды с массой 0,1 М0 — «вечно моло- дые»: время их сжатия превышает 15 млрд лет, т. е. возраст Вселен- ной, поэтому, когда бы они ни родились, достигнуть взрослого состоя- ния им пока не удалось.
142 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.13. Изображения двойной звезды Gliese 229 в созвездии Заяц, получен- ные 1,5-метровым телескопом Паломарской обсерватории (слева) и космиче- ским телескопом «Хаббл» (яркий луч, уходящий вправо вниз, - результат ди- фракции света на элементах телескопа). Эта система, удаленная от нас на 6,3 пк, состоит из красного карлика Gliese 229А спектрального класса M1V (сле- ва на обоих снимках) и коричневого карлика Gliese 229В (маленький справа). Обнаруженный в 1994 г., он с 1996 г. считается первым надежно отождествлен- ным коричневым карликом. Его эффективная температура около 1 000 К, спек- тральный класс — T6,5V, светимость — 6 • 10~6 £©, масса — от 25 до 65 масс Юпи- тера, а размер почти точно равен размеру Юпитера. Он обращается вокруг своего более массивного компаньона по орбите радиусом около 40 а. е. Боль- шая разница в размерах изображений двух звезд объясняется только огром- ным различием яркостей: их истинные размеры различаются всего в 5 раз. Облака с массой меньше 0,08 М0 вообще никогда не превратятся в настоящие звезды. При их сжатии плотность в центральных областях растет гораздо быстрее температуры, и это приводит к тому, что дви- жение электронов в газе приобретает своеобразный характер, опреде- ляемый законами квантовой механики. Свойства вырожденного элек- тронного газа, с которыми мы познакомимся чуть ниже, таковы, что при той же плотности он обладает большим давлением, чем «классиче- ский» газ, свойства которого изучают в школьном курсе физики. По- этому температура вырожденного газа очень медленно увеличивается при сжатии, и это не позволяет недрам маломассивных облаков на- греться до такого уровня, при котором термоядерные реакции смогли бы поддерживать светимость звезды. Такие объекты, промежуточные по своим свойствам между звездами и планетами, имеют эффектив- ную температуру менее 2000 К и по цвету напоминают спелую вишню, хотя их почему-то назвали не вишневыми, а коричневыми карликами
5.1. Физика звезд 143 (см. раздел 4.3.3). Открыты коричневые карлики были сравнительно недавно. Проще всего они обнаруживаются как спутники близких ма- ломассивных звезд (рис. 5.13), поскольку имеют очень низкую свети- мость и рядом с яркими звездами практически незаметны, а вне двой- ных систем их трудно отличить от миллиардов далеких тусклых звезд. Для коричневых карликов уже введены специальные спектраль- ные классы, объединяющие объекты с температурой 1300-2000 К (класс L) и 700-1300 К (класс Т). Остывая, такие объекты движутся вниз по температурной шкале, поэтому обнаружение еще более холод- ных карликов — всего лишь вопрос техники. В 2008 г. международная команда астрономов (Р. Delorme и др.) опубликовала исследование ко- ричневого карлика CFBDS J005910.83-011401.31 * * *, температура которого оказалась всего около 620 К, а масса — от 15 до 30 масс Юпитера. Что- бы изучить этот объект, удаленный от Солнца всего лишь на 13 пк, по- надобилась вся мощь современной астрономии — новейшая инфра- красная техника и совместные усилия нескольких телескопов диамет- ром от 3,5 до 10 метров. Оказалось, что по спектру карлик CFBDS0059 сильно отличается от ранее изученных коричневых карликов. В то вре- мя как L-карлики демонстрируют наличие пыли и аэрозолей в верх- ней атмосфере, а Т-карлики имеют в своем спектре признаки паров во- ды, метана (СН4) и молекулярного водорода (Н2), в спектре нового объ- екта видны полосы аммиака (NH3), обязанные своим появлением его экстремально низкой температуре. Это подталкивает астрономов к введению нового спектрального класса Y, прототипом которого пред- лагается сделать объект CFBDS0059, присвоив ему подкласс Y0. Подоб- ные и еще более прохладные коричневые карлики могут стать связую- щим звеном в непрерывной цепочке — от самых горячих звезд до наи- более холодных планет-гигантов. Эволюция коричневых карликов, как и эволюция планет-гигантов типа Юпитера, сводится сначала к медленному сжатию, а затем к осты- ванию при практически неизменном размере. Казалось бы, в этом смысле они не отличаются от планет. Но все же это и не планеты, по- скольку в эволюции объекта с массой от 0,07 до 0,013 Мо существует короткая термоядерная стадия, в ходе которой в его недрах «сгорает» 1 Непривычно длинное имя этой звезды расшифровывается так: CFBDS = Ca- nada France Brown Dwarf Survey - «Канадско-французский обзор коричневых карликов»; сложное число - это экваториальные координаты звезды (прямое восхождение = 00h 59m 10,83s, склонение = -01° 14' 01,3"), а буква) перед числом указывает, что координаты относятся к стандартной юлианской (Julian) эпохе 2000 г. Далее сократим это имя до CFBDS0059.
144 Глава 5. Строение и эволюция звезд редкий изотоп водорода — дейтерий (D 3Не). Этот краткий эпизод термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжа- тие объекта. Температура его поверхности на этом коротком этапе не превышает 2 800 К. Но поскольку в планетах, по определению, вообще не должно происходить термоядерных реакций ни на каком этапе их эволюции, за такими объектами закрепилось название «коричневые карлики», представляющее их как особую группу между звездами и планетами. 5.1.9. Вырожденный газ и его свойства Белые карлики, коричневые карлики и планеты-гиганты обладают об- щим свойством: значительная доля их вещества находится в вырож- денном состоянии. Познакомимся с ним поближе. Электроны в атоме могут находиться только на тех «орбитах», кото- рым соответствуют вполне определенные значения энергии. Заметим, что в квантовой механике, описывающей поведение частиц в атоме, понятие «орбита» имеет несколько иной смысл, чем в классической физике, но в данном случае это не очень существенно. Если атом не ис- пытывает внешнего воздействия, то электрон находится в состоянии с наименьшей возможной энергией £ь что соответствует «орбите» мини- мального размера » 1О-10 м. Внешнее воздействие может перевести электрон на вторую, третью или любую другую «орбиту» из числа раз- решенных квантовыми законами. Роль внешнего воздействия играет либо поглощение атомом кванта электромагнитного излучения, либо столкновение атома с другим атомом, ионом или электроном. Согласно принципу запрета, сформулированному швейцарским физиком Вольфгангом Паули (1900-1958), в многоэлектронном атоме одну орбиталь могут одновременно занимать не более двух электро- нов (но с различным спином — собственным моментом импульса). Следовательно, в атоме не более двух электронов могут находиться в состоянии с минимальной энергией, а остальные вынуждены попар- но находиться на более высоких энергетических уровнях. Если сообщить электрону энергию Е, превышающую некоторую ве- личиу х, то он оторвется от атома; такой процесс называют ионизаци- ей. Атом при этом превращается в положительно заряженный ион, а электрон — в свободную частицу с кинетической энергией £k = Е - х- Впрочем, «истинно свободным» этот электрон станет лишь в том слу- чае, если рассматривать отдельно взятый атом. В реальной ситуации мы имеем дело с множеством оторвавшихся от родительских атомов электронов, которые движутся в суммарном электрическом поле поло-
5.1. Физика звезд 145 жительно заряженных ионов. Поэтому газ (точнее — плазма) в некото- ром смысле оказывается похожим на атом. Неудивительно, что и в этом случае квантовая механика разрешает электронам иметь лишь вполне определенные, дискретные значения кинетической энергии, за- ключенные в пределах от нуля до бесконечности. При этом, как и в ато- ме, занимать одно энергетическое состояние позволяется не более чем двум электронам. Пока ионизованный газ разрежен, это ограничение не играет ника- кой роли, поскольку число электронов намного меньше числа доступ- ных им энергетических состояний и электроны свободно занимают их, как бы не замечая друг друга. Свойства именно такого идеального газа изучают в школе; его давление, согласно закону Клапейрона- Менделеева, прямо пропорционально плотности и температуре. Но ес- ли бы этот закон выполнялся в любых условиях, то давление элек- тронного газа должно было бы обращаться в ноль при Т = 0, посколь- ку с точки зрения классической физики нулевой температуре соответ- ствует полная неподвижность частиц. Однако это противоречит прин- ципу Паули: все электроны одновременно остановиться не могут, ибо в этом случае все они имели бы одинаковую (нулевую) энергию. Сле- довательно, при очень низкой температуре закон Клапейрона—Менде- леева неприменим. В действительности при нулевой температуре электроны в газе, как и внутри атома, будут попарно занимать уровни с последователь- но возрастающей энергией, не пропуская ни один из них (в атоме это замкнутые «орбиты», а в плазме — незамкнутые). В результате все дос- тупные электронам уровни с энергией от 0 до некоторой величины £F, называемой энергией Ферми (в честь итальянского физика), окажутся целиком заполненными. Таким образом, даже при Т = 0 почти все элек- троны будут находиться в движении, а это означает, что давление газа будет отлично от нуля даже при нулевой температуре. Газ, поведение которого в значительной степени определяется за- конами квантовой механики, называют вырожденным. Сжимая выро- жденный газ, мы увеличиваем не только число движущихся частиц в единице объема, но еще и их среднюю энергию, поскольку свободные места для вновь прибывших в данный объем электронов имеются лишь на высокоэнергичных орбитах. По этой причине давление выро- жденного газа растет с увеличением плотности быстрее, чем у класси- ческого газа. А что будет, если немного нагреть вырожденный газ, передав ему количество тепла, которого хватило бы на увеличение энергии каж-
146 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.14. Диаграмма «плотность — тем- пература газа», на которой показано зна- чение этих величин в центральных об- ластях различных астрономических объ- ектов. Область справа от жирной пря- мой линии соответствует вырожденно- му газу, слева — невырожденному. Как видим, в центре Юпитера, белого карли- ка с массой 1 MQ и звезд начальной глав- ной последовательности (пунктирная линия с символом Н) с массами менее 0,5 М© газ вырожден. У более массивных звезд главной последовательности выро- ждение наступает на более поздних ста- диях эволюции: у звезды с массой 1 М© — незадолго до начала горения ге- лия (Не), а у звезды с массой 15 М© — к моменту начала горения углерода (С). дой из частиц на величину ЛЕ? В классическом газе все электроны смогли бы воспользоваться этим «подарком», в результате температу- ра газа возросла бы на ЛЕ = &Е/к, где к = 1,67 • 10“23 Дж/К — постоянная Больцмана. Но в вырожденном газе электрон может перейти на дру- гую «орбиту», лишь когда она не занята, и если ДЕ < EF, перейти на бо- лее высокие уровни смогут только те немногие электроны, которые первоначально находились на самых верхних уровнях. Поэтому давле- ние вырожденного газа значительно медленнее возрастает с темпера- турой, чем предсказывает закон Клапейрона—Менделеева. Но если ЛЕ превосходит энергию Ферми, то перейти на высокие «орбиты» смогут все электроны. Последующие их столкновения друг с другом, сопровождаемые перераспределением энергии, приведут к тому, что часть электронов вернется на нижние уровни, а другие пе- рейдут на еще более высокие. В результате заполнение «орбит» будет не таким плотным, как в исходном состоянии, а значит, свойства газа станут «почти классическими». Теперь легко сформулировать и усло- вие обратного процесса: превращение классического газа в вырож- денный начинается тогда, когда температура уменьшается до значе- ния, близкого к температуре Ферми TF = EF//c. При более высокой температуре газ подчиняется закону Клапейрона—Менделеева, а при более низкой он становится вырожденным, при этом зависимость его давления от плотности и температуры описывается довольно сложными формулами.
5.1. Физика звезд 147 Поскольку величина TF зависит лишь от плотности электронного газа, мы можем на диаграмме «температура—плотность» (рис. 5.14) провести линию Т = TF, слева от которой газ можно считать классиче- ским, а справа — вырожденным. На той же диаграмме можно указать значения плотности и температуры в центральных областях различ- ных астрономических объектов. Видно, что у достаточно массивных звезд главной последовательности, включая Солнце, электронный газ в ядре не вырожден, а у маломассивных звезд и планет-гигантов типа Юпитера — вырожден. Кроме этого электронный газ вырожден в не- драх белых карликов (причем во всем их объеме, за исключением тон- кого наружного слоя), а также в ядрах звезд с массами, близкими к солнечной на поздних стадиях их эволюции. Мы не случайно до сих пор говорили только о вырождении элек- тронного газа: ионный газ в звездных недрах практически всегда оста- ется невырожденным. Однако при крайне высоких плотностях воз- можно существование газа из свободных нейтронов, который входит в состав нейтронных звезд. Далее мы еще встретимся с ними. В не- драх этих звезд нейтронный газ сильно вырожден, и ему присущи те же свойства, что и вырожденному электронному газу. 5.1.10. Молодые звезды Если нанести на диаграмму «светимость — эффективная температура» точки, соответствующие расчетным значениям L и Teffв различные мо- менты жизни молодой звезды, то мы получим линию, называемую эво- люционным треком. На рис. 5.15 показаны эволюционные треки моло- дых звезд разной массы, начиная с момента их «вылупления» из непро- зрачной оболочки-кокона. Расчет показывает, что когда сжатие Солн- ца закончилось и термоядерные реакции стали полностью компенси- ровать уносимую излучением энергию, эффективная температура на- шего светила почти не отличалась от современного значения 5800 К, а светимость была примерно на 30% меньше, чем сегодня. Если на диа- грамме L - Teff соединить точки, соответствующие началу «взрослой» жизни звезд разных масс, получится линия, называемая начальной главной последовательностью; на рисунке она показана пунктиром. Большинство молодых звезд возрастом менее 3 млн лет входят в состав звездных ассоциаций, содержащих сотни объектов. Это объяс- няется тем, что сравнительно небольшие облака, из которых форми- руются отдельные звезды, образуются в процессе деления облаков го- раздо большей массы. Одна из причин, заставляющих большое обла- ко делиться на фрагменты, заключается в том, что в исходном состоя-
148 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.15. Эволюционные тре- ки молодых звезд умеренной и малой массы (обозначены в конце треков). Поскольку по осям отложены логариф- мы L и 7eff, линии звезд оди- накового радиуса (/?) являют- ся прямыми, что следует из соотношения L = 47d?2<jTeff. Для значений R = 3, 1, 0,3 и 0,1 Rq они показаны тонки- ми линиями. 1 — начальная главная последовательность, 2 — «линия рождения» (по Stabler, 1983), т. е. место, где газово-пылевой кокон прото- звезды становится прозрач- ным для ее оптического излу- чения. Значками на диаграм- ме отмечены наблюдаемые значения L и Teff для пере- менных звезд типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига — наиболее изученных представителей молодых звезд. нии крупные облака вращаются вокруг своей оси с периодом от 10 до 100 млн лет. При сжатии их вращение ускоряется — это так называе- мый «эффект фигуристки», или, на физическом языке, закон сохране- ния момента импульса (МИ? = const). Центробежная сила растягива- ет облако перпендикулярно оси вращения. Оно приобретает сплю- щенную вдоль оси форму и становится похожим на ватрушку. За та- ким объектом недавно закрепилось название проплид (proplyd — pro- toplanetar disk, протопланетный диск). Затем экваториальные части диска теряют связь с центральными, и облако делится на фрагменты, которые в дальнейшем сжимаются самостоятельно. Если после распада диска скорость осевого вращения его фрагмен- тов все еще велика, то впоследствии и они могут распасться на облака меньшей массы, каждое из которых затем превратится в звезду. Так об- разуются двойные и кратные (т. е. тройные и еще более сложные) звез- ды. Похоже, что описанный процесс происходит в Галактике регуляр-
5.1. Физика звезд 149 но: почти 2/з молодых звезд входят в состав двойных или крат- ных систем. Если же скорость осевого вра- щения протозвездно- го облака не слишком велика, то из него об- разуется одиночная звезда, которую в эк- ваториальной плоско- сти окружает тонкий газово-пылевой диск. Такой диск называют околозвездным или протопланетным, по- Рис. 5.16. Окрестности молодых звезд НН-30 и DG Таи в ближнем ИК-диапазоне. Сами звезды заслонены га- зово-пылевыми оболочками — протопланетными дис- ками, расположенными к нам ребром. Из окрестности каждой звезды перпендикулярно плоскости диска вы- брасываются две противоположно направленные струи газа (джеты). Вылетающая вместе с ними пыль рассеивает свет центральных звезд и образует светя- щиеся воронки у оснований джетов. скольку часть его вещества может пойти на образование планет, комет и астероидов. Остальное вещество диска постепенно оседает на моло- дую звезду. Этот процесс называют дисковой аккрецией] именно он от- ветствен за наблюдаемую активность переменных звезд типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига. Рис. 5.17. Окрестность одной из молодых звезд в туманности Ориона. Сама звезда — точно в центре снимка. Направленные вправо и влево от нее газовые струи сталкиваются с окружающим веществом и порождают две ударные вол- ны, нагревающие газ и вызывающие его свечение: это две компактные дугооб- разные туманности на правом и левом краях снимка. Правая туманность бы- ла обнаружена полвека назад и занесена в каталог объектов Хербига—Аро (НН 34); ответственная за ее образование струя отлично видна вблизи звезды, в просвете между темными облаками. Левая струя скрыта за темным обла- ком, и за полупрозрачной дымкой видна лишь рожденная ею ударная волна. Фото: 8-метровый телескоп VLT ESO.
150 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.18. Участок туманности Ориона раз- мером всего 0,043 пк, на котором 4 из 5 мо- лодых звезд окружены компактными обла- ками эллипсоидальной формы — остатка- ми протозвездного вещества. Три из этих дисков, освещенные яркими звездами, вы- глядят светлыми объектами, а четвертый виден как темное пятно на светлом фоне разреженного газа туманности. Фото: «Хаббл» (NASA), 29 декабря 1993 г. При сжатии протозвездного облака его электропроводящий газ ув- лекает за собой магнитное поле, которое всегда присутствует в меж- звездной среде. Сжатие газа увеличивает плотность магнитных сило- вых линий, т. е. усиливает напряженность магнитного поля, и в итоге оно само начинает влиять на характер движения газа. Взаимодейст- вие околозвездного диска с магнитным полем молодой звезды и само- го диска приводит к тому, что часть вещества диска не падает на звез- ду, а выбрасывается центробежной силой и давлением магнитного по- ля в окружающее пространство. На некотором расстоянии от звезды этот газовый поток может оформиться в две мощные струи, движу- щиеся в противоположных направлениях вдоль оси вращения диска (рис. 5.16, 5.17). Разлетающийся от звезды газ выдувает из ее окрестно- стей остатки вещества родительского облака, очищая от «мусора» «строительную площадку» и подводя итог формированию звезды. 5.2. Жизнь звезд 5.2.1. Главная последовательность Итак, сжатие молодой звезды заканчивается в тот момент, когда ско- рость выделения энергии при термоядерном синтезе сравнивается со светимостью звезды. Наступает следующий, наиболее длительный этап в жизни звезды, на котором медленная перестройка структуры происходит из-за постепенного превращения водорода в гелий. Расче- ты показывают, что в этот период светимость и эффективная темпера- тура звезд разных масс соответствуют наблюдаемым характеристикам звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга—Рассе- ла (раздел 4.4). Тот факт, что около 90% наблюдаемых звезд находится на главной последовательности, свидетельствует, что стадия горения водорода занимает около 9/ю времени активного существования звез- ды. Этот вывод согласуется с результатами расчета эволюции звезд.
5.2. Жизнь звезд 151 5.2.2. Формула Эйнштейна Е = тс2 и продолжительность жизни звезд Ядро атома гелия Не состоит из двух протонов и двух нейтронов, од- нако если сложить индивидуальные массы этих частиц, то получится величина, превышающая массу ядра гелия примерно на 3%. Этот след- ствие общего физического принципа, согласно которому масса тела меньше суммы масс его частей на величину (т), равную потенциаль- ной энергии взаимодействия этих частей (£), деленной на квадрат скорости света: т = Е/с2. Как видим, речь идет о знаменитой формуле Альберта Эйнштейна (1879-1955), которая была получена им в 1905 г. и опубликована в ста- тье под заголовком «Зависит ли инерция тела от содержания в нем энергии?». Отвечая на этот вопрос, Эйнштейн, между прочим, указал, что «если тело отдает энергию Е в виде излучения, то его масса умень- шается на величину Е/с2». В частности, это означает, что излучение ежесекундно отбирает у Солнца массу около 4 млн тонн — в несколь- ко раз больше, чем уносит в виде вещества солнечный ветер. Внутри звезд гелий образуется при слиянии четырех протонов, следовательно, войдя в состав ядра гелия, каждый из протонов «худе- ет» примерно на 1%. Значит, если весь водород в Солнце превратится в гелий, масса Солнца уменьшится на 0,01 М0. Из формулы Эйнштей- на следует, что при этом должна выделиться энергия £ = 0,01 М0с2. Чтобы поддержать светимость Солнца на современном уровне, этой энергии хватит на t = £/L© « 100 млрд лет. Однако мы не учли, что ре- акции синтеза протекают лишь в областях с достаточно высокой тем- пературой — в ядре, масса которого не превышает 10% массы звезды. Тем самым мы в десять раз завысили запас топлива, доступного звез- де. Поэтому время, в течение которого превращение водорода в гелий может поддерживать свечение Солнца, составляет около 10 млрд лет. Такой подход оправдан и в отношении других звезд: соотношение t % 10“3 Мс?/Е позволяет оценить время жизни любой звезды на глав- ной последовательности, т. е. на том этапе, когда светимость поддер- живается за счет «горения» водорода. У звезд главной последователь- ности светимость очень резко возрастает с массой, поэтому отноше- ние М/L убывает с переходом от легких звезд к массивным. Иными словами, чем массивнее звезда, тем быстрее она сжигает свой запас водорода. Например, звезда с массой 15М0 при химическом составе, аналогичном солнечному, имеет на главной последовательности све- тимость около 2- 1О4Л0. Тогда с помощью нашей формулы найдем, что время жизни звезды с массой 15М0 на главной последовательно- сти составляет всего 10 млн лет. Та же формула показывает, что у
152 Глава 5. Строение и эволюция звезд Таблица 5.2 Продолжительность (в годах) важнейших этапов эволюции звезд Стадия Масса 1 М® 5М0 10 мо Формирование 1 • 108 5 106 6 - ю5 Главная последовательность 9-109 6 -107 1 • ю7 Гигант 1 109 1 • 107 1 106 звезд с массой менее 0,8 М©, имеющих светимость менее 0,4 L©, пре- вращение водорода в гелий длится более 20 млрд лет, что превышает возраст Вселенной. На поздних стадиях эволюции звезд с массой более 0,5 М© гелий в их ядре превращается в углерод: З^Не^^С. Выделяющаяся при этом энергия соответствует уменьшению массы каждого из ядер ге- лия примерно на 0,3%. Таким образом, при ядерном «сгорании» 1 кг гелия выделяется почти втрое меньше энергии, чем при «сгорании» 1 кг водорода. Поскольку на стадии горения гелия светимость звезды в несколько раз выше, чем на главной последовательности, то ясно, что гелий в звезде должен выгорать примерно на порядок быстрее, чем водород. Калорийность других видов ядерного топлива еще мень- ше, чем у гелия, а светимость звезды при их сгорании еще больше, по- этому последующие стадии эволюции звезды более скоротечны (табл. 5.2). Именно поэтому пребывание на главной последовательно- сти звезд массой более 0,5 М© занимает около 90% их жизни. Естест- венно, речь идет лишь об активной фазе существования звезды — бе- лые карлики и нейтронные звезды живут практически вечно (но све- тят недолго). 5.2.3. Циклы ядерных реакций Выгорание водорода в звезде происходит очень медленно, в чем лег- ко убедиться на примере Солнца. Поделив светимость Солнца (4 • 1026 Вт) на массу его центральной, охваченной ядерными реакция- ми области (0,1 М© = 2 • 1029 кг), получим среднюю мощность тепловы- деления на единицу массы «горящего» солнечного вещества: q = 0,002 Вт/кг. Такое слабое энерговыделение не имеет аналогов сре- ди бытовых приборов. Например, у обычной лампочки этот параметр равен 3000 Вт/кг, электроутюг имеет 1000 Вт/кг, и даже ноутбук (с внутренним источником энергии!) по удельному энерговыделению су- щественно превосходит Солнце, рассеивая мощность порядка 10 Вт/кг.
5.2. Жизнь звезд 153 Даже человек в спокойном состоянии выделяет тепло в количестве 1 Вт/кг, как звезда-гигант спектрального класса О, и не светится толь- ко потому, что его масса существенно меньше, чем у звезды. С чем же можно сравнить слабое (на единицу массы!) энерговыде- ление Солнца? Оказывается, столько же тепла выделяется при гние- нии опавших влажных листьев, когда осенью дворники собирают их в кучи. Так что ядерное топливо в Солнце скорее не «горит», а «тлеет» или даже «гниет». Еще медленнее происходит ядерное горение водоро- да у маломассивных звезд: например, красный карлик с массой 0,1 Mq имеет светимость в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, по- этому у него величина q еще в тысячи раз меньше, чем у Солнца. Но не будем забывать, что звезды поддерживают свое «тление» миллиар- ды лет! Скорость выделения энергии в реакциях ядерного синтеза очень сильно зависит от температуры, т. е. от интенсивности движения час- тиц (в этом смысле термоядерные реакции подобны химическим). Температура в центре Солнца и других звезд нижней части главной последовательности такова, что лишь малая доля протонов может преодолеть взаимное отталкивание и сблизиться на расстояния, при которых преобладают ядерные силы притяжения. Ядрам других эле- ментов, имеющих в периодической таблице порядковые номера Z\ и Z2, сблизиться на достаточно малые расстояния еще труднее, ибо по закону Кулона сила взаимного отталкивания пропорциональна произ- ведению зарядов ядер (Zj • Z2). Поэтому в звездах нижней части глав- ной последовательности в реакции вступают лишь ядра легчайших химических элементов. Любопытно, что в рамках классической физики ядерные реакции вообще невозможны: температура в центре звезд для этого слишком мала (см. табл. 5.1). Для преодоления кулоновского отталкивания при столкновении двух протонов необходима энергия порядка 1 МэВ. Вспомнив, что средняя кинетическая энергия частиц газа при темпе- ратуре 104 К составляет около 1 эВ, мы увидим, что в центре звезд час- тицы имеют среднюю энергию порядка 1 кэВ. При максвелловском распределении с температурой ~ 1 кэВ энергией в 1 МэВ обладает до- ля частиц ~ ехр (-1 МэВ/l кэВ) = е~1000 = 10“434. А поделив массу Солн- ца на массу протона (2 • 1О30 кг / 1,7 • 10“27 кг), увидим, что в Солнце всего 1057 частиц, т. е. классическая вероятность взаимодействия двух протонов в недрах звезд ничтожна! Тем не менее один из основателей теории внутреннего строения звезд А. Эддингтон, первым написав- ший о возможности реакции 4Н -> 4Не, не сдавался, когда ему указы-
154 Глава 5. Строение и эволюция звезд вали на малую вероятность из-за недостаточно высокой температу- ры, и говорил: «Поищите-ка местечко погорячее!» (явно намекая на ад- ское пекло). С развитием квантовой механики стало ясно, что Эддинг- тон прав! Вероятность ядерных реакций увеличивается благодаря подбарьерному переходу (туннельному эффекту). В конце 1930-х гг. физики научились рассчитывать скорость энерго- выделения при слиянии легких ядер, и стало ясно, что у звезд с массой М < 1,5 Mq превращение водорода в гелий происходит следующим об- разом. Вначале при столкновении двух протонов (р) образуется ядро тяжелого водорода (дейтерия, D), состоящее из протона и нейтрона: р + р -> iD + е+ + v. В этой реакции рождается нейтрино v, которое беспрепятственно покидает звезду, и позитрон е+, который сразу же после рождения сталкивается с одним из многочисленных электронов, и обе частицы аннигилируют, превращаясь в несколько фотонов: е+ + е" -> у + у. Но- ворожденное ядро дейтерия, сталкиваясь и сливаясь с протоном, обра- зует ядро легкого изотопа гелия: 1D + р -> гНе. Затем при столкновении двух ядер 2 Не образуется неустойчивое ядро бериллия 4 Be, которое почти мгновенно распадается на два про- тона и ядро «обычного» гелия с атомной массой 4: 2 Не + гНе -> *Не + 2р. Если опустить промежуточные продукты этой цепочки реакций, которую называют протон-протонной цепочкой, или рр-цепочкой, то мы увидим, что она сводится к превращению четырех ядер водорода в ядро гелия-4. У звезд главной последовательности светимость быстро возраста- ет с массой. Например, у звезды массой 10 М0 светимость превосходит солнечную почти в 104 раз. Следовательно, в недрах массивных звезд термоядерные реакции протекают значительно более интенсивно. А поскольку скорость этих реакций зависит главным образом от тем- пературы, можно заключить, что чем больше масса звезды главной по- следовательности, тем выше температура в ее центре. Расчеты моде- лей звезд с солнечным химическим составом подтверждают это: тем- пература в центре звезд массой 0,1; 1 и 10 М0 составляет соответствен- но 5, 14 и 30 млн К. А вот плотность в центре таких звезд, напротив, убывает с ростом их массы: в центре Солнца она близка к 150 т/м3, а у звезды с массой 10 М0 примерно в 10 раз меньше (табл. 5.3).
5.2. Жизнь звезд 155 Таблица 5.3 Физические параметры звезд Параметры: М — масса, R — радиус, р — средняя плотность, рс — централь- ная плотность, Тс — центральная температура, L — болометрическая светимость. М,М0 R,R@ р, г/см3 Рс, г/см3 | Тс, 10ьК L,LS | Спектр 1 И- Главная последовательность нулевого возраста 50 11 0,053 2,0 37 5-Ю5 Об 30 8,5 0,068 3,0 36 1,4 -105 08 20 7,2 0,075 5,0 35 5-Ю4 09 15 5,8 0,11 6,2 34 14 000 ВО 10 4,9 0,13 8,9 31 5 000 В2 5 3,5 0,16 20 27 630 В6 2 1,9 0,41 68 21 25 А5 1,5 1,4 0,77 88 18 6 F2 1 0,94 1,7 100 14 0,8 G3 0,5 0,40 11 84 9 0,050 МО 0,3 0,30 16 100 8 0,015 М3 0,2 0,22 26 158 7 0,006 М4 0,15 0,17 39 223 6 0,004 М4 0,1 0,12 81 690 5 0,001 М5 0,085 0,074 290 2 000 4 0,0004 Мб £ Красный гигант 1,3 , [ 27 1 1 0,0001 1 ' 320 40 , 150 К2 Белый карлик IL 0-9 | 0,01 | Ю6 ] | 1.6-107 1 8 0,001 Источники: Бисноватый-Коган 1989, с. 279; Ильин, 1985; Bodenheimer, 1989, р. 708; Friedlander, 1985, р. 403; Kumar, 1963. В последней реакции рр-цепочки величина Z\Z2 = 4. Казалось бы, если в звезде идет такая реакция, то должна идти и реакция 2 Не + р, для которой произведение Z\Z2 = 2. Однако этого не происходит, по- скольку в природе нет устойчивых ядер с атомной массой А = 5. Содер- жание трех следующих за гелием элементов: лития, бериллия и бо- ра — в звездном веществе очень мало, поэтому их столкновения с про- тонами и последующие ядерные превращения не играют заметной ро- ли в энергетическом балансе звезды. Шестое место в таблице Менде- леева занимает углерод, количество которого почти в 107 раз больше, чем трех предшествующих элементов. Расчеты показывают, что при температуре выше 10 млн К возможна цепочка реакций, называемая CNO-циклом, по имени элементов, принимающих в ней участие: 12z~, 13кт 13~ . + . 6С + р —> 7N -> 6С + е + v 13г . „ v 14м 6С + р-> 7n
156 Гпава 5. Строение и эволюция звезд + р -> 158О -> '?N + е+ + v IN + р -> 126С + гНе Ядра 'yN, и '|О играют в CNO-цикле роль промежуточных звеньев, так что окончательным итогом этих реакций, как и в рр-це- почке, оказывается слияние четырех протонов с образованием ядра гелия. Рождаются также два нейтрино, которые покидают звезду, и два позитрона, которые тут же гибнут при аннигиляции. Углерод в CNO-цикле играет роль катализатора: ядро ^С, необхо- димое для начала процесса, вновь появляется в последней реакции цикла. Тем не менее обилие этого элемента за время жизни звезды на главной последовательности уменьшается в сотни раз, и вот по какой причине. Расчеты показывают, что из 6 реакций, составляющих CNO- цикл, медленнее всего протекает четвертая реакция: ^N + p-ZIO. Это приводит к тому, что синтез ядер азота 7 N происходит гораздо быстрее, чем их превращение в ядра кислорода. Поэтому сразу после начала работы цикла количество ядер азота в зоне ядерных реакций начинает накапливаться за счет соответственного уменьшения числа ядер углерода. Но для звезды в целом скорость уменьшения общего числа ядер азота зависит не только от скорости протекания четвер- той реакции цикла, но и от количества таких реакций, а оно будет рас ти по мере увеличения количества ядер азота в зоне, где эти реакции Рис. 5.19. Углеродно-азотный цикл синтеза гелия из водорода (CNO-цикл). происходят. В какой-то мо- мент ядер азота станет на- столько много, что за едини- цу времени в звезде будет син- тезироваться и исчезать оди- наковое число ядер^И — на- ступит кинетическое равнове- сие. Пятая и шестая реакции CNO-цикла протекают сущест- венно быстрее четвертой реак- ции, поэтому можно сказать, что после исчезновения ядра 7N цикл тут же завершается и происходит рождение ядра ^(Ди ядра 2 Не, разумеется) — цикл замыкается. Вновь поя- вившиеся ядра углерода за- пускают новый виток цикла,
5.2. Жизнь звезд 157 и этот процесс повторяется до тех пор, пока весь водород не превра- тится в гелий. После того, как установится кинетическое равновесие, относительное обилие азота и углерода уже не меняется с течением времени, но при этом оно радикально отличается от исходного — поч- ти весь углерод превратился в азот. Время, за которое в звезде уста- навливается кинетическое равновесие, гораздо меньше времени выго- рания водорода, поэтому у звезд, покидающих главную последова- тельность, содержание азота в центральной области в сотни раз боль- ше, чем в оболочке. В недрах Солнца CNO-цикл дает всего несколько процентов выде- ляемой энергии, но у звезд с М > 2 М0 в этом цикле происходит прак- тически все энерговыделение. В реакциях с участием протонов и ядер углерода величина Z\Z2 = 6, а при столкновении протонов с ядрами азота ZXZ2 = 7. Значит, температура газа в недрах звезд верхней части главной последовательности достаточно велика для того, чтобы мог- ла протекать и реакция 2Не + 2Не -> 4 Be, для которой ZXZ2 = 4. Одна- ко ядро бериллия дВе неустойчиво: прожив всего 10~16 с, оно распада- ется на две а-частицы, поэтому в звездах главной последовательно- сти гелий не «сгорает», а лишь накапливается. 5.2.4. Почему звезда не взрывается? На первый взгляд, процессы, происходящие в звездном термоядерном «реакторе», очень напоминают те, что происходят в водородной бом- бе: оба «устройства» работают на водородном топливе, используя ре- акции термоядерного синтеза. Однако в бомбе реакция идет неустой- чиво — поэтому бомба взрывается. А звезда стабильно светит милли- арды лет, по крайней мере до тех пор, пока весь водород в ее ядре не превратится в гелий и звезда не покинет главную последователь- ность. В чем же различие между водородной бомбой и звездой? На первый взгляд, причина устойчивого протекания термоядерных реакций в центральных областях звезд не очевидна. В самом деле, предположим, что в силу случайных флуктуаций центральная темпера- тура стала чуть больше равновесного значения. Из-за этого увеличит- ся скорость протекания ядерных реакций и, как следствие, интенсив- ность выделения тепла. В результате газ должен нагреться еще боль- ше, должна возрасти скорость ядерных реакций, и т. д. Короче говоря, должно произойти лавинообразное сгорание водорода, сопровождае- мое выделением громадного количества энергии, которое могло бы привести к полному разрушению звезды. Примерно так все и происхо- дит при взрыве водородной бомбы, но не внутри звезды, и вот почему.
158 Глава 5. Строение и эволюция звезд Повышение температуры в недрах звезды приводит к повышению давления газа, а это нарушает гидростатическое равновесие звезды. Газ расширяется, приподнимает вышележащие слои и совершает при этом работу против силы тяготения. На это расходуется внутренняя энергия газа, поэтому его температура должна уменьшиться. Весь во- прос в том, что происходит быстрее: возрастает темп ядерных реак- ций — и тогда взрыв, или же звезда успевает охладиться путем расши- рения и прийти в новое устойчивое состояние. Аналогичные рассуж- дения показывают, что если температура в центре звезды станет чуть меньше оптимальной, то быстрое сжатие восстановит утраченное рав- новесие. Таким образом, звезда, если она способна быстро реагиро- вать на изменение темпа термоядерных реакций, будет саморегули- рующимся термоядерным реактором. Скорость реакции звезды определяется характерным временем ее расширения и сжатия (гидродинамическим временем). Если в звезде поддерживается механическое равновесие, то это время совпадает с характерным временем сжатия звезды под действием силы тяжести (время свободного падения). Оценить его легко: ускорение свободного падения у поверхности звезды равно g = GM/R2, а время, за которое с таким ускорением частица проходит расстояние, равное радиусу звез- ды, найдем из формулы R = at212. Отсюда r-JUL ' wm Тёр Как видим, это время зависит только от средней плотности звез- ды и для звезд типа Солнца составляет около 1 часа. Теперь мы должны оценить характерное время ядерных реакций. Посмотрим на основные реакции рр-цепочки: p + p->2H + e+ + v 2Н + р -> 3Не + у 3Не + 3Не 4Не + 2р десятки миллиардов лет несколько секунд несколько миллионов лет Здесь приведены характерные промежутки времени, в течение ко- торого ядра водорода, дейтерия и гелия ищут себе партнера по реак- ции в условиях характерных для ядра Солнца. Первая реакция в этой цепочке протекает гораздо медленнее остальных, поскольку в ней требуется превращение протона в нейтрон, управляемое слабым взаимодействием. Это происходит в 1018 раз медленнее, чем соедине- ние дейтерия со следующим протоном, которым управляет сильное
5.2. Жизнь звезд 159 взаимодействие. Но поскольку пропуск- ная способность лю- бой магистрали опре- деляется самым уз- ким ее местом, имен- но «десятки миллиар- дов лет» — характер- ное время перестрой- ки ядерного синтеза Рис. 5.20. Относительные размеры звезд главной по- следовательности. в недрах Солнца. Как видим, это несоизмеримо больше времени меха- нической реакции звезды. Саморегулировка звезды возможна только потому, что ее расшире- ние и охлаждение происходит за время, гораздо меньшее характерно- го времени роста температуры в процессе сгорания водорода. А вот при взрыве водородной бомбы подобного рода регулировка отсутству- ет: в ней топливо сгорает быстрее, чем возросшее давление успевает разметать его. Чтобы добиться этого, конструкторам бомбы пришлось использовать особые, «быстрогорящие» изотопы водорода — дейтерий и тритий, термоядерные реакции с которыми происходят без участия очень медленно работающего слабого взаимодействия. Итак, для устойчивого горения ядерного топлива в звезде важно, что повышение температуры приводит к увеличению давления газа. Но, как мы знаем, давление вырожденного газа очень слабо зависит от температуры, поэтому если термоядерные реакции протекают в сильно вырожденном газе, то описанный выше способ саморегуля- ции не работает, и в центре звезды должен произойти термоядерный взрыв. Однако у звезд с массой менее 0,5 М0 вырождение столь вели- ко, что сжатие прекращается раньше, чем температура существенно возрастает, поэтому гелий вообще не загорается. А у звезд с массой более 2,3 М0 возгорание гелия происходит в невырожденном газе. За- то у звезд с массой от 0,5 до 2,3 М0 горение гелия начинается как раз при наличии сильного вырождения электронного газа. В результате за считанные мгновения светимость ядра возрастает до значения ~1O1OL0, близкого к суммарной светимости всех звезд нашей Галакти- ки — это явление называют гелиевой вспышкой. Столь чудовищное энерговыделение длится всего несколько секунд: при повышении тем- пературы примерно на 30% газ становится невырожденным, и тут же начинает работать механизм саморегулировки, переводящий ядер- ные реакции в режим стационарного «горения».
160 Глава 5. Строение и эволюция звезд За время вспышки в ядре успевает сгореть лишь 1% гелия, при- чем светимость звезды при этом почти не меняется: практически вся тепловая энергия термоядерного взрыва расходуется на совершение работы против силы тяготения при расширении ядра. Этот эпизод в жизни звезды можно назвать внутренним взрывом. Он происходит почти незаметно для наблюдателей, но в эволюции звезды это важ- ный этап. 5.2.5. После главной последовательности Когда весь водород в центральной области звезды превращается в ге- лий, ее ядерный реактор оказывается без топлива: там, где горячо — в гелиевом ядре звезды, — запас водородного топлива уже исчерпан, а в наружном слое, где много водорода, температура слишком мала для его горения. Поэтому, как и в эпоху своей молодости, звезде приходит- ся сжиматься (рис. 5.21), чтобы компенсировать потери энергии, уно- симой излучением. При сжатии звезда нагревается, и вскоре ядерные реакции начинаются в тонком водородном слое, непосредственно примыкающем к гелиевому ядру. Эту область энерговыделения приня- то называть слоевым источником. По мере выгорания водорода слое- вой источник постепенно удаляется от центра звезды, увеличивая массу лежащего под ним гелиевого ядра. Расчеты показывают, что и после возникновения слоевого источ- ника температура внутри звезды увеличивается с глубиной вплоть до самого центра. А поскольку тепло переносится из более горячих об- ластей в менее горячие, это означает, что в лишенном термоядерного источника энергии ядре звезды все равно выделяется тепло. Источни- ком этого тепла служит медленное сжатие ядра под давлением все но- вых и новых слоев гелия, образующихся на его поверхности. Посте- пенно растут плотность и температура в центре звезды, увеличивает- ся ее светимость. Возрастающий поток энергии от ядра приводит к расширению оболочки звезды, лежащей над слоевым источником. При этом эффективная температура звезды уменьшается, и звезда пе- ремещается по диаграмме Герцшпрунга—Рассела вправо, в область красных гигантов — холодных звезд большого радиуса. По мере роста температуры и плотности газа в центре звезды яд- ра гелия сталкиваются друг с другом все чаще и с большей скоро- стью. Многие из этих столкновений приводят к формированию ядер дВе, которые быстро разрушаются. Но когда температура приближа- ется к 150 млн К, а плотность — к 105 т/м3, промежуток времени меж- ду столкновениями становится настолько малым, что иногда к не ус-
5.2. Жизнь звезд 161 Рис. 5.21. Эволюционные треки звезд с исходным химическим со- ставом, аналогичным солнечному, рассчитанные с учетом потери массы в виде звездного ветра (Schaller et al., 1992). Рядом с тре- ком звезды массой 9 М® для срав- нения тонкой линией изображен трек звезды такой же массы, но с начальным содержанием тяже- лых элементов в 20 раз меньше, чем у Солнца. Тонкие прямые — линии постоянного радиуса, пунк- тир — начальная главная последо- вательность. Для звезды с массой 1 М® расчет доведен до момента возгорания гелия в центре звезды, для звезд с массой 2, 3 и 5 М® — до начала горения углерода, а для еще более массивных звезд - до окончания горения углерода в цен- тральной области Указано нынеш- нее положение Солнца и некото- рых ярких звезд, а также положе- ние звезды Skl-69°202 незадолго до ее взрыва, породившего вспыш- ку сверхновой SN 1987А в БМО. IgTeff(K) 8г> певшему распасться ядру 4Ве подлетает третье ядро гелия и в реак- ции 4Be + 2Не —>^С +у превращает его в стабильное ядро углерода с выделением тепла. Иными словами, у звезды появляется новый источ- ник ядерной энергии — превращение трех ядер гелия в ядро углерода, так называемая За-реакция. Эволюция после возникновения слоевого водородного источника у звезд разной массы происходит по-разному. Поэтому ниже мы от- дельно рассмотрим три диапазона масс, внутри каждого из которых судьбы звезд качественно одинаковы. 5.2.6. Звезды массой менее 0,5 М& Воспользоваться новым видом ядерного топлива удается не всем звез- дам. У звезд нижней части главной последовательности плотность в центре с самого начала велика, а при сжатии гелиевого ядра она лишь возрастает. В результате у звезд с М < 0,5 М® электронный газ становится сильно вырожденным еще до того, как температура в цен-
162 Глава 5. Строение и эволюция звезд тральной области достигнет 150 млн К. Судьбу этих звезд можно пре- дугадать по аналогии с коричневыми карликами: высокая упругость вырожденного газа останавливает сжатие звездного ядра, и За-реак- ция не достигает интенсивности, достаточной для поддержания све- тимости звезды. Слоевой источник тоже не может долго давать теп- ло: по мере его удаления от центра звезды оболочка раздувается все больше, и в конце концов ее внешняя часть вообще покидает звезду. Ядерные реакции постепенно замирают, и от звезды остается горячее гелиевое ядро, окруженное легкой, но довольно протяженной оболоч- кой невырожденного горячего газа. По мере остывания этот газ оседа- ет на поверхность гелиевого ядра, которое по своим размерам сравни- мо с Землей, хотя в тысячи раз массивнее ее. Таким образом, конечным продуктом эволюции звезд с М < 0,5 М® становятся очень плотные (~1 т/см3) компактные объекты — гелиевые белые карлики. Давление вырожденного газа почти не зависит от тем- пературы, поэтому, в отличие от обычных звезд, белые карлики почти не сжимаются, несмотря на постоянную потерю тепла, и их эволюция сводится к медленному остыванию. 5.2.7. Звезды массой от 0,5 М® до (8—10) М® У звезд с М > 0,5 М® вырождение электронного газа еще не наступает к тому моменту, когда температура поднимается до 150 млн К, и в цен- тре этих звезд начинается превращение гелия в углерод. Сжатие внут- ренней области звезды прекращается, поскольку там включился ядер- ный источник энергии; похожая ситуация была, когда молодая звезда становилась звездой главной последовательности. Теперь у звезды есть два источника ядерной энергии: центральный, в котором сгорает гелий, и слоевой, в котором гелий образуется из водорода. Подстраи- ваясь под изменившиеся условия, оболочка звезды уменьшается в размере и немного нагревается. Эффективная температура звезды возрастает, и звезда покидает область красных гигантов: ее трек на диаграмме Герцшпрунга—Рассела резко поворачивает влево (см. рис. 8.14). Пребывание в состоянии с большим радиусом не проходит для звезды бесследно: в этот период часть вещества оболочки, слабо связанная с основной массой звезды, истекает в окружающее про- странство. После начала За-реакций звезда вступает в довольно продолжи- тельный период своей жизни, в течение которого в ее недрах накапли- вается углерод. Когда его концентрация возрастает, некоторая часть углерода превращается в кислород в ходе реакции Не + С -> О. По ме-
5.2. Жизнь звезд 163 ре выгорания гелия светимость звезды немного увеличивается, а ее эффективная температура меняется довольно причудливым образом: на ГР-диаграмме звезда перемещается то вправо, то влево, выписывая замысловатые петли. На этом этапе эволюции в звезде возникают радиальные пульса- ции, причина которых состоит в следующем. Равновесие звезды обес- печивется балансом противоположно направленных сил: тяготения и газового давления. Это равновесие устойчиво (иначе звезда не могла бы существовать!), поэтому небольшое избыточное сжатие звезды (или расширение) приведет к тому, что давление газа станет больше (или соответственно меньше) силы тяготения, и вещество начнет дви- гаться в противоположную сторону, возвращая звезду к равновесно- му состоянию. По мере приближения к положению равновесия веще- ство разгоняется и по инерции проскакивает точку равновесия. После этого направление силы, возвращающей газ к исходному положению, меняется на противоположное, и она тормозит газ до полной останов- ки, а затем начинает возвращать его к положению равновесия. Перио- дическое повторение этих этапов аналогично движению маятника. Однако сила трения (так физики называют любой процесс дисси- пации, рассеяния механической энергии) должна быстро гасить слу- чайно возникшие в звезде пульсации, не позволяя им развиться до за- метной амплитуды. Тем не менее пульсации звезд наблюдаются. В 1920-е гг. А. Эддингтон предположил, что при сжатии звезды непро- зрачность вещества возрастает, «запирая» выходящее наружу излуче- ние, и это способствует накоплению энергии, которая на стадии рас- ширения передается газу, компенсируя потери на трение. Но в основ- ной массе звезды газ почти полностью ионизован, и это, как поначалу казалось, делает идею Эддингтона неприменимой. Ведь сжатие звез- ды не только приводит к росту плотности газа, что увеличивает число атомов на пути фотона, но и вызывает рост температуры, а ионизован- ный газ при этом становится более прозрачным. Так что в целом сжа- тие звезды из полностью ионизованного газа делает ее, вопреки мыс- ли Эддингтона, еще более прозрачной для излучения! В этой связи российский физик Сергей Александрович Жевакин (1916-2001) обратил внимание на те области звезд, в которых водород и гелий, т. е. наиболее распространенные элементы, ионизованы не полностью. В звездных недрах ионизация водорода происходит при температуре около 10 000 К, однократная ионизация гелия — при 15 000 К, а двукратная — при 40 000 К. Если сжимать полностью ионизо- ванный газ, то работа сжимающей силы целиком затрачивается на
164 Глава 5. Строение и эволюция звезд увеличение кинетической энергии частиц, т. е. на увеличение темпера- туры газа, но в зонах неполной ионизации температура должна возрас- тать в меньшей степени, поскольку часть энергии сжатия расходуется на ионизацию вещества. Расчеты Жевакина (1946-1957) показали, что благодаря этому эффекту зоны ионизации водорода и гелия могут иг- рать роль клапана, который, в соответствии с идеей Эддингтона, регу- лирует поступление лучистой энергии во внешние слои и тем самым позволяет звездам пульсировать с заметной амплитудой. Чтобы «раскачать» колебания звезды, оболочка над зоной иониза- ции должна быть достаточно массивной, поэтому у очень горячих звезд колебания возбуждаться не могут: их зоны частичной иониза- ции слишком близки к поверхности. В звездах с очень низкой эффек- тивной температурой описанный выше механизм также оказывается неэффективным, поскольку во внешних слоях этих звезд значитель- ная доля тепла переносится не излучением, а конвекцией. Поэтому пульсирующие звезды на ГР-диаграмме должны располагаться в об- ласти, которая имеет вид сравнительно узкой полосы (рис. 6.13). Имен- но в этой полосе нестабильности наблюдаются цефеиды — перемен- ные звезды типа 8 Цефея и W Девы (подробнее об этом см. главу 6). Та- ким образом, цефеиды — это звезды, в центральных областях которых происходит горение гелия. На этой эволюционной стадии треки звезд имеют петлеобразную форму и могут несколько раз пересекать поло- су нестабильности, поэтому цефеидой звезда может быть несколько раз в жизни, проводя каждый раз внутри полосы нестабильности не- сколько десятков тысяч лет. Период пульсаций звезды обычно близок к периоду ее собствен- ных колебаний, который определяется гидродинамическим време- нем, а значит, зависит лишь от средней плотности звезды. Большая разница плотностей у звезд, пересекающих полосу нестабильности в разных ее частях, объясняет, почему у гигантов-цефеид периоды коле- баний составляют десятки суток, а у белых карликов — минуты. У ряда цефеид период пульсаций измеряли в течение длительного времени с очень высокой точностью, что позволило обнаружить систе- матическое увеличение или уменьшение периода. Это указывает на из- менение средней плотности звезды, вызванное изменением ее радиу- са по мере того, как звезда пересекает полосу нестабильности. В зави- симости от того, на каком этапе эволюции мы застали звезду, она мо- жет перемещаться на ГР-диаграмме слева направо или справа налево. В результате происходит либо увеличение, либо уменьшение ее радиу- са. Вычисленная по скорости изменения периода пульсаций скорость
5.2. Жизнь звезд 165 изменения радиуса цефеид соответствует предсказаниям теории. Это подтверждает наши представления о характере эволюции звезд. Когда гелий в центральной области кончается, лишенное источни- ков энергии ядро звезды начинает сжиматься, и вскоре температура и плотность на его внешней границе увеличиваются настолько, что там загорается гелий. С этого момента ядро окружено двумя слоевы- ми источниками: во внешнем горит водород, во внутреннем — гелий. При этом в самом ядре плотность становится столь высокой, что про- исходит вырождение электронного газа, давление которого останав- ливает сжатие центральной области. Появление двух слоевых источ- ников сопровождается увеличением размера звезды и снижением ее эффективной температуры: на ГР-диаграмме звезда перемещается вправо вверх, в область красных сверхгигантов, имеющих радиусы от 100 до 1 000 /?о. Структура звезды становится чудовищно неоднород- ной: по своим размерам вырожденное ядро сверхгиганта всего в 2-3 раза превышает размер Земли, тогда как радиус всей звезды больше радиуса земной орбиты! Из расчетов следует, что выгорание ядерного топлива в слоевых источниках происходит не равномерно, а импульсно, в виде следую- щих друг за другом коротких (продолжительностью несколько лет) вспышек большой интенсивности, интервалы между которыми со- ставляют тысячи лет. Каждая вспышка порождает ударную волну, ко- торая распространяется наружу и выбрасывает часть оболочки в ок- ружающее пространство, заметно уменьшая массу звезды. Из-за сво- его огромного размера оболочка красного сверхгиганта сравнительно слабо связана с ядром, поэтому такие звезды интенсивно теряют мас- су и в промежутках между вспышками: их внешние слои сжимаются и расширяются с характерным временем порядка сотни дней, что также порождает ударные волны и истечение вещества в окружаю- щее пространство со скоростью около 10 км/с. Пульсируют эти звезды по той же причине, что и цефеиды. Как правило, пульсации красных сверхгигантов происходят не строго пе- риодически, зато их амплитуда очень велика: в течение одного цикла радиус звезды меняется в десятки, а светимость — в тысячи раз! Пере- менность блеска красных сверхгигантов была открыта еще в конце XVI в.: обнаружив, что звезда о Кита с периодом около 11 месяцев то появляется на небе, то исчезает, астрономы назвали ее «Мирой», т. е. «удивительной». Позже выяснилось, что визуальный блеск Миры Кита меняется от 2т до 10™ звездной величины — в 1600 раз! Сейчас в на- шей Галактике известно несколько тысяч подобных звезд — их называ-
166 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.22. Окрестности звезды Мира Кита, сфотографированные в 2006 г. ульт- рафиолетовым телескопом орбитальной обсерватории GALEX (NASA, Caltech) с экспозицией 3 часа: вверху — общий вид, внизу — фрагмент. Звезда движет- ся слева направо, она видна как яркая точка в «голове кометы». Светлая дуга справа от нее — ударная волна в межзвездной среде, слева — газово-пылевой хвост из потерянного звездой вещества (вблизи Миры видны его плотные по- токи). Полная длина хвоста — 13 св. лет. Расстояние от крайней левой точки хвоста до нынешнего положения звезда преодолела примерно за 26 тыс. лет. ют миридами, но и сама Мира Кита не перестает удивлять астроно- мов. Во-первых, благодаря близости этой звезды к нам удалось с помо- щью интерферометра измерить ее радиус, который, как выяснилось, превосходит радиус Солнца почти в 700 раз, при этом масса Миры при- мерно такая же, как у Солнца. Во-вторых, Мира оказалась двойной звездой: ее спутник, белый карлик, окружен аккреционным диском, со- стоящим из вещества, истекающего с поверхности Миры. В диск попа- дает лишь малая часть вещества разлетающейся оболочки сверхгиган- та, а основная часть уходит в пространство. А поскольку Мира движет- ся относительно окружающего ее межзвездного вещества со скоро- стью около 130 км/с (что нетипично для мирид), сброшенная звездой
5.2. Жизнь звезд 167 оболочка имеет не сфериче- скую форму, а тянется за ней наподобие шлейфа дли- ной несколько парсек (рис. 5.22). Перенос тепла в оболоч- ках красных сверхгигантов осуществляется конвекци- ей, которая захватывает об- ласть от слоевых источни- ков горения гелия и водоро- да до фотосферы. В резуль- тате в нижнюю часть обо- лочки попадают продукты термоядерных реакций. По Да, угл. с мере того, как наружные слои оболочки, состоящие в основном из водорода и гелия, улетают в окружаю- щее пространство, атмосфе- ра звезды все больше обога- щается прибывшими из глубины продуктами ядер- ного синтеза. Именно так образуются одиночные уг- леродные звезды — сверхги- ганты, в спектрах которых наблюдаются интенсивные линии молекул CN, С2, SiC2 и некоторых других, что свидетельствует о высоком содержании углерода во Рис. 5.23. Окрестности звезды ТТ Cyg (в цент- ре), изображенные с помощью радиоинтерфе- рометра IRAM в линии излучения молекулы СО (X 2,6 мм). Звезда ТТ Cyg находится на той стадии эволюции, когда в ее центре сформиро- валось углеродно-кислородное ядро, окружен- ное двумя слоевыми источниками, в которых «горят» водород и гелий. Ядерные реакции в слоевых источниках протекают в виде кратко- временных вспышек, разделенных тысячеле- тиями. Каждая вспышка приводит к разви- тию конвекции, выносящей углерод и кисло- род, продукты «сгорания» гелия, во внешние слои звезды, откуда их уносит звездный ве- тер. Разлетаясь, вещество остывает, атомы уг- лерода и кислорода объединяются в молеку- лы и образуют вокруг звезды оболочку с повы- шенным содержанием окиси углерода (свет- лый ободок на снимке). внешних слоях звезды. Истекающий из атмосфер этих звезд газ посте- пенно охлаждается. Когда его температура опускается ниже 1500 К, атомы углерода начинают конденсироваться в мельчайшие пылинки, активно поглощающие свет: звезда коптит, как заводская труба! Весь- ма наглядно этот процесс проявляется у переменных звезд типа R Се- верной Короны — пульсирующих желтых сверхгигантов. У них, кроме постоянно «дующего» звездного ветра, время от времени происходят мощные выбросы вещества, приводящие к рождению плотных обла-
168 Глава 5. Строение и эволюция звезд ков «сажи», которые затмевают звезду, в результате чего ее яркость в оптическом диапазоне за несколько дней снижается в тысячи раз. Впрочем, болометрическая светимость звезды во время «пылевой бу- ри» остается неизменной, поскольку нагревшиеся пылинки переизлу- чают поглощаемый свет в инфракрасном диапазоне. К окончанию стадии сверхгиганта, которая длится несколько со- тен тысяч лет, практически вся оболочка звезды сбрасывается, обна- жая горячее вырожденное углеродно-кислородное ядро, которое за- тем остывает и превращается в белый карлик (рис. 5.23). Подробнее об этом мы расскажем позже, а здесь ограничимся двумя замечаниями. Во-первых, чем больше масса звезды, тем большую часть своей массы она теряет в процессе эволюции. Во-вторых, масса белого карлика не может превышать предел Чандрасекара, приблизительно равный 1,4 MQ (иначе карлик коллапсирует). Именно этими двумя обстоятель- ствами определяется верхняя граница интервала масс, который мы рассматриваем в этом разделе (8-10 М©): это начальная масса тех звезд, у которых к концу эволюции вырожденное углеродно-кислород- ное ядро не превышает по массе предел Чандрасекара. Причина того, что нижний предел массы звезд, оставляющих по- сле себя белый карлик, определяется точно (0,5 Мо), а верхний пре- дел - приближенно (8-10 Мо), весьма проста. Маломассивные звезды консервативны: в ходе эволюции они почти не теряют вещество, по- этому их модели весьма надежны. А эволюция массивной звезды зави- сит от многих трудно учитываемых факторов: вращения, магнитного поля, особенностей конвекции, интенсивности звездного ветра и т. п. Поэтому верхний предел начальной массы предков белых карликов по- ка определен не вполне точно. Во всяком случае, специалисты счита- ют, что он определенно лежит в интервале от 8 до 10 М©. 5.2.8. Звезды массой от (8—10) М® до 100 М® У звезд массой более ЮМ© вырождение электронного газа не препят- ствует нагреву внутренних слоев до температуры ~109 К, при которой углерод и кислород могут вступать в разнообразные ядерные реакции с образованием более тяжелых элементов. Примеры таких реакций: 12^ , 12^ 24»л бС + 6С ~> 12^g igNe + ^Не + ^Не 168О 168O + 168O^S и т.п.
5.2. Жизнь звезд 169 Дальнейшая эволюция звезды сводится к последовательному «вы- горанию» все более тяжелых элементов, сжатию ядра и образованию на его внешней границе новых слоевых источников. Недра звезды ста- новятся похожими на луковицу, в тонких слоях которой происходит превращение водорода в гелий, гелия в углерод, и т. д. После начала ядерных реакций с участием углерода и кислорода основную часть выделяющейся энергии уносят не фотоны, а нейтри- но и антинейтрино: при температуре 109 К протекает множество про- цессов, приводящих к рождению этих частиц, тотчас покидающих звезду. Например, ядро кремния ^Si может захватить свободный электрон, испустить нейтрино и превратиться в ядро алюминия Al, которое неустойчиво и вскоре превращается в исходное ядро ц Si, по- рождая при этом электрон и антинейтрино. В результате ни кремний, ни электрон не исчезли, но появились нейтрино и антинейтрино, на рождение которых ушла часть кинетической энергии свободного электрона, т. е. тепловой энергии газа. Этот очень важный цикл пре- вращений получил название урка-процесса. Идея такого названия воз- никла у Георгия Гамова (1904-1968) и Марио Шенберга (1914-1990), когда они посетили казино «Urea» в Рио-де-Жанейро и обнаружили, что при игре в рулетку деньги исчезают так же быстро, как энергия с потоком нейтрино уносится из звездного ядра. Кроме того, Гамов, как уроженец Одессы, несомненно, знал, что в России «урками» называют мелких воришек, так что это название с подтекстом. Итак, на поздних стадиях эволюции нейтрино весьма эффективно «крадут» у звезды тепловую энергию, вынуждая ее ядерный реактор работать на полную мощность, чтобы не дать веществу остыть. Пере- ход к новому виду ядерного топлива требует увеличения температу- ры газа, что, в свою очередь, приводит к возрастанию интенсивности нейтринного излучения. Из-за этого выгорание каждого нового вида ядерного топлива происходит все быстрее и быстрее: для превраще- ния углерода и кислорода в элементы группы кремния требуется несколько сотен лет, а последующее их превращение в железо проис- ходит за несколько десятков лет. Чем горячее газ, тем выше средняя энергия рождающихся в нем фотонов. Когда температура поднимается до миллиарда кельвинов и начинается горение кремния, в заметном количестве появляются у-кванты, энергия которых настолько велика, что при столкновении с ядрами они разбивают их на несколько ядер-осколков. Этот процесс называют фотодиссоциацией. Осколки тут же вступают в реакции синтеза, так что «горение» кремния — это на самом деле большая со-
170 Глава 5. Строение и эволюция звезд Таблица 5.4 Продолжительность этапов эволюции звезды с массой 25 М® Стадия Длительность Стадия Длительность Горение водорода Горение гелия Горение углерода Горение кислорода Горение кремния 7 000 000 лет 500 000 лет 600 лет 6 месяцев 1 день Коллапс ядра Отскок ядра Взрывное горение Разлет оболочки Около 0,1 секунд Несколько миллисекунд Около 10 секунд Около 1 часа вокупность различных реакций, в которых участвует множество ядер. Чаще всего у-кванты отщепляют от ядер а-частицы, которые весьма активно вступают в реакции синтеза из-за их малого заряда, поэтому главным итогом «горения» кремния оказывается цепочка превраще- « 28с. 32с 36а 40 г 44гр. 48г 52г 56 м. а НИИ. 14S1—> igS—> 18Аг —> 20^3—> 22Т1 —> 24^Г—> 26^6 28^1 И Т. Д. Яд- ро никеля неустойчиво и живет порядка 6 суток, после чего поглоща- ет один из электронов плазмы и превращается в изотоп кобальта: 2§Ni + е" -» 27С0 + v. Это ядро также неустойчиво и с периодом полу- распада 0K0™ 77 дней превращается в устойчивое ядро железа: 27С0 + е" -> 2б^е + v- На фотодиссоциацию ядер расходуется энергия фотона, которая при его рождении была изъята из тепловой энергии газа. До некоторо- го момента выделяемая при ядерных реакциях энергия превосходит затраты энергии на разрушение ядер, но лишь до тех пор, пока у звез- ды не сформируется железно-никелиевое ядро. Синтез элементов тя- желее 26 Fe сопровождается уже не выделением, а поглощением энер- гии, поэтому на фотодиссоциацию начинает расходоваться тепловая энергия, выделяемая при сжатии внутренних областей звезды. Из-за этого температура, а вместе с ней и давление газа нарастают слишком медленно, чтобы компенсировать растущую при сжатии силу тяготе- ния. В результате нарушается гидростатическое равновесие, и ядро звезды начинает стремительно сжиматься — коллапсировать. При сжа- тии газ нагревается до 1010-10n К, и это приводит к мощному вспле- ску нейтринного излучения. Рожденные в таком процессе нейтрино удалось зарегистрировать лишь однажды — от знаменитой сверхно- вой SN 1987А, вспыхнувшей в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. Дальнейшее развитие событий и конечная судьба звезды зависят от многих факторов. Важнейший из них — масса звезды в момент на- чала коллапса ее железно-никелевого ядра. На финальных этапах эво- люции она может стать уже в 2-3 раза меньше той массы, с которой звезда когда-то пришла на главную последовательность, поскольку
5.2. Жизнь звезд 171 Н-горение Не-горение С-горение О-горение Ne-горение Si-горение Fe-ядро Рис. 5.24. Строение красного сверхгиганта. Звезда с массой более 8-10 М©, на- ходящаяся на заключительном этапе эволюции, имеет сложное строение, на- поминающее матрешку. В ядре звезды синтезируются новые элементы — чем глубже, тем более сложные, вплоть до железа. У значительно проэволюциони- ровавшего сверхгиганта имеется инертное железное ядро, окруженное горя- щими оболочками из кремния, неона, кислорода, углерода, гелия и водорода. массивные звезды постоянно — и порой весьма активно — теряют ве- щество. Истечение газа с их поверхности происходит со скоростью от нескольких сотен до нескольких тысяч километров в секунду. Приоб- ретение газом столь высокой скорости вызвано давлением света: у звезд с М> 10 Mq светимость на всех стадиях эволюции столь велика, что давление излучения во внешних слоях превосходит силу тяжести и заставляет вещество оболочки покидать звезду. Мы помним, что впервые давление света было экспериментально обнаружено и изме- рено в 1900 г. русским физиком П. Н. Лебедевым (1866-1912). Звезды верхней части главной последовательности ежегодно теряют до 3 • 10-6 Mq вещества, а на поздних стадиях эволюции темп потери мас- сы возрастает еще в 10-30 раз. Чем больше масса звезды, тем больше ее светимость и, следовательно, мощнее ее звездный ветер. В резуль- тате более массивные звезды теряют большую часть начальной мас- сы к тому моменту, когда в их центре образуется и начинает коллап- сировать железное ядро.
172 Глава 5. Строение и эволюция звезд Наличие истекающих оболочек у бело-голубых сверхгигантов бы- ло обнаружено в 1930-е гг. по присутствию в спектрах этих звезд мощ- ных эмиссионных линий, которые имеют специфическую форму про- филя — так называемый профиль типа Р Cygni, поскольку впервые они были замечены у переменной звезды Р Лебедя. Истечение вещест- ва из горячих звезд проявляется и в более наглядной форме: в меж- звездной среде ветры массивных звезд «выдувают» огромные — разме- ром до десятков парсек — расширяющиеся каверны, заполненные го- рячим газом (рис. 5.25). Если бы в ходе эволюции массивные звезды не теряли массу, то после ухода с главной последовательности они, как и звезды с массой менее 10Мо, перемещались бы по диаграмме Герцшпрунга—Рассела слева направо, последовательно превращаясь из голубых сверхгиган- тов в красные, а затем стали бы двигаться в обратном направлении. Но внешняя оболочка звезды постепенно разлетается, обнажая все бо- лее и более горячие слои. Если звезды теряют массу достаточно быст- ро, то поворот эволюционного трека в обратную сторону произойдет еще до того, как он достигнет области красных сверхгигантов. У та- ких звезд в какой-то момент на поверхности оказываются области, в которых на предшествующих стадиях эволюции протекали термо- ядерные реакции, что привело к изменению их первоначального хи- мического состава. Именно такого рода объекты открыли почти полтора века назад французские астрономы Ш. Вольф и Ж. Райе. Звезды типа Вольфа— Райе подразделяют на две группы: судя по спектрам, в поверхностных слоях звезд первой группы (WN) преобладает гелий и азот, а у звезд второй группы (WC) — углерод и кислород. Это связано с тем, что у звезд группы WN на поверхности оказались слои, прошедшие перера- ботку в водородном слоевом источнике, в котором при работе CNO- цикла возрастает содержание не только гелия, но и азота (за счет уменьшения обилия водорода и углерода соответственно). У звезд группы WC на поверхности оказались слои, которые прошли перера- ботку не только в водородном, но и в гелиевом слоевом источнике, что привело к почти полному превращению гелия в углерод и кисло- род. У звезд обеих групп водорода практически не осталось, хотя в ве- ществе сброшенной оболочки водород — самый обильный элемент. Стать звездами типа Вольфа—Райе могут лишь те массивные звезды, которые по каким-то причинам особенно интенсивно теряют массу в процессе эволюции. Одной из таких причин может быть наличие у звезды спутника, тяготение которого способствует истечению вещест-
5.2. Жизнь звезд 173 Рис. 5.25. Газовый пузырь диаметром 3 пк, «раздутый» в туманности NGC 7635 звездным ветром звезды BD +60°2522 спектрального класса Of, удаленной от нас на 3,4 кпк в направлении созвездия Кассиопея. ва с поверхности звезды. Вероятно, именно поэтому большинство из- вестных звезд типа Вольфа—Райе входит в состав двойных систем. Это обстоятельство, кстати, позволило надежно измерить массы звезд типа Вольфа—Райе: у детально изученных объектов она лежит в интервале от 10 до 60 М0. Вернемся к заключительным этапам жизни массивных звезд. Мы остановились на том, что в какой-то момент у звезды формируется железное ядро, которое теряет устойчивость и начинает быстро сжи- маться. У звезд, имевших на главной последовательности массу менее примерно 40 М@, коллапсирующее ядро превращается в нейтронную звезду — объект с массой 1,5-3,0 М0, радиусом около 10 км и средней плотностью в сотни миллионов тонн в кубическом сантиметре. При такой плотности вещество в основном состоит из нейтронов; именно давление вырожденного нейтронного газа уравновешивает гигант- скую силу тяготения, сжимающую эти компактные тела. Подробнее о физике нейтронных звезд будет рассказано ниже, а здесь мы рассмот- рим судьбу внешней части массивной звезды. В результате коллапса железного ядра примерно за 0,1 секунды в центральной области звезды образуется почти пустое пространство размером около 1000 км, в центре которого находится нейтронная
174 Глава 5. Строение и эволюция звезд Плотность, г/см3 Диаметр 1,4 млн км Белый карлик Газ Тверд 16 10 Плотность, 106 г/см3 Диаметр 13 000 км 700 .300 Плотность, 1012 г/см3 Диаметр 30 км Сверхтекучая V жидкость Нейтронная звезда Т Газ / Твердое тело Твердое тело и сверхтекучая нейтронная жидкость Рис. 5.26. Нормальная звезда, белый карлик и нейтронная звезда: схема струк- туры и основные параметры. звезда. В эту полость устремляется вещество, не успевшее до начала коллапса превратиться в железо. Еще в 1960-е гг. возникла гипотеза о том, что, разогнавшись до 100 000 км/с и ударившись о поверхность нейтронной звезды, это вещество нагревается и порождает мощную ударную волну, которая устремляется наружу и не только останавли- вает падение газа, но и заставляет его повернуть вспять. Проходя че- рез вещество, богатое ядерным топливом, ударная волна «поджигает» его, так что ядерная энергия подпитывает волну, не давая ей затух- нуть. По мнению астрофизиков, именно этот процесс приводит к раз- лету основной массы звезды в окружающее пространство со скоро- стью тысячи километров в секунду, объясняя феномен вспышек сверх- новых в момент смерти массивных звезд. Почти сорок лет астрофизики пытались подтвердить эту краси- вую идею численными расчетами, последовательно учитывая все бо- лее тонкие физические процессы, сопровождающие рождение удар- ной волны и ее взаимодействие с внешними слоями звезды. Расчеты показали: при коллапсе ядра сферически симметричной звезды масса сброшенной оболочки должна быть намного меньше наблюдаемой. Кстати, некоторые астрономические наблюдения действительно ука- зывают, что взрывы массивных звезд как сверхновых происходят не сферически симметрично. Скорее всего, асимметрия коллапса желез- ного ядра и бегущей наружу ударной волны обусловлены тем, что в момент потери устойчивости ядро звезды вращалось и/или имело сильное магнитное поле. До начала сжатия ядра центробежная сила и/или давление магнитного поля могли практически не влиять на структуру звезды. Но в процессе коллапса радиус ядра уменьшается в сотни раз, что, в соответствии с законами сохранения углового момен-
5.2. Жизнь звезд 175 та и магнитного потока, должно приводить к росту этих сил в гораздо большей степени, чем сил гравитации. Расчет моделей звезд, форма которых отличается от сферической, требует огромных затрат компьютерного времени и разработки спе- циальных вычислительных алгоритмов. Кроме того, из наблюдений пока не удалось получить достоверной информации о скорости вра- щения центральных областей звезд на поздних стадиях эволюции; нет надежных данных и об индукции и структуре магнитного поля. Поэтому попытки создания реалистичных моделей асимметричного взрыва звезд начали предприниматься лишь совсем недавно. Астроно- мам предстоит еще много сделать, чтобы добиться количественного согласия расчетов с наблюдениями. Нужно отметить, что при моделировании коллапса ядер массив- ных звезд учет их вращения совершенно необходим, поскольку мно- гие горячие звезды главной последовательности вращаются вокруг оси с очень большой скоростью. Обычно на это указывают спектраль- ные наблюдения, демонстрирующие доплеровское расширение ли- ний в результате движения одной половины звездного диска к нам, а другой — от нас. Но в 2002 г. с помощью интерферометра на основе 8-метровых телескопов VLTESO удалось прямо измерить сплюсну- тость фигуры звезды Ахернар, вызванную ее вращением (рис. 5.27). У этой звезды спектрального класса ВЗ с массой около 6 М® скорость вращения на экваторе достигает 250 км/с. Поскольку Ахернар доволь- но близок к Земле (44 пк), интерферометр уверенно выявил его эллип- соидальную форму: экваториальный радиус (12,0 /?©) оказался значи- тельно больше полярного (7,7 7?о), что однозначно связано с действи- ем центробежной силы. По причинам, о которых будет сказано ниже, нейтронные звезды не могут иметь массу свыше 2-3 Мо. Расчеты показывают, что у звезд, масса которых при рождении превышает 40 Мо, в процессе эво- люции формируется железное ядро с массой более 3 Мо. Поэтому при коллапсе таких ядер должны возникать не нейтронные звезды, а чер- ные дыры. Большинство специалистов полагает, что наблюдаемые ор- битальными обсерваториями примерно раз в сутки мощные всплески гамма-излучения продолжительностью свыше 2 с (так называемые длинные всплески) как раз и возникают при коллапсе ядер массивных быстровращающихся звезд с превращением их в черные дыры. Расче- ты показывают, что в этом случае часть вещества коллапсирующего ядра образует вокруг новорожденной черной дыры массивный аккре- ционный диск, которой в течение нескольких секунд заглатывается
176 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.27. Форма голубого гиганта Ахернар (а Эридана), измеренная интерферометром VLTI (ESO) с ба- зой от 66 до 140 м в ИК-диапазоне (2,2 мкм) с экспозицией 20 час. Ввер- ху: две теоретические модели звез- ды с наклонами оси вращения к лу- чу зрения 50° (А) и 90° (В). Слева: на- блюдаемая форма звезды — эллипс, вписанный в измеренные точки с их вероятными ошибками. Отношение большой и малой осей эллипса — 1,56±0,05. Если учесть эффект проек- ции, звезда может быть сплюснута еще сильнее. Рисунки: ESO. дырой. Процесс дисковой аккреции вещества в дыру сопровождается выбросом двух газовых струй (джетов) с релятивистскими скоростя- ми в направлениях, перпендикулярных плоскости диска. Все это про- исходит внутри оболочки звезды, не успевшей отреагировать на пере- стройку ядра. Мощные джеты пробивают оболочку звезды и порожда- ют всплески гамма-излучения, направленные вдоль оси диска. Одно- временно с этим в плоскости диска возникает ударная волна, которая распространяется наружу и сбрасывает оболочку звезды, что воспри- нимается нами как вспышка сверхновой. Впрочем, известный астрофизик Богдан Пачинский (1940-2007) предложил называть такие объекты не сверхновыми, а гиперновыми, поскольку излучаемая при взрыве энергия в этом случае на порядок больше, чем у «обычных» сверхновых. Например, 19 марта 2008 г. было зарегистрировано оптическое свечение, последовавшее за гамма-
5.2. Жизнь звезд 177 всплеском GRB 080319В. Астрономы связывают это событие со вспыш- кой гиперновой в безымянной галактике, удаленной от нас на 7,5 млрд св. лет. При этом около минуты в созвездии Волопаса была видна «звездочка» примерно 5т. С такого расстояния подобную яркость мог- ло обеспечить лишь совокупное излучение почти 10 миллионов галак- тик, подобных нашей! По оценке специалистов, столь мощным «фейер- верком» природа отметила гибель звезды с массой около 50 Мо. Астрономы пока еще не знают точно, как интенсивность звездно- го ветра горячих звезд меняется со временем и как она зависит от массы звезды и других факторов. Поэтому указанное выше критиче- ское значение начальной массы в 40 Мо, разделяющее предков ней- тронных звезд и черных дыр, не следует воспринимать как точную ве- личину. Дальнейшие исследования могут передвинуть эту границу. 5.2.9. Звезды массой около 100 MQ Причиной гибели звезд с начальной массой около 100 Мо служит не фотодиссоциация ядер железа, а превращение наиболее энергичных фотонов в электроны и позитроны: у -> е+ + е". Распад у-кванта мо- жет происходить лишь в окрестности атомного ядра, которому пере- дается часть импульса и кинетической энергии фотона. Этот процесс играет заметную роль при температуре Т> 109 К, однако эффектив- ность рождения электрон-позитронных пар уменьшается при высо- ких плотностях, когда начинается вырождение электронного газа. Причина в том, что в невырожденном газе для рождения пары фото- ну достаточно иметь энергию чуть больше, чем 2гиес2, но в вырожден- ном газе этого не хватает: все нижние энергетические уровни уже за- няты, поэтому новорожденный электрон должен иметь достаточно большую кинетическую энергию. Когда в центральных областях самых массивных звезд температу- ра достигает 109 К, газ электронов еще не вырожден, поэтому именно в таких звездах рождение электрон-позитронных пар играет важную роль. На образование пар затрачивается тепловая энергия, поэтому, как и в случае фотодиссоциации железа, упругость газа уменьшается, и давление газа перестает компенсировать силу гравитации. Цен- тральные области звезды начинают быстро сжиматься, а их темпера- тура резко возрастает. К моменту потери устойчивости в централь- ных областях звезды водород уже превратился в гелий, а тот, в свою очередь, — сначала в углерод, а затем в кислород. Резкое повышение температуры «поджигает» кислород, и происходит термоядерный взрыв, который полностью разрушает звезду, разбрасывая ее вещест-
178 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.28. Массивная звезда ц Киля (ц Саг) в окружении выброшенного ею ве- щества, образующего туманность «Гомункулус» в форме земляного ореха. Са- ма звезда почти полностью скрыта внутри туманности. Внешнее сияние обу- словлено ранее выброшенным веществом, возбужденным последним взры- вом звезды. Фото: «Хаббл», NASA. во в окружающее пространство и не сохраняя ее плотного ядра. Таков наиболее популярный у теоретиков сценарий гибели самых массив- ных звезд. Впрочем, картина их гибели может оказаться и более сложной. В недавно опубликованных работах рассматривается возможность то- го, что термоядерный взрыв в центре звезды вначале не полностью разрушает звезду, а лишь сбрасывает небольшую часть ее оболоч- ки — около 10% полной массы звезды. После этого гидростатическое равновесие звезды восстанавливается, однако примерно через тысячу лет оно вновь нарушается, происходит новый взрыв, и так может по- вторяться несколько раз, пока звезда не разрушится полностью. Расчеты, на которых основана эта гипотеза, еще предстоит прове- рить, но нужно отметить, что звезда ц Киля, которая считается одной
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях 179 из самых массивных звезд нашей Галактики (120 Мо), по-видимому, около тысячи лет назад сбросила часть своей оболочки со скоростью несколько тысяч километров в секунду. В первой половине XIX в. ее яр- кость вновь резко возросла, и в 1843 г. видимый блеск звезды дос- тиг -1т, т. е. она стала второй по яркости после Сириуса звездой на земном небе. А спустя несколько десятков лет ее блеск упал до 7т. Все это время звезда интенсивно выбрасывала вещество со скоростью око- ло 500 км/с, и сейчас она окружена туманностью, получившей прозви- ще «Гомункулус». Масса этой туманности в несколько раз больше мас- сы Солнца, т. е. средний темп потери массы в период повышения ярко- сти звезды превышал 0,01 Мо/год. Есть основания полагать, что ц Ки- ля — двойная звезда, и это обстоятельство объясняет, почему туман- ность «Гомункулус» имеет не сферическую, а осесимметричную фор- му. Пока не ясно, насколько велика роль спутника в наблюдаемых не- стационарных процессах, но в любом случае не приходится сомневать- ся, что г| Киля находится на краю гибели, и в течение ближайшего мил- лиона лет, а может быть, значительно раньше в созвездии Киль вспых- нет сверхновая, которую можно будет наблюдать даже днем. Какова наибольшая масса звезды? Ответа на этот вопрос пока нет. До сих пор астрономам не удалось обнаружить звезду, масса кото- рой превысила бы 150Мо. Причина этого может быть в том, что та- кие звезды рождаются очень редко и живут сравнительно недолго, так что нам просто не повезло: в Галактике таких звезд в нашу эпоху нет. Однако не исключено, что звезды с М> 150Мо вообще не форми- руются, поскольку протозвезда по мере роста своей массы так сильно увеличивает свою светимость, что давление излучения останавлива- ет аккрецию вещества из оболочки на зародыш звезды после дости- жения им некоторого максимального значения массы. Остановить ак- крецию может не только давление света, но и ветер, «дующий» с по- верхности аккреционного диска, интенсивность которого, как показы- вают наблюдения, тем выше, чем больше масса протозвезды. 5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях В ходе эволюции звезды перемещаются на диаграмме Герцшпрун- га—Рассела по довольно сложным петлеобразным траекториям; в од- ну и ту же область диаграммы в разные моменты своей жизни попада- ют звезды с сильно различающимися массами и начальным химиче- ским составом. Поэтому однозначно определить массу и возраст от- дельно взятой звезды по ее положению на ГР-диаграмме, как прави- ло, не удается. Задача существенно упрощается, если исследуемая
180 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.29. Рассеянное звездное скопле- ние «Ясли» (М 44, NGC 2632). Происхо- ждение его названия поясняют стро- ки древнеримского историка Плиния Старшего: «В знаке Рака есть две ма- лые звезды, называемые Ослятами, а среди них — маленькое облачко, кото- рое называют Яслями (т. е. кормуш- кой)». звезда входит в состав звездного скопления, члены которого по воз- расту и начальному химическому составу подобны друг другу. Звездные скопления — это динамически обособленные группы звезд, связанных силой взаимного тяготения. Традиционно их делят на шаровые и рассеянные. Первоначально это деление проводилось по внешнему виду. Рассеянные скопления не имеют правильных очер- таний и содержат от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд; большинство шаровых скоплений имеют почти сферическую форму, а число звезд в них лежит в пределах от десятков тысяч до несколь- ких миллионов (рис. 5.29, 5.30). Как выяснилось, главное различие между шаровыми и рассеянны- ми скоплениями нашей Галактики — их возраст. Все шаровые скопле- ния очень стары, им от 12 до 14 млрд лет, а рас- сеянные скопления от- носительно молоды: по- давляющему большин- ству из них менее 1 млрд лет. Очевидно, что шаровые скопле- ния — это реликт древ- ней, по-видимому, пер- вой популяции звезд- ных скоплений. Из них Рис. 5.30 Шаровое звездное скопление М 10 в созвездии Змееносца. *
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях 181 Температура поверхности, 1000 К Рис. 5.31. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела, теоретически рассчитанная для скопления звезд, имеющих одинаковые начальный химический состав и воз- раст (по: Bodenheimer, 1989, р. 694). А. С момента формирования прошло 3 • 107 лет. Звезды с массой менее 1 М© еще не закончили сжатие и не достигли на- чальной главной последовательности (пунктир), а звезды с массой более 7 М© уже покинули главную последовательность и переместились в область крас- ных гигантов. Б. При возрасте 8 108 лет все звезды с массой более 2 М© ушли с главной последовательности. Эволюция после вспышки гелия не показана. сохранились лишь самые массивные. А рассеянные скопления — это современная популяция в большинстве своем маломассивных скопле- ний, которым не суждено прожить долго: теряя одну за другой свои звезды, они истощаются примерно за 200 млн лет, т. е. за время одного оборота Солнца вокруг центра Галактики (галактический год). Но, во- обще говоря, деление скоплений на шаровые и рассеянные довольно условно, поскольку и шаровые скопления когда-то были очень моло- ды. Так что нет ничего удивительного в том, например, что в галакти- ке Большое Магелланово Облако есть звездные скопления, которые по форме и населенности звездами близки к шаровым, но при этом моло- же многих рассеянных скоплений нашей Галактики. Для изучения эволюции звезд важно, что все звезды рассеянного или шарового скопления родились практически одновременно в од- ном межзвездном облаке, а значит, все они имеют практически одина- ковые возраст и начальный химический состав. Звезды в скоплении эволюционируют независимо друг от друга; чем массивнее звезда, тем быстрее протекают все этапы ее эволюции: протозвездная стадия,
182 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.32. Диаграмма «цвет — звездная ве- личина» для звезд рассеянного скопления Плеяды. Пунктиром показано положение начальной главной последовательности, сплошными линиями — изохроны указан- ного возраста. Часть звезд в средней и нижней части главной последовательно- сти лежит выше остальных: это не разре- шенные телескопом двойные звезды. Их суммарный блеск выше, чем у одиночных светил, а цвет практически тот же. этап молодой звезды, жизнь на главной последовательно- сти и т. д. Например, спустя 1 млн лет после начала форми- рования звезд объекты с мас- сой менее 0,3 М© еще находят- ся на протозвездной стадии, молодые звезды с массой 2,5 М& приблизились к глав- ной последовательности, а звезды с массой ЮМ© уже на- чинают ее покидать. Более мас- сивные звезды, если они име- лись в скоплении, находятся на конечных этапах своей эво- люции, а звезды с М > 15 М© к этому моменту уже закончили свой жизненный путь и превра- тились в нейтронные звезды или черные дыры. Задав исходный химиче- ский состав звезд, с помощью численных моделей можно рас- считать, в каких точках ГР-диа- граммы будут находиться звез- ды разных масс к определенно- му моменту времени t. Если со- единить эти точки, получится изохрона — линия равного воз- раста, которая показывает, как с теоретической точки зрения должна выглядеть ГР-диаграм- ма звездного скопления, воз- раст всех звезд в котором равен t. За последние десятилетия рассчита- но множество изохрон, соответствующих разным значениям t и разно- му начальному составу Измерив по наблюдениям светимость и темпе- ратуру (или цвет) множества звезд в скоплении и построив по этим данным его ГР-диаграмму, можно нанести на нее набор теоретических изохрон и, определив, какая из них наилучшим образом совпадает с наблюдаемым положением звезд, узнать возраст скопления и химиче-
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях 183 ский состав облака, из которо- го оно образовалось. На практике поступают так. Вначале проводят специ- альное исследование, чтобы исключить звезды, которые не принадлежат скоплению, а лишь случайно видны в проек- ции на него. (Случайные звез- ды можно узнать, например, по характеру их движения в пространстве, отличному от движения скопления.) Затем измеряют блеск звезд скопле- ния в какой-либо фотометри- ческой системе, например, в спектральных диапазонах В и V. По специальной методике определяют межзвездное по- глощение света в направле- нии на скопление и в соответ- ствии с этим корректируют звездные величины В и V. По- сле этого вычисляют показате- ли цвета (В - V) и наносят по- ложение звезд на диаграмму (И В - V). Для сравнения тео- Рис. 5.33. Диаграмма «цвет - звездная вели- чина» для звезд рассеянного скопления Яс- ли (М 44). Линия — изохрона, соответствую- щая возрасту 400 млн лет. ретических данных с наблюдениями для каждой модели звезды рас- считывают спектральный состав ее излучения и по нему определяют показатель цвета (В - V) и светимость звезды (Lv) в полосе пропуска- ния фильтра V. Затем вычисляют абсолютную звездную величину в фильтре V по формуле Mv = 68,96 — 2,5 IgLv(BT). После этого изохроны можно проводить не в «теоретических» коорди- натах lg L - 1g Teff, а в «наблюдательных» (Mv, В - V). Исправленный за межзвездное поглощение показатель цвета (В - V) не зависит от расстояния до звезды (г), поскольку указывает отношение световых потоков в двух спектральных диапазонах, зато на- блюдаемая звездная величина — зависит: она связана с абсолютной
184 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.34. Слева: диаграмма «цвет - звездная величина» для звезд шарового скопления NGC 6723. Справа: схема ГР-диаграммы типичного шарового скоп- ления. Пунктиром показано продолжение главной последовательности, на ко- тором уже нет звезд. Светимость субгигантов и красных гигантов поддержи- вается за счет «горения» водорода в слоевом источнике и сжатия гелиевого ядра. На горизонтальной ветви находятся звезды, основной источник энергии которых — превращение гелия в углерод в центре звезды. Звезды левой части горизонтальной ветви, имеющие меньшую массу, после выгорания гелия в центре сбрасывают оболочку и превращаются в белые карлики. Более массив- ные звезды центральной и правой частей горизонтальной ветви после исто- щения гелия в центре переходят на асимптотическую ветвь гигантов: там рас- полагаются звезды, светимость которых поддерживается за счет горения ге- лия и водорода в двух слоевых источниках. В итоге звезды асимптотической ветви также сбрасывают оболочку и превращаются в белые карлики. звездной величиной соотношением: Mv = mv + 5 - 51g г (пк). Посколь- ку размер звездного скопления значительно меньше расстояния до не- го, можно считать, что все звезды скопления находятся от нас на оди- наковом расстоянии. Значит, теоретическая изохрона в координатах (Му, В - V) и диаграмма скопления в координатах (гну В-V) должны быть идентичны по форме, но смещены друг относительно друга по ор- динате на величину Му — mv = 5 - 51g г, которую астрономы называют модулем расстояния. Подбирая изохрону, похожую по форме на наблюдаемую диаграм- му скопления, и определяя, насколько их нужно сместить по верти- кальной оси до полного совпадения, астрономы определяют возраст скопления (по форме изохроны) и расстояние до него (по ее смеще- нию). Точность этого метода — около 10% по расстоянию и 25% по воз- расту.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 185 На рис. 5.32 и 5.33 приведены диаграммы (mv, В- V) рассеянных ско- плений Плеяды и Ясли, а также наилучшим образом подобранные для них изохроны. Большинство звезд в Плеядах лежит вблизи начальной главной последовательности, хотя звезды с массами свыше 2,5 М0 уже заметно отошли от нее. Вероятно, в этом скоплении никогда не было звезд с массой М > 5,5 М0, иначе при возрасте Плеяд около 90 млн лет там должны были бы наблюдаться красные гиганты и сверхгиганты. Скопление Ясли более старое — его возраст около 700 млн лет, и в нем звезды с массами М > 2 М0 уже израсходовали водород в центральных областях и находятся на пути в область красных гигантов. В более ста- рых рассеянных скоплениях наблюдается довольно много красных звезд высокой светимости и даже белые карлики, в которые успели превратиться наиболее массивные из звезд. Диаграммы «цвет—светимость» для звезд шаровых скоплений име- ют весьма характерный вид: на них отсутствуют массивные звезды главной последовательности, зато очень много красных гигантов. Сле- довательно, возраст шаровых скоплений существенно больше, чем рассеянных. На рис. 5.34 показана диаграмма «цвет—светимость» ша- рового скопления NGC6723, имеющего возраст около 10 млрд лет. В нем звезды с массами менее 0,9 М0 еще находятся на главной после- довательности, причем звезд нижней части главной последовательно- сти мы не видим из-за их низкой светимости и большой удаленности скопления. Ветвь гигантов состоит из звезд, сравнительно недавно по- кинувших главную последовательность; их светимость обеспечивает- ся горением водорода в слоевом источнике. Когда в центре звезды за- горается гелий, ее эволюционный трек резко поворачивает влево, по- этому звезды шарового скопления на этой стадии эволюции образу- ют горизонтальную ветвь. Другая характерная деталь диаграммы ша- ровых скоплений — асимптотическая ветвь гигантов. Ее образуют звезды, у которых уже сформировалось углеродное ядро и появился гелиевый слоевой источник. 5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 5.4.1. Белые карлики В 1844 г. немецкий математик и астроном Фридрих Бессель (1784— 1846) обнаружил, что Сириус движется относительно соседних звезд не по прямой, а по волнообразной линии (рис. 5.35). Бессель предполо- жил, что Сириус является двойной системой и наблюдаемая криволи- нейная траектория складывается из орбитального движения звезды с
186 Глава 5. Строение и эволюция звезд Рис. 5.35. Траектории компонентов двойной звезды Sirius А + Sirius В в XX в. периодом около 50 лет и прямолинейного перемещения двойной сис- темы в пространстве. Спутник Сириуса Бессель разглядеть не смог. Его обнаружил в 1862 г. американец Алван Кларк (1804-1887). Назван- ная Сириусом В, эта белая звездочка оказалась не такой уж слабень- кой (8,6™), но заметить ее рядом с ярким Сириусом А очень сложно. Дальнейшие исследования показали, что масса Сириуса В почти та- кая же, как у Солнца, но радиус всего 19 000 км, что говорит о необы- чайно высокой средней плотности этой звезды. Артур Эддингтон в своей книге «Звезды и атомы» (1928) так описывал впечатление, кото- рое произвело на астрономов это открытие: «Сообщение спутника Си- риуса после его расшифровки гласило: „Я состою из вещества, плот- ность которого в 3000 раз выше, чем все, с чем когда-либо приходи- лось иметь дело; тонна моего вещества — это маленький кусочек, ко- торый умещается в спичечной коробке". Что можно сказать в ответ на такое послание? В 1914 г. большинство из нас ответило так: „Пол- но! Не болтай глупостей!"». Между тем еще раньше столь же малое значенйе радиуса было по- лучено для бело-голубой слабенькой звездочки 40 Эридана В, но это списали на неточность определения параметров звезды. Чтобы под- твердить аномально малые размеры белых карликовых звезд, Эддинг- тон предложил измерять их радиусы принципиально новым методом, основанном на эффекте гравитационного красного смещения. В нача- ле XX в. Эйнштейн отметил, что, улетая с поверхности звезды, свето- вые кванты совершают работу против сил тяготения, в результате че- го их энергия должна уменьшаться, а длина волны — возрастать. Этот эффект тем сильнее, чем больше потенциал силы тяготения на по- верхности звезды (GM/R). В 1925 г. Уолтер Адамс (1876-1956) обнаружил, что линии в спек- тре Сириуса В действительно смещены в красную сторону спектра на величину, предсказанную Эддингтоном, который по этому поводу за- метил, что «профессор Адамс одним камнем убил двух птиц», подтвер- див как общюю теорию относительности Эйнштейна, так и существо- вание сверхплотных звезд.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 187 Через год после открытия Адамса англичанин Ральф Фау- лер (1889-1944) показал, что в белых карликах силам тяготе- ния противостоит давление вы- рожденного электронного газа, необычные свойства которого были предсказаны за несколько месяцев до этого итальянским физиком Энрико Ферми (1901-1954). Фаулер нашел, что давление вырожденного элек- тронного газа меняется в зависи- мости от плотности по закону Р - р5/3 и практически не зави- сит от температуры, пока она ни- же температуры вырождения Гр Но из этого следовало, что чем Рис. 5.36. Субраманьян Чандрасекар. больше масса белого карлика, тем меньше его радиус и выше плот- ность. Результат выглядел парадоксально, поскольку к тому времени уже было известно, что звезды главной последовательности при боль- шей массе имеют большие радиусы и меньшие плотности. Но астроно- мические наблюдения подтвердили предсказанную для белых карли- ков зависимость размера от массы. В 1931 г. Субраманьян Чандрасекар (1910-1995) доказал, что при плотности более 1 т/см3 средняя скорость движения вырожденных электронов приближается к скорости света и ее дальнейший рост за- медляется, поэтому и давление вырожденного электронного газа в этом случае медленнее растет с увеличением плотности (Р ~ р4^3). Учет этого факта привел Чандрасекара к выводу, что радиус белого карлика стремится к нулю, когда его масса приближается к опреде- ленной предельной величине (названной позже пределом Чандрасека- ра, Мсь)- Вскоре к этому результату независимо пришел и наш сооте- чественник Лев Ландау (1908-1968). Оказалось, что ни один белый карлик не может иметь массу более Мсь ~ 1Л М® (точное значение за- висит от химического состава). Давление вырожденного электронно- го газа не в состоянии удержать в равновесии более массивное тело. Чандрасекар заключил, что характер эволюции звезд большой и ма- лой массы должен существенно различаться, «поскольку звезда боль- шой массы не может пройти через стадию белого карлика».
188 Глава 5. Строение и эволюция звезд Теперь мы знаем, что в белые карлики превращаются ядра тех звезд, которые имели на главной последовательности массу М< 10 Mq. В зависимости от значения М конечным продуктом эволю- ции этих звезд будет либо гелиевый, либо углеродно-кислородный бе- лый карлик с массой не более 1,4 М0. Все остальное вещество уносит звездный ветер, обогащая межзвездную среду элементами, которые были синтезированы в недрах звезды, а затем вынесены конвектив- ными потоками к поверхности. Когда горячее ядро звезды впервые проглядывает сквозь разле- тающуюся оболочку красного гиганта, его эффективная температура превышает 100 000 К, а светимость многократно превосходит солнеч- ную. Мощное ультрафиолетовое излучение центрального объекта на- гревает окружающий разреженный газ, ионизует его и заставляет яр- ко светиться. Такова природа планетарных туманностей, обнаружен- ных В. Гершелем (1738-1822) в конце XVIII в. По внешнему виду эти ту- манности напоминали диски далеких планет, что и побудило Гершеля назвать их «планетарными» (см. главу 7). Горячий газ планетарной туманности расширяется со скоростью около 30 км/с. По мере расширения интенсивность его свечения пада- ет, и примерно через 10 тыс. лет он перестает быть видимым. В цен- тре всех планетарных туманностей наблюдаются яркие горячие звез- ды спектрального класса О, которые довольно быстро остывают: за время жизни туманности их эффективная температура уменьшается примерно вдвое, а светимость — в несколько тысяч раз. Отсюда следу- ет, что в процессе остывания эти звезды уменьшают свой радиус при- мерно в 300 раз: от 10 /?0 до 0,03 /?0. Это дало основание Б. А. Воронцо- ву-Вельяминову (1904-1994) предположить, что ядра планетарных ту- манностей, остывая, становятся белыми карликами. В 1948 г. советский астрофизик С. А. Каплан (1921-1978) впервые рассчитал, насколько быстро должны остывать звезды, в которых си- ле гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа. Современная теория предсказывает, что состоящее из углерода ядро планетарной туманности с массой 1 М0 через 8 млн лет после своего рождения имеет эффективную температуру около 50 000 К, светимость 0,7 L0 и радиус 5700 км, что на 700 км меньше радиуса Земли. В это время звезда выглядит скорее голубой, чем белой, и лишь миллиард лет спустя ее эффективная температура приближает- ся к 10 000 К и цвет поверхности воспринимается глазом как белый. К этому моменту светимость звезды, которую теперь с полным пра- вом можно назвать белым карликом, падает до 0,001 L0. Спустя еще
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 189 6 млрд лет температура уменьшается до 6 000 К, так что звезда приоб- ретает желтый цвет. Через 9 млрд лет после своего рождения карлик имеет светимость 3-10“6 L© и Те^ = 3 000 К, что соответствует тем- но-красному цвету. При этом его радиус равен 5400 км, т. е. всего на 5% меньше того, который звезда имела при Те^ = 50 000 К; это следствие слабой зависимости давления вырожденного газа от темпе- ратуры. По традиции все компактные звезды, равновесие которых поддер- живается вырожденным электронным газом, сейчас называют белы- ми карликами, хотя, как мы видели, их цвет может быть самым раз- ным: от бело-голубого до красного. Более того, примерно через 10 млрд лет после своего рождения эти звезды настолько остывают, что вообще перестают светить в оптическом диапазоне. Так что «белы- ми» эти карлики названы только потому, что первые представители их семейства — Сириус В и 40 Эридана В — оказались белого цвета. 5.4.2. Углеродные белые карлики Изучение белых карликов — увлекательное, но далеко не простое де- ло. Низкая светимость препятствует их обнаружению вдали от Солн- ца. Высокая плотность их атмосферы вызывает расширение спек- тральных линий, затрудняющее анализ спектров. Тем не менее и в этой области астрофизики наблюдается непрерывный прогресс. Ис- следования последних двух лет принесли открытие углеродных белых карликов, пульсирующих подобно цефеидам. До недавнего времени наблюдения свидетельствовали о существо- вании двух типов белых карликов: у одних внешний слой в основном состоит из водорода (таких около 80% от числа всех обнаруженных), у других внешний слой в основном состоит из гелия, так как отсутст- вует водородная оболочка (таких около 20%). В 2007 г. Патрик Дюфур и Джеймс Либерт (Patrick Dufour, James Liebert, Аризонский универси- тет, США) открыли белые карлики третьего типа — с углеродной обо- лочкой. У этих горячих углеродных белых карликов отсутствуют как водородная, так и гелиевая оболочка — обнаженным оказывается еще более глубокий углеродный слой. Причина этого не вполне понятна. Было высказано предположение, что эти объекты — наиболее массив- ные представители белых карликов, остатки тех звезд, чьи массы бы- ли близки к критической Расчеты М. Монтгомери, К. Вильямса и С. Дедженнаро (М. Н. Mont- gomery, К. A. Williams, S. DeGennaro, Техасский университет, США) по- казали, что у белых карликов с массами, близкими к критической, воз-
можны пульсации. Мы уже знаем, что пульсирующие звезды интерес- ны тем, что по характеру пульсаций можно судить о процессах, проис- ходящих в их недрах. Методы звездной сейсмологии сегодня стреми- тельно развиваются и обещают дать столь же детальную картину внутреннего строения звезд, какую получают геологи, изучая с помо- щью сейсмических волн внутреннее строение Земли. Поэтому астроно- мы начали систематическое изучение углеродных белых карликов с помощью 2,1-метрового телескопа «Отто Струве» обсерватории Мак- Дональд (McDonald Observatory). В 2008 г. звезда SDSS J 142625.71 + 575218.31 * показала регулярные колебания интенсивности излучения примерно на 2% с периодом 8 минут. Этот белый карлик, находящийся на расстоянии около 250 пк от Земли, имеет массу около 1 М0 и диа- метр меньше земного. При температуре поверхности около 20 000 К его светимость всего около 1,7 • 10“3 L0. Исследователи предполагают, что причиной пульсаций может быть «клапанный» механизм, который мы уже обсуждали в связи с це- феидами (раздел 5.2.7). У цефеид роль клапана для идущего снизу из- лучения играет слой частично ионизованного гелия под их поверхно- стью. В результате оболочка звезды периодически нагревается и осты- вает, испытывая при этом периодическое расширение и сжатие. В уг- леродном белом карлике роль клапана может играть слой частично ионизованного углерода. Впрочем, возможны и другие причины пуль- саций. Поэтому дальнейшие поиски и исследования таких звезд необ- ходимы. Кроме того, изучая их, можно будет понять причины, вызвав- шие удаление водорода и гелия с поверхности этих звезд и оголение их углеродных недр. 5.4.3. Белые карлики в двойных системах Судьба белого карлика может быть совсем иной, если он входит в со- став тесной двойной системы и своим мощным тяготением «высасы- вает» вещество из соседней звезды. Рассмотрим довольно распростра- ненный случай: двойная система, состоящая из углеродно-кислород- ного белого карлика и «обычной» звезды, в поверхностных слоях кото- рой преобладают водород и гелий. К системам такого типа относится, например, Мира Кита. Накапливаясь на поверхности белого карлика, 1 SDSS — Sloan Digital Sky Survey, Слоановский цифровой обзор неба — предпри- нятый в 2000-2005 гг. на средства фонда Альфреда П. Слоана глубокий много- цветный и спектральный обзор неба с помощью 2,5-метрового телескопа в Апа- че Пойнт (штат Нью-Мексико, США).
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 191 аккрецируемое вещество уплотняется и нагревается, создавая водо- родно-геливую оболочку вокруг вырожденного ядра. В какой-то мо- мент температура у нижней границы оболочки достигает величины, при которой начинаются термоядерные реакции, синтезирующие из водорода гелий, а из гелия — углерод и кислород. Происходит своеоб- разная «реанимация» белого карлика: с этого момента его светимость поддерживается термоядерными реакциями. Ядерное горение в оболочке белого карлика может протекать ли- бо спокойно, либо нестационарно. Это зависит от многих причин: темпа аккреции, центральной температуры белого карлика в момент начала аккреции и т. д. Нестационарное ядерное горение, по сути де- ла, представляет собой термоядерный взрыв в оболочке, в результате которого происходят резкое повышение светимости звезды и сброс наружных слоев газа. Но взрыв не является катастрофическим — он не разрушает ни белый карлик, ни соседнюю звезду. После взрыва продолжается аккреция, и у белого карлика формируется новая обо- лочка, богатая водородом и гелием; спустя некоторое время это вновь приводит к термоядерному взрыву. Такой цикл может повто- ряться много раз, а интенсивность взрывов и интервалы между ними могут сильно различаться у разных двойных систем в зависимости от их параметров. Подобного рода процессы ответственны за наблюдае- мые вспышки новых, новоподобных, симбиотических, катаклизмиче- ских и некоторых других нестационарных звезд — все это двойные системы, в которых происходит аккреция вещества звезды-спутника на белый карлик (подробнее об этом рассказано в главе 8). Но даже после самого мощного взрыва выбрасывается не вся обо- лочка, а только ее часть, поэтому масса белого карлика со временем увеличивается. В какой-то момент она может превысить предел Чанд- расекара MCh ®1,4 М0, и белый карлик, потеряв устойчивость, начнет коллапсировать. Всего за несколько секунд сжатия его центральная область нагревается до температуры более 109 К, что приводит к рез- кому возгоранию углеродно-кислородной смеси. При этом выделяет- ся тепловая энергия порядка 1044 Дж, что приводит к полному разле- ту вещества звезды в окружающее пространство. Астрономы уверены, что по крайней мере часть вспышек сверхно- вых звезд обусловлена именно этим механизмом. С точки зрения на- блюдений взрыв белого карлика отличается от взыва ядра массивной звезды тем, что у звезды есть мощная водородная оболочка, которая сбрасывается при взрыве ядра и проявляет себя сильными линиями водорода в спектре (сверхновая II типа). А при взрыве белого карлика
192 Глава 5. Строение и эволюция звезд линий водорода не видно (сверхновая I типа), поскольку его очень ма- ло на поверхности взрывающейся звезды (подробнее об этом рассказа- но в главе 10). 5.4.4. Нейтронные звезды Белые карлики были обнаружены случайно, и лишь позже выясни- лась их удивительная физическая природа. А с нейтронными звезда- ми все произошло наоборот: их открыли «на бумаге», но затем доволь- но долго не могли найти на небе. В 1932 г. английский физик Джеймс Чедвик (1891-1974) обнару- жил нейтрон — нейтральную частицу с массой чуть больше, чем у протона (1,7 • 10-27 кг). Два года спустя, обсуждая природу сверхновых звезд, астрономы Вальтер Бааде (1893-1960) и Фриц Цвикки (1898-1974) высказали предположение, что вспышка сверхновой зна- менует окончание жизни массивной звезды. Они писали: «Со всеми соответствующими оговорками мы высказываем гипотезу, что сверх- новые представляют собой переходную стадию от обычных звезд к нейтронным звездам, которые в конечной стадии состоят из исключи- тельно плотно упакованных нейтронов». Вероятно, Бааде и Цвикки ис- ходили из следующего предположения: если давление вырожденного электронного газа не может уравновесить звезду, то она начнет сжи- маться, и это сжатие приведет к столь большим плотностям, что про- тоны и электроны сольются и образуют нейтроны. Выражение «плотно упакованные нейтроны» означает, что рас- стояние между ними сравнимо с их собственным размером (3 • 10“15 м); именно так упакованы нейтроны и протоны в атомных яд- рах. При этом объем, приходящийся на один нейтрон, составит около 3 • 10“44м3. Разделив массу нейтрона на этот объем, получим ожидае- мую плотность вещества нейтронной звезды (и атомного ядра) — по- рядка 100 000 000 т/см3! При такой плотности звезда с солнечной мас- сой должна иметь радиус около 10 км. Эту простую оценку подтверди- ли расчеты, выполненные в 1935 г. американским физиком Робертом Оппенгеймером (1904-1967) и канадским физиком Георгием Волко- вым (1914-2000). Они учли, что при высокой плотности нейтронный газ должен быть вырожденным и своими свойствами напоминать газ вырожденных электронов. Поэтому, как и в случае белых карликов, более массивные нейтронные звезды должны иметь меньший размер. Если бы вещество нейтронной звезды можно было рассматривать как идеальный газ и пользоваться при этом теорией гравитации Нью- тона, то у нейтронных звезд тоже существовал бы «Чандрасекаров-
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 193 1015 1014 ю13 ю12 ю11 1010 ю9 ю8 ю7 106 ю5 ю4 103 ю2 10 10’1 - 10‘2 - 10’3 - Нейтронная звезда Центр белого карлика Центр красного гиганта Центр Солнца Ртуть Железо Вода Пенопласт Воздух в комнате Рис. 5.37. Плотности обычного веще- ства и вещества звездных недр s 1 ский» предел массы, равный 5,7 М0. Однако тяготение на поверхности нейтронной звезды так велико, что следует использовать теорию грави- тации (общую теорию относитель- ности) Эйнштейна. С учетом этого Оппенгеймер и Волков оценили, что максимальная масса тела из идеаль- ного нейтронного газа равна всего 0,7 М0. Однако эта оценка требовала уточнения. Если нейтроны упакова- ны столь же плотно, как в атомном ядре, между ними должны действо- вать столь же мощные ядерные си- лы. Поэтому вещество нейтронной звезды по своим свойствам больше похоже на жидкость, чем на газ, а внешняя оболочка, как показал рас- чет, представляет собой даже твер- дое тело - кору, над которой про- стирается тонкая, протяженностью всего около метра, атмосфера (см. рис. 5.26). При плотности ~1015 г/см3 расстояние между нейтронами дол- жно быть меньше их размера, а это значит, что вещество представля- ет собой конгломерат кварков, из которых в обычных условиях состо- ят нуклоны. Информацию о свойствах вещества при ядерной плотно- сти получают из экспериментов по столкновению элементарных час- тиц на ускорителях, но пока эти свойства изучены недостаточно пол- но. Поэтому неопределенность значения максимальной массы ней- тронных звезд пока велика: Mmax = (L5 - 2,5) М0. Минимальная масса нейтронных звезд известна с большей точно- стью. Наличие нижнего предела массы обусловлено тем, что свобод- ные нейтроны неустойчивы и распадаются на протон и электрон (забу- дем про антинейтрино), причем кинетическая энергия образовавших- ся частиц равна разности масс покоя нейтрона и протона+электрона (£к = Дгис2). Рассмотрим холодный нейтронный газ, сжатый до высо- кой плотности. Нейтроны постепенно начнут распадаться, и вскоре мы будем иметь смесь, состоящую из нейтронов, протонов и электро-
194 Глава 5. Строение и эволюция звезд нов. По мере распада нейтронов концентрация электронов и протонов будет возрастать, и в какой-то момент электроны заполнят все энерге- тические состояния с энергией меньше Е^. Начиная с этого момента нейтроны перестанут распадаться, поскольку рождающиеся электро- ны не могут иметь энергию больше Е^, а все нижележащие энергетиче- ские уровни ими уже заняты. Таким образом, нейтронный газ может долго существовать лишь в присутствии достаточно плотного газа из электронов и протонов. Расчеты показывают, что это возможно в те- лах, у которых центральная плотность превышает 1,5 • 1014 г/см3. Ней- тронная звезда с такой центральной плотностью будет иметь мини- мально возможную массу — около 0,1 Мо и максимально возможный радиус — около 150 км. 5.4.5. Поиск нейтронных звезд Астрономы долго не приступали к поиску нейтронных звезд, полагая, что даже если эти «экзотические плоды теории» существуют в приро- де, то из-за малой площади поверхности они имеют настолько малую светимость, что обнаружить их невозможно. Действительно, звезда радиусом 10 км с температурой поверхности 104 К даже на расстоя- ние Проксимы Кентавра будет иметь блеск всего 22,5™. Но интерес к этим объектам резко возрос в начале 1960-х гг., когда начались внеат- мосферные рентгеновские наблюдения и была высказана идея, что нейтронные звезды можно обнаружить в двойных системах по их рентгеновскому излучению, которое возникает при перетекании ве- щества обычной звезды на нейтронную. Одиночную нейтронную звезду в принципе тоже можно заметить. Сразу после рождения температура в центре нейтронной звезды пре- Рис. 5.38. Одиночная нейтронная звез- да RX J185635-3754 в созвездии Южная Корона, удаленная от нас приблизи- тельно на 130 пк. Это шар диаметром около 28 км, поверхность которого на- грета до 670 000 К. Его крайне слабое (V = 25,6™) тепловое оптическое излуче ние удалось зарегистрировать в 1997 г. с помощью космического телескопа «Хаббл» (NASA). Поиск звезды в оптиче- ском диапазоне начали после того, как в 1992 г. спутник ROSAT обнаружил теп- ловое рентгеновское излучение этого объекта.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды 195 Рис. 5.39. Крабовидная туманность (Ml) - остаток вспышки сверхновой 1054 г. На увеличенном фрагменте справа отмечено положение нейтронной звезды, оставшейся на месте взрыва. Ее излучение, наблюдаемое во всех спек- тральных диапазонах, имеет синхротронную природу т. е. обусловлено спи- ральным движением релятивистских электронов в магнитном поле. Левый снимок: «Хаббл» (NASA). Правый снимок: 8-метровый телескоп VLT ESO, Чили. вышает 10 млрд К, а температура поверхности близка к 10 млн К. По- ток нейтрино, а затем фотонов быстро охлаждают звезду, и примерно за 10 тыс. лет ее эффективная температура опускается до миллиона градусов. К этому моменту светимость нейтронной звезды близка к солнечной, но в основном это рентгеновское излучение. Недавно были обнаружены рентгеновские и оптические объекты, похожие на осты- вающие нейтронные звезды (см. главу 9). В оптическом диапазоне они выглядят как голубоватые звездочки 22—25™ (рис. 5.38). В качестве исторического урока заметим, что оптическое излуче- ние нейтронных звезд было обнаружено еще в 1942 г., но, как выясни- лось, оно не связано с процессом остывания. Исследуя Крабовидную туманность — остаток сверхновой, вспышка которой наблюдалась на Земле в 1054 г., Вальтер Бааде обратил внимание на голубоватую звез- дочку 16™ близ центра туманности (рис. 5.39). В спектре этой звезды Бааде не обнаружил ни одной линии; интуиция подсказала ему, что этот необычный объект и есть остаток взорвавшейся звезды. Разга- дать природу излучения удалось лишь 30 лет спустя. В 1967 г. английские радиоастрономы обнаружили объект, кото- рый излучал короткие радиоимпульсы продолжительностью 0,05 с со строгим периодом около 1,34 с. Вскоре было открыто еще несколько радиоисточников такого типа, посылавших короткие импульсы с
196 Глава 5. Строение и эволюция звезд очень стабильным периодом; их назвали радиопульсарами. Вскоре американский астрофизик Томас Голд (1920-2004) выдвинул предпо- ложение, что радиопульсары — это быстровращающиеся нейтронные звезды. При этом он опирался на идеи, высказанные незадолго до от- крытия пульсаров российским радиоастрономом Николаем Семенови- чем Кардашевым (р. 1932) и итальянским астрофизиком Франко Пачи- ни (р. 1939), указавшими, что нейтронные звезды могут очень быстро вращаться и иметь магнитное поле напряженностью до 1012 Гс. Это следует из самых общих законов физики — закона сохранения момен- та импульса и закона сохранения магнитного потока в проводящей среде. В соответствии с ними при сжатии звезды (или ее ядра) долж- ны возрастать как скорость вращения, так и напряженность магнитно- го поля. Идея Т. Голда состояла в том, что мощное магнитное поле быст- ровращающейся нейтронной звезды должно в соответствии с зако- ном электромагнитной индукции создавать сильное электрическое поле, которое будет вырывать заряженные частицы с поверхности звезды и ускорять их до огромной энергии. Двигаясь в магнитном по- ле, эти частицы (в основном электроны) должны излучать электромаг- нитные волны, которые и наблюдаются как радиоизлучение пульса- ров. Излучение такого типа называют синхротронным, поскольку впервые его обнаружили, когда разгоняли электроны в магнитном по- ле ускорителя элементарных частиц — синхротрона. Особенность син- хротронного излучения в том, что заряженная частица испускает его внутри узкого конуса в направлении своего движения, причем рас- твор конуса тем меньше, чем больше энергия частицы. Это сугубо ре- лятивистский эффект; он прямо связан с аберрацией света. Детально механизм импульсного радиоизлучения пульсаров не выяснен до сих пор. По-видимому, электроны в их магнитосферах дви- жутся вдоль оси симметрии магнитного поля, поэтому в том же на- правлении сфокусировано излучение. Ось магнитного поля наклоне- на к оси вращения звезды, и наблюдатель регистрирует излучение лишь в те моменты, когда конус излучения вместе с осью магнитного поля поворачивается в его сторону. В некотором смысле пульсар напо- минает «мигалку» спецавтомобилей. В 1968 г. был обнаружен радиопульсар NP 0531 в Крабовидной ту- манности, и вскоре выяснилось, что он совпадает с голубой звездоч- кой Бааде. А когда оказалось, что излучение этой звезды сильно поля- ризовано и мигает с той же периодичностью, что и радиопульсар, ста- ло ясно: оптическое излучение также обусловлено синхротронным
5.5. Мы - звездные люди! 197 механизмом. В 1977 г. было обнаружено синхротронное оптическое излучение еще одного пульсара — PSR 0833-45, который связан с ос- татком сверхновой в созвездии Парусов, вспыхнувшей около 10 тыс. лет назад. К середине 2008 г. обнаружено более 1800 радиопульсаров, но син- хротронное оптическое излучение наблюдается только у четырех из них. И это не случайно. Излучаемая пульсаром энергия в конечном счете черпается из кинетической энергии вращения нейтронной звез- ды, поэтому со временем вращение замедляется и период пульсара возрастает. Вместе с этим уменьшаются мощность синхротронного из- лучения, напряженность магнитного поля на поверхности нейтрон- ной звезды и средняя энергия ускоряемых ее электрическим полем частиц. Через несколько миллионов лет после рождения нейтронной звезды радиопульсар угасает. Еще раньше затухает синхротронное оп- тическое излучение, поскольку его могут генерировать только очень энергичные частицы. Таким образом, век одиночной нейтронной звез- ды сравнительно недолог: израсходовав энергию вращения, она долж- на стать практически невидимой. Однако, как и в случае с белыми карликами, присутствие рядом с компактным объектом источника ве- щества (например, второго компонента в двойной системе) может приводить к «реанимации» остывшей звезды и продолжению ее актив- ной жизни. 5.5. Мы - звездные люди! Все звезды, кроме Солнца, так далеки от нас, что порою кажется — не будь их вовсе, ничего бы в нашей жизни не изменилось. Но более вни- мательный взгляд обнаруживает совсем иное... В разделе 3.4 мы уже обсудили проблему ночного освещения дои- сторической Земли и выяснили, что звездный свет важен как для ноч- ных хищников, так и для их жертв. А теперь обсудим, как родилось ве- щество, из которого сложена наша планета и мы сами. Как известно, наш мир возник из стремительно расширяющегося сверхплотного и сверхгорячего сгустка материи, который в первые мгновения состоял из смеси кварков, глюонов, лептонов, нейтрино и фотонов. По мере расширения нашей Вселенной плотность и темпера- тура вещества уменьшались, что позволило кваркам объединяться, об- разуя нейтроны и протоны (нуклоны). При взаимных столкновениях нуклонов рождались первые простейшие ядра атомов, однако из-за столкновений с фотонами и другими частицами, обладавшими колос- сальной энергией, эти ядра тут же распадались на отдельные нукло-
198 Глава 5. Строение и эволюция звезд ны. Но по мере расширения Вселенной плотность и температура веще- ства уменьшались, а это увеличивало вероятность выживания ядер. Термоядерные реакции n + р -> 2D, 2D + 2D -> 3Не + n, 2D + 2D + р, 3Т + 2D -> 4Не + п привели к образованию ядер дейтерия 2D, трития 3Т и изотопов гелия 3Не и 4Не. Но поскольку не существует устойчивых ядер с атомной массой 5, синтезировать ядра тяжелее 4Не путем последовательного присоединения протонов или нейтронов к изотопам гелия оказалось невозможно. Кроме того, к моменту, когда гелия образовалось замет- ное количество, температура вещества упала настолько, что реакции 3Не + 4Не -> 7Ве, 4Не + 4Не-> 8Ве, 8Ве + 4Не -> 12С оказались малоэффективными, ввиду большего по сравнению в про- тонами кулоновского отталкивания. По этим причинам примерно че- рез 3 минуты после рождения Вселенной первичный синтез элемен- тов в ней завершается. Расчеты и наблюдения показывают, что к это- му моменту вещество Вселенной на 75% состояло из водорода и на 25% из изотопа гелия 4Не. В небольших количествах имелись также дейтерий (~ 0,003%) и легкий изотоп гелия 3Не (~ 0,002%), а элементов тяжелее гелия было синтезировано пренебрежимо мало. Что касается свободных нейтронов и трития, которые в заметном количестве при- сутствовали во время нуклеосинтеза, то они, будучи нестабильными частицами, вскоре исчезли: и —> р + е” + V, 3Т -> 2D + е’ + v. В современную эпоху, т. е. спустя приблизительно 14 млрд лет по- сле рождения Вселенной, относительное обилие водорода и гелия ос- тается почти таким же, как в момент завершения первичного нуклео- синтеза, однако содержание более тяжелых элементов заметно увели- чилось. В межзвездном газе нашей Галактики доля этих элементов со- ставляет 2-3% (по массе). Больше всего в межзвездной среде атомов
5.5. Мы - звездные люди! 199 кислорода, вдвое меньше — атомов углерода, а затем в порядке убыва- ния числа атомов идут азот, неон, железо, кремний и т. д. Нетрудно догадаться, что все элементы тяжелее гелия были синте- зированы в звездах. Хотя термоядерные реакции происходят глубоко в недрах звезд, мы знаем, что продукты этих реакций вполне могут оказаться в окружающем звезду пространстве. Первый путь — вынос продуктов ядерных превращений конвективными потоками во внеш- ние слои звезды, а оттуда — в межзвездную среду вместе со звездным ветром. Такого рода процессы наиболее эффективны на поздних эта- пах эволюции звезд. Прямые наблюдения (например, наблюдения красных сверхгигантов или звезд типа Вольфа—Райе) убеждают нас в том, что звезды обогащают межзвездную среду углеродом, азотом, ки- слородом и другими элементами. Вторая возможность обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами — взрывы сверхновых, при которых ударная волна выбра- сывает вещество звезды во все стороны, превращая его в межзвезд- ный газ. Двигаясь от центра звезды к поверхности, ударная волна не только увлекает за собой газ, но и резко нагревает его до огромной температуры. В результате за фронтом волны начинаются термоядер- ные реакции, в ходе которых вещество почти мгновенно превращает- ся из водорода в никель, а выделяющееся при этом тепло подпитыва- ет ударную волну, не давая ей затухнуть. И хотя синтез элементов тя- желее железа происходит не с выделением, а с поглощением энергии, при взрыве сверхновой энергии выделяется так много, что появляет- ся возможность потратить некоторую ее часть на синтез даже очень тяжелых элементов, таких как уран. Вообще говоря, чем тяжелее эле- мент, тем меньше вероятность его синтеза, хотя, конечно, имеются и исключения из этого правила, обусловленные особенностями различ- ных атомных ядер и вероятностями протекания тех или иных реак- ций синтеза. Что касается никеля, то, как и при «спокойном» горении в центральных областях массивных звезд, в наибольших количествах синтезируется его нестабильный изотоп ^Ni, который затем в резуль- тате p-распада превращается в кобальт, а тот, в свою очередь, — в ус- тойчивый изотоп железа 26 Ре- Повышенное по сравнению с окружающей межзвездной средой содержание тяжелых элементов в туманностях — остатках сверхно- вых было обнаружено почти сто лет назад, а в 1987 г., после взрыва Сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке, астрофизики не- посредственно смогли проследить за тем, как в разлетающемся газе никель превращался в кобальт, а тот — в железо. Любопытный факт:
200 Глава 5. Строение и эволюция звезд полученная из наблюдений этой сверхновой оценка времени жизни радиоактивного изотопа 27 Со несколько отличалась от значения, по- лученного ранее при лабораторных измерениях. Однако после того как физики провели новые, более точные измерения, оказалось, что астрономы были правы. Таким образом, теоретические представле- ния о синтезе элементов при взрывах сверхновых надежно подтвер- ждены наблюдениями. Мы уже говорили, что чем больше масса звезды в момент ее рож- дения, тем большую долю своей массы она сбрасывает в межзвезд- ное пространство к моменту своей гибели, а самые массивные звезды (100-150М©) разрушаются полностью. Кроме того, с ростом массы звезды уменьшается время ее жизни. Эти два обстоятельства делают массивные звезды основными поставщиками тяжелых элементов. Первые звезды во Вселенной состояли только из водорода и гелия. Че- рез несколько миллионов лет самые массивные из них погибли, вы- бросив в межзвездную среду первые порции тяжелых элементов. Обо- гащенный этим веществом газ смешался с водородно-гелиевым газом межзвездной среды, и некоторое время спустя из этой смеси роди- лось новое поколение звезд, самые массивные из которых вскоре по- гибли, еще больше увеличив концентрацию элементов тяжелее гелия. За время существования Вселенной тысячи поколений массивных звезд успели родиться и умереть, каждый раз понемногу увеличивая долю тяжелых элементов в межзвездной среде. Разумеется, при этом рождались и звезды малой массы, которые дожили до нашего време- ни, сохранив во внешних слоях химический состав, соответствующий составу межзвездной среды, из которой они сформировались. В шаро- вых скоплениях старше 10 млрд лет астрономы обнаружили звезды, содержащие тяжелых элементов в 100 раз меньше, чем их содержит- ся в поверхностных слоях Солнца. А недавно удалось найти звезды, в веществе которых тяжелых элементов в десятки тысяч раз меньше, чем на Солнце. По-видимому, это самые старые звезды нашей Галак- тики. Но какое отношение имеет процесс обогащения Вселенной тяже- лыми элементами к нам, людям? Самое непосредственное! Жизнь на Земле существует благодаря органическим молекулам, которые пред- ставляют собой соединения водорода практически со всеми элемента- ми таблицы Менделеева, и прежде всего с углеродом. А это значит, что мы с вами состоим из вещества, которое когда-то, причем не один раз, побывало в звездных недрах и прошло через термоядерные реак- торы звезд. Иными словами, мы — звездные люди!
5.5. Мы — звездные люди! 201 Литература Внутреннее строение звезд / Под ред. Л. Адлера и Д. Б. Мак-Лафлина. Пер. под ред. Д. А. Франк-Каменецкого. М.: Мир, 1970. Белые карлики: Сб. ст. / Пер. с англ. С. И. Блинникова; под ред В. С. Имшенника. М.: Мир, 1975. Бисноватый-Коган Г. С. Физические вопросы теории звездной эволюции. М.: Нау- ка, 1989. Гибсон Э. Спокойное Солнце. М.: Мир, 1977. Дайсон Ф., Тер Хаар Д. Нейтронные звезды и пульсары. М.: Мир, 1973. Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И. Физические основы строения и эволюции звезд. М.: Изд-во МГУ, 1981. Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звезд. М.: Наука, 1971. Ильин В. Б. Модели звезд начальной главной последовательности с массами от 0,15 до 125 MQ // Тр. Астрон. обсерватории Ленингр. ун-та, 1985. Т. 40. С. 25-42. Каплан С. А. Физика звезд. М.: Наука, 1977. Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд. М.: Мир, 1990. Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций. М.: Мир, 1983. Масевич А. Г, Тутуков А. В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М.: Наука, 1988. Смит Ф. Г. Пульсары. М.: Мир, 1979. Струве О. Эволюция звезд. М.: ИЛ, 1954. Сурдин В. Г. Рождение звезд. М.: УРСС, 2001. Сурдин В. Г, Ламзин С. А. Протозвезды: где, как и из чего формируются звезды. М.: Наука, 1992. Тассуль Ж.-Л. Теория вращающихся звезд. М.: Мир, 1982. Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М.: Мир, 1973. Тейлер Р. Дж. Происхождение химических элементов. М.: Мир, 1975. Фаулер У., Хойл Ф. Нейтринные процессы и образование пар в массивных звез- дах и сверхновых. М.: Мир, 1967. Франк-Каменецкий Д. А. Физические процессы внутри звезд. М.: Физматгиз, 1959. Чандрасекар С. Введение в учение о строении звезд. М.: ИЛ, 1950. Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. М.: ИЛ, 1961. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977. Эддингтон А. Звезды и атомы. М.; Л.: Госиздат, 1928.
202 Глава 5. Строение и эволюция звезд Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса, Д. Клейтона и Д. Шрамма. Пер. под ред. А. Г. Масевич. М.: Мир, 1986. Bodenheimer Р. Stellar Structure and Evolution // Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Meyers R. A. (ed.). San Diego: Academic Press, 1989. P. 689-721. Friedlander M. W. Astronomy. New Jersey: Prentice-Hall, 1985. Iben I. Stellar evolution. I. The approach to the main sequence // Astrophys. J. 1965. Vol. 141. P. 993-1018. Kippenhahn R., Weigert A. Stellar Structure and Evolution. Springer, 1994. P. 208-211. Kumar S. S. The structure of stars of very low mass // Astrophys. J. 1963. V. 137. P. 1121-1125. Oppenheimer B. R., Kulkarni S. R., Stauffer J. R. Brown dwarfs // Protostars and Plan- ets. IV / Eds. Mannings V, Boss A. P., Russell S. S. Tucson: Univ, of Arizona Press, 2000. P. 1313-1338. Schaller G., Schaerer D., Meynet G., Maeder A. New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z = 0.020 and Z = 0.001 // Astron. & Astrophys. Suppl. Se- ries. 1992. Vol. 96. P. 269-331. Sears R. L. Helium content and neutrino fluxes in solar models // Astrophys. J. 1964, Vol. 140. P. 477-484. Stabler S. W. The birthline of low-mass stars // Astrophys. J. 1983. Vol. 274. P. 822- 829. Weymann R. Inhomogeneous stellar models. VI. An improved solar model with the carbon cycle included // Astrophys. J. 1957. Vol. 126. P. 208-212.
‘"Глава ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Н. Н. Самусь 6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд 6.1.1. Что такое переменная звезда В течение ночи одни звезды восходят, другие заходят. Узор созвездий перемещается как целое, не изменяя своего вида, т. е. взаимного поло- жения и относительного блеска звезд. В то же время на фоне звезд пе- ремещаются планеты и кометы. Еще в древности заметили, что эти «подвижные звезды» не только меняют свое расположение относи- тельно звездного узора, но и постепенно, от ночи к ночи, изменяют свой блеск. Например, Марс во время великого противостояния, когда он ближе всего подходит к Земле, сияет как звезда -2,7™, а на макси- мальном расстоянии от Земли его блеск падает до +2™, то есть блеск колеблется почти на 5™, а значит, световой поток у Земли изменяется почти в 100 раз. Впрочем, можно заметить и изменения блеска ярких «неподвиж- ных» звезд — быстрые мерцания (особенно в ветреную погоду) или по- степенное ослабление блеска звезды по мере ее приближения к гори- зонту. Разумеется, эти изменения не остались без внимания древних астрономов, которые справедливо считали их «кажущимися», в отли- чие от реального изменения блеска планет. Сегодня мы точно знаем, что мерцания и ослабление блеска звезд у горизонта вызывает земная атмосфера, это подтверждено измерением блеска звезд из космоса. Античные и средневековые астрономы считали звездный мир со- вершенным и неизменным. Появление ярких комет не могло поколе- бать это представление, ибо кометы не похожи на звезды и гостят на небе недолго. Правда, иногда на небе могла появиться, в терминах ки- тайских летописцев, «звезда-гостья», или, по-европейски, «Stella Nova». Новые звезды неожиданно возникают как бы на пустом месте, в тече- ние нескольких ночей ярчают, иногда достигая блеска самых ярких звезд на небе, а потом постепенно угасают и, кажется, исчезают навсе- гда. Пока новая звезда остается видимой, ее положение относительно
204 Глава 6. Переменные звезды других звезд не изменяется. Однако новые появляются на небе редко. До изобретения телескопа далеко не каждому астроному на его веку вообще доводилось увидеть яркую новую, а если это случалось, то за- частую приводило к полному пересмотру привычной картины мира. Так было, например, в 1572 г. с великим датским астрономом Тихо Бра- ге, наблюдавшим новую (сегодня мы называем ее сверхновой) в созвез- дии Кассиопеи и написавшим немало слов о том, насколько появление этой звезды противоречит учениям древних астрономов1. Новые и сверхновые звезды — это одна из многих разновидностей переменных звезд, то есть звезд, у которых обнаруживаются измене- ния блеска, разумеется, не связанные с переменчивостью земной атмо- сферы. На языке физики можно сказать, что переменная звезда созда- ет изменяющуюся со временем освещенность на границе земной атмо- сферы. Конечно, чтобы обнаружить переменность звезды, в большин- стве случаев вовсе не обязательно наблюдать ее из космоса. Существу- ют довольно надежные способы учета влияния атмосферы Земли на измерения блеска звезд. Если какая-либо звезда меняет свой блеск сильно, это нетрудно заметить, сравнивая ее с соседними звездами. О простых методах такого сравнения будет рассказано ниже. 6.1.2. Обнаружение переменных звезд До конца XVI в. других переменных, кроме новых и сверхновых, обна- ружено не было. Иногда утверждают, правда, что средневековые ара- бы не случайно дали имя Алголь («дьявол») звезде р Персея, перемен- ность которой была достоверно обнаружена лишь в XVII в.; якобы арабские звездочеты знали о том, что ее блеск непостоянен. Но на звездных картах Средневековья, изображавших не только звезды, но и мифические фигуры созвездий, Алголь находился в голове страшно- го чудовища — Медузы Горгоны. Это вполне могло стать причиной «дьявольского» имени звезды. 1 Какое впечатление произвело это удивительное явление, показывают следую- щие слова Тихо: «Когда я в открытом месте направил привычный взгляд на хо- рошо мне знакомый небесный свод, то к неописуемому изумлению увидел око- ло зенита в Кассиопее блестящую неподвижную звезду невиданной дотоле ве- личины. В волнении я не решался верить своим чувствам. Желая убедиться, что это не обман, и желая собрать свидетельства других, я вызвал из лаборато- рии моих помощников и опрашивал всех проходивших мимо крестьян, видят ли и они, подобно мне, внезапно появившуюся звезду» (Мейер М. В. Мирозда- ние. СПб.: Просвещение, 1902, с. 412).
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд 205 Рис. 6.1. Тихо Браге наблюдает звезду, внезапно появившуюся в 1572 г. (рису- нок из книги К. Фламмариона «Популярная астрономия»).
206 Глава 6. Переменные звезды В 1596 г. немецкий астроном, публиковавший свои работы под ла- тинизированным именем Давид Фабрициус (1564-1617), открыл яр- кую новую звезду в созвездии Кита. Проследив, как Новая Кита посте- пенно слабела и наконец стала недоступной его наблюдениям, Фабри- циус потерял к ней интерес. Ведь новые не имели обыкновения появ- ляться вновь. Неожиданно в 1609 г. Фабрициус вновь обнаружил звез- ду на том же месте. Так в конце XVI — начале XVII в. была обнаружена первая звезда, которая очень сильно меняла блеск, становясь то дос- таточно ярким светилом (2Ш), то невидимым для невооруженного гла- за, но не навсегда, а чтобы через несколько месяцев появиться вновь. Позже выяснилось, что в 1603 г. эту же звезду видел другой немецкий астроном, Иоганн Байер (1572-1625), ничего не знавший об открытии Фабрициуса 1596 г. Он включил звезду в свой первый полный звезд- ный атлас неба. Яркие звезды каждого созвездия в атласе Байера обо- значены греческими буквами, а в богатых созвездиях — еще и латин- скими вплоть, по-видимому, до буквы Q; в наше время эти обозначе- ния стали общепринятыми. Так, переменная звезда Фабрициуса полу- чила у Байера обозначение о (омикрон) Кита. Второе открытие Фаб- рициуса (1609 г.) вызвало большой интерес и изумление, поэтому звез- ду о Кита с тех пор нередко называют Мирой Кита или просто Мирой (лат. mira — удивительная, замечательная). Тем не менее еще многие десятилетия Миру Кита наблюдали далеко не систематически, плано- мерного поиска других переменных звезд вообще не велось, и количе- ство известных переменных звезд возрастало очень медленно. В 1786 г. английский любитель астрономии Эдуард Пиготт (1753— 1825) опубликовал один из первых списков переменных звезд, всего из 12 светил. Через полвека в списке Фридриха Аргеландера (1844 г.) было 18 переменных, а еще через 30 лет в каталоге Эдуарда Шенфель- да (1875 г.) их было уже 143. Лишь после того, как астрономы начали фотографировать звездное небо, открытия переменных звезд стали массовыми. Особенно много переменных было обнаружено с помо- щью фотографии в первой половине XX в. Больше всего переменных звезд, свыше 13 000, открыли тогда в нашей Галактике и ее соседях — Магеллановых Облаках — астрономы Гарвардской обсерватории (Кем- бридж, США). На втором месте Зоннебергская обсерватория (Герма- ния), открывшая свыше 12 000 переменных, причем около 10 000 из них обнаружил фотографическим способом один человек — основа- тель и директор обсерватории Куно Гоффмейстер (1892-1968). В наше время существуют намного более совершенные, чем фото- графия, методы измерения блеска звезд. В последние десятилетия
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд 207 XX в. было выполнено несколько наземных и космических проектов по массовому автоматическому выявлению переменных звезд. Правда, ас- трономы до сих пор не договорились, какой уровень нестабильности блеска считать достаточным для причисления звезды к переменным. Поэтому пока в каталоги переменных звезд включают все звезды, у ко- торых достоверно выявлены хотя бы небольшие изменения блеска. На- блюдения из космоса показали, что строго постоянных звезд сравни- тельно немного и они встречаются лишь на ограниченных участках диаграммы Герцшпрунга—Рассела, тогда как другие части диаграммы населены почти исключительно переменными звездами. Однако лю- бую звезду считают переменной только после уверенного подтвержде- ния непостоянства ее блеска. Количество звезд нашей Галактики, у ко- торых переменность надежно установлена или хотя бы основательно заподозрена, сейчас превзошло 100 000 и быстро возрастает. По резуль- татам наблюдений космической обсерватории «Гиппаркос» (Hippar- cos, 1989 г.) можно заподозрить в переменности (правда, с невысокой уверенностью) несколько сотен тысяч звезд. Десятки тысяч перемен- ных обнаружены и в других, сравнительно близких к нам галактиках. Около 40 000 надежно выявленных переменных звезд, в основном открытых до эпохи массовых автоматических обзоров и космическо- го проекта «Гиппаркос», входят в составляемый и издаваемый в Рос- сии «Общий каталог переменных звезд» — официальный международ- ный справочник по переменным звездам. Включаемые в него звезды (кроме ярких звезд, имеющих стандартные обозначения по атласу Байера) получают специальные обозначения как переменные объек- ты. Система этих обозначений сложилась исторически и ныне выгля- дит довольно запутанной. 6.1.3. Обозначение переменных звезд В 1850 г. Ф. Аргеландер предложил обозначать переменные звезды ка- ждого созвездия, в порядке их обнаружения, заглавными буквами ла- тинского алфавита от R (поскольку латинские буквы до Q встречались в атласе Байера) до Z, с добавлением названия созвездия в родитель- ном падеже. В соответствии с этой системой первая переменная звез- да, открытая, например, в созвездии Андромеды, получала название R Андромеды (в международных документах — R Andromedae, сокра- щенно - R And), вторая переменная - S Андромеды, а последняя - Z Андромеды. И так — в каждом созвездии, а их на небе 88. Таким обра- зом, Аргеландер зарезервировал для переменных звезд всего по 9 обо- значений в каждом созвездии. Вероятно, он считал, что этого хватит
208 Глава 6. Переменные звезды на века: ведь в его собственном списке переменных звезд содержалось всего 18 объектов. Однако сравнительно быстро в некоторых крупных созвездиях бы- ло открыто свыше 9 переменных звезд. А последним созвездием, где был превзойден «9-звездный лимит» Аргеландера, оказалось созвез- дие Резец — одно из самых маленьких и самое бедное звездами на всем небе, и случилось это только в 1980-е гг. В 1881 г. немецкий астро- ном Э. Хартвиг предложил для тех созвездий, где девяти обозначений для переменных уже недостаточно, продолжить систему Аргеландера двухбуквенными обозначениями по следующей схеме (строка за стро- кой слева направо сверху вниз): RR RS RT RU RV RW RX RY RZ SS ST SU SV SW SX SY SZ TT TU TV TW TX TY TZ UU UV UW UX UY UZ W VW VX VY VZ WW WX WY WZ XX XY XZ YY YZ ZZ Всего, таким образом, на каждое созвездие приходится по 45 новых символов. За двухбуквенным обозначением, как и прежде, должно следовать название созвездия в родительном падеже. Очень жалко, что новая система была принята. К этому времени было введено не так много обозначений, они еще не стали общепринятыми, и можно было уже догадаться, что и новая система окажется недостаточной. Было не поздно отказаться от системы Аргеландера и ввести обозна- чение переменных звезд порядковыми номерами. Но предложение Хартвига приняли и стали давать новым переменным двухбуквенные обозначения. Однако еще большего удивления достойно то, что когда в некоторых созвездиях достигла своего предела и эта система, было придумано ее двухбуквенное продолжение с использованием знаков первой половины алфавита: АА АВ АС ... Al АК ... AZ ВВ ВС ... BI ВК ... BZ II IK ... IZ КК ... KZ QQ... QZ
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд 209 (по 280 новых символов в каждом созвездии). Из двухбуквенных ком- бинаций исключена буква J, поскольку в Германии, где в то время про- водилась основная работа над каталогами переменных звезд, ее в руко- писном написании невозможно отличить от буквы I. Итак, всего было введено по 334 буквенных символа на каждое созвездие. И только ко- гда эта буквенная система полностью исчерпала себя, было решено очередные переменные звезды обозначать номерами с буквой V (от лат. variatio - изменение), поэтому после QZ следует V 335, затем V 336, также с обозначением созвездия, например V 335 Стрельца (V 335 Sgr). К этому времени (около 1920 г.) система обозначений «старых» пере- менных звезд совершенно устоялась. Более того, однородные группы переменных стали называть по именам известных звезд-прототипов (например, «звезды типа RR Лиры»), и радикальный пересмотр систе- мы обозначений стал нежелателен. К настоящему времени больше все- го переменных звезд, свыше 5000, обозначено в созвездии Стрельца. Насколько же сильно заблуждался Аргеландер, полагая, что для обо- значения переменных звезд на всем небе будет достаточно 792 имен! 6.1.4. Изучение переменных звезд Тщательное исследование переменной звезды, как и вообще любой звезды, требует применения всего арсенала методов астрофизики; в частности, очень много информации дает изучение спектров перемен- ных звезд. Однако о природе переменной звезды многое говорит и ха- рактер изменения ее блеска, для изучения которого, особенно при сильной переменности, может быть достаточно и сравнительно про- стых методов. Открывать переменные звезды и изучать изменение их блеска могут любители астрономии. Заметим, что в современной нау- ке осталось мало областей, в которых любители могут внести собст- венный вклад, действительно полезный и признаваемый профессио- нальными учеными. Любители астрономии вполне могут выполнять глазомерные оценки блеска переменных звезд на небе и на фотографи- ях (см. раздел 6.1.5 «Способ Аргеландера»; подробнее о способах глазо- мерных оценок рассказано в книге В. П. Цесевича «Что и как наблю- дать на небе»). В последнее время в продаже появились современные ПЗС-фотометры, рассчитанные на любителей астрономии, и теперь многие любители в состоянии измерять блеск переменных звезд с очень высокой точностью. Некоторые из упомянутых выше автоматических фотометриче- ских обзоров звездного неба открыли свободный доступ по компью- терным сетям ко всем полученным наблюдениям. Квалифицирован-
210 Глава 6. Переменные звезды Рис. 6.2. Кривые блеска типич- ных периодических перемен- ных звезд: вверху - пульси- рующей переменной, внизу - затменной переменной. минимума блеска: ным любителям астрономии нередко удается отыскивать в этих данных новые переменные звезды, не замеченные кол- лективами исследователей, проводив- ших обзоры. Измерения блеска переменных звезд представляют в виде кривых блеска, то есть графиков, у которых по абсциссе от- ложено время, а по ординате — соответст- вующий данному моменту времени блеск звезды в звездных величинах. По- скольку шкала звездных величин обрат- ная, вверх по ординате значения умень- шаются: чем ярче звезда, тем выше ле- жит точка. Многие переменные звезды меняют свой блеск периодически. Для таких пе- риодических переменных звезд в катало- гах приводят формулы для вычисления моментов наступления максимума или Мах = Tq + Р-Е или Min = Tq + Р• £, называемые элементами изменения блеска, или световыми элемента- ми. В этих формулах То — начальная эпоха максимального (минималь- ного) блеска. Для изученной переменной звезды это известное число, обычно представленное в виде юлианской даты — интервала времени (в сутках и в долях суток), прошедшего до нужного момента от грин- вичского полудня 1 января 4713 г. до н. э. Такой счет времени принят в астрономии и в некоторых разделах истории. Величина Р — это пери- од, также известный для хорошо изученной звезды, а £ — текущая пе- ременная (номер цикла); если вместо нее подставить целое число, фор- мула даст расчетный момент времени максимума (минимума). В свето- вых элементах пульсирующих переменных звезд обычно задают мо- менты максимумов, а затменных переменных звезд — моменты мини- мумов блеска. Кривая блеска периодической переменной приобретает более на- глядный вид, если все наблюдения привести к одному циклу. Для это- го вместо времени вдоль оси абсцисс откладывают фазы, то есть выра- женные в единицах периода интервалы времени, протекшие от преды-
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд 211 Г-7И Р ) дущего момента максимума (минимума) блеска. Фазы вычисляют по формуле ср = frac где Т — момент времени, для которого вычисляется фаза; величины То и Р взяты из элементов изменения блеска; функция frac означает, что берется только дробная часть числа. В соответствии с физическими причинами, вызывающими измене- ния блеска, переменные звезды делят на множество типов, которые объединяют в несколько более крупных групп. О важнейших из них рассказано в следующих разделах. 6.1.5. Способ Аргеландера оценки блеска звезды В 1844 г. Ф. Аргеландер опубликовал в Астрономическом календаре воззвание к любителям астрономии, призывающее наблюдать пере- менные звезды. Его он дополнил списком 18 известных к тому време- ни переменных и описанием простого способа глазомерной оценки блеска звезд. Аргеландер описывает свой способ применительно к визуальным наблюдениям звезд на небе невооруженным глазом или в телескоп, однако он вполне приложим и к глазомерным оценкам переменных звезд по фотографиям. В основе способа Аргеландера лежит понятие степени, по сути представляющей минимальное различие в блеске, ре- гистрируемое данным наблюдателем. Все прочие различия в блеске предлагается выражать в единицах степени. Несмотря на кажущуюся крайнюю субъективность понятия степени, выяснилось, что каждый наблюдатель быстро вырабатывает свое представление об этом, и по- сле непродолжительного периода обучения размер степени у каждо- го исследователя, выраженный в звездных величинах, сохраняется практически постоянным на протяжении десятилетий. Чтобы оценить блеск переменной звезды способом Аргеландера, нужно иметь звезду сравнения, не слишком отличающуюся по блеску от переменной. При визуальных наблюдениях на небе желательно так- же, чтобы звезда сравнения была похожа на переменную по цвету. Обозначим переменную звезду буквой v, а звезду сравнения — буквой а. Если наблюдателю с первого взгляда переменная звезда и звезда сравнения кажутся одинаково яркими, а при внимательном рассмат- ривании более яркой кажется то одна, то другая звезда, так что наблю- датель не может склониться к определенному мнению, то две звезды объявляются одинаково яркими, и это записывается как va или v = а.
212 Глава 6. Переменные звезды Если же при первоначальном ощущении одинакового блеска наблюда- тель затем склоняется к тому, что переменная всегда или большую часть времени кажется чуть заметно ярче, чем звезда сравнения (раз- ность в блеске в одну степень), это записывается как via. Разумеется, и звезда сравнения может оказаться на одну степень ярче переменной звезды, тогда запись примет вид alv. Более значительная разность бле- ска может быть принята равной двум, трем, четырем степеням (v2a, v3a, v4a; a2v, a3v, a4v). Чем больше разность блеска, тем труднее ее вы- разить в единицах степени, и при разностях, превосходящих 4-5 степе- ней, пожалуй, следует подбирать другую звезду сравнения. Так как понятие звездной величины находится в соответствии с законом Вебера—Фехнера, то в случае заранее известных величин звезды сравнения и индивидуальной степени наблюдателя обработка оценок, полученных способом Аргеландера, проводится совсем про- сто. Если, например, степень данного наблюдателя составляет 0,1ш, звезда сравнения имеет блеск 8,3Ш, а блеск переменной звезды оце- нен как v4a, то такая оценка означает, что переменная имеет блеск 7,9Ш. Оценки способом Аргеландера дают полезную информацию да- же при неизвестных величинах звезд сравнения, для переменной звез- ды удается и в этом случае построить кривую блеска, правда, в степе- нях, а не в звездных величинах. Надежность оценок блеска существенно повышается, если подоб- рать не одну, а две звезды сравнения (а и Ь), так чтобы переменная по блеску была заключена между ними. Оценив интервалы между пере- менной и обеими звездами сравнения в соответствии со своим поня- тием степени, получим оценку (например, a3v2b), для обработки кото- рой можно просто интерполировать между известными величинами звезд сравнения. Такая модификация способа Аргеландера называет- ся способом Блажко—Нейланда и считается одной из самых удачных. Если переменная звезда меняет свой блеск сильно, она может выйти из «вилки» между звездами сравнения а и Ь. Тогда придется подоб- рать еще одну, более яркую или более слабую, звезду сравнения. Для некоторых переменных звезд может потребоваться последователь- ность, скажем, из десятка звезд сравнения. 6.2. Затменные переменные звезды В самом общем виде все переменные звезды можно подразделить на две группы - физические и затменные. Блеск физических переменных звезд меняется из-за изменения физических условий на их поверхно- сти (пульсации, вспышки, конденсация пылинок в атмосфере и др.);
6.2. Затменные переменные звезды 213 это заметят наблюдатели, расположенные в широком диапазоне на- правлений от звезды. А блеск затменных переменных звезд меняется из-за чисто геометрических причин — периодического взаимного за- тмения компонентов двойных систем; при этом блеск светила может меняться, скажем, для земного наблюдателя, но оставаться неизмен- ным для наблюдателей, обитающих в иных планетных системах. Казалось бы, деление на физические и затменные переменные эк- вивалентно делению на одиночные и двойные переменные звезды. Но это не совсем так. Затмения действительно происходят только у двой- ных звезд, движущихся по орбитам вокруг общего центра масс. Но в двойных системах, особенно в тесных двойных, помимо чисто геомет- рического «заслонения» друг друга, происходят интенсивные физиче- ские явления: взаимный разогрев обращенных друг к другу полуша- рий звезд, взаимное искажение их формы приливными силами, пере- текание потоков вещества со звезды на звезду и др. Именно в таких системах могут происходить бурные явления физической переменно- сти — скажем, взрывы, приводящие к вспышке новой. Таким образом, двойственность звезды может служить причиной физических процес- сов, приводящих к переменности. С другой стороны, одиночная звезда может демонстрировать изме- нения блеска по чисто геометрическим причинам. Так, некоторые звез- ды, поверхность которых покрыта крупными темными или яркими пят- нами, демонстрируют переменность блеска в результате вращения во- круг своей оси: к нам поворачиваются то более яркие, то более темные участки поверхности. Этот тип звезд выделяют в класс вращающихся переменных, но его относят к группе физических переменных, так как появление пятен на поверхности вызвано в конечном счете определен- ными физическими процессами в звезде. Как видим, деление на за- тменные и физические переменные является довольно условным: речь при этом идет лишь о доминирующей причине переменности. В 1669 г. итальянский ученый Джеминиано Монтанари (1633— 1687) обнаружил переменность блеска Алголя (р Персея). Это же неза- висимо обнаружил в 1782 г. английский любитель астрономии Дж. Гуд- райк (о нем мы расскажем отдельно), заметивший, что блеск звезды ос- тается постоянным, за исключением периодических глубоких (почти на 1,5Ш) ослаблений. Минимумы блеска Алголя наступают через каж- дые 69 часов. Гудрайк первым догадался, что Алголь — двойная звезда, компоненты которой за 2,87 суток совершают оборот вокруг центра масс системы, причем мы случайно находимся вблизи плоскости орби- ты этой двойной системы, поэтому и наблюдаем затмения.
214 Глава 6. Переменные звезды 4 3 2 Рис. 6.3. Затменная переменная звезда Алголь (р Персея). Показа- ны четыре положения вторично- го компонента относительно глав- ного и соответствующие им мес- та на кривой блеска. Тот факт, что между затмениями блеск не остается постоянным, объясняет- ся «эффектом отражения»: полу- шарие вторичного компонента, обращенное к главному компо- ненту, нагревается и светит ярче. Алголь - характерный представи- тель одного из типов затменных пере- менных звезд, который так и называ- ют — «звезды типа Алголя» или просто «алголи». Кривая блеска Алголя показа- на на рис. 6.3 и в сопоставлении с вза- имным положением компонентов схе- матически представлена на рис. 6.4. Бросается в глаза глубокое ослабле- ние блеска при фазе 0; именно это главное затмение заметили Монтана- ри и Гудрайк. Переменность блеска вне главных затмений действительно довольно незначительна, и на кривой блеска отчетливо видны изломы, по- зволяющие зафиксировать моменты начала и конца затмения, именно по наличию которых алголи отличают от прочих затменных переменных. В главном затмении Алголя звезда низ- кой поверхностной яркости загоражи- вает от нас часть звезды намного бо- лее высокой поверхностной яркости. Это частное затмение; если бы оно было полным или кольцеобраз- ным, то в самой глубокой части минимума наблюдалась бы характер- ная остановка изменения блеска, которая действительно присутству- ет на кривых блеска у некоторых других затменных переменных. Итак, при фазе 0 тусклая звезда (вторичный компонент) загоражи- вает от нас значительно более яркую соседку (главный компонент). Очевидно, через полоборота обязательно должна возникать обратная ситуация — бледный спутник должен быть загорожен яркой главной звездой. Действительно, на кривой блеска Алголя наблюдается вто- ричный минимум: очень незначительное по сравнению с главным ми- нимумом ослабление блеска, менее чем на 0,1™. Это общее правило: чем глубже главный минимум, тем менее заметен вторичный мини- мум (попробуйте доказать математически, что это и должно быть именно так). Известны алголи с глубиной главного минимума в 4-5™; выявить у таких звезд вторичный минимум обычно вовсе не удается. С приближением к фазе вторичного минимума к нам поворачива- ется сторона спутника, освещенная главной звездой и поэтому чуть
6.2. Затменные переменные звезды 215 Рис. 6.4. Разные фор- мы затменных кри- вых блеска. Справа показаны конфигура- ции затмения более яркой звезды, произ- водимого менее яр- кой, орбиты в плане и звезды на них с соблюдением относи- тельных размера и формы (некоторые звезды заметно вытя- нуты приливным эф- фектом). В центре — более яркий (глав- ный) компонент сис- темы (светлый кру- жок), на орбите — ме- нее яркий, вторич- ный компонент. В сис- теме W UMa компо- ненты практически одинаковы. Индекс d означает сутки (day). (По: Гоффмейстер и др., 1990, с. 232.) более яркая, чем противоположная его сторона. Из-за этого у алголей наблюдается небольшой подъем блеска от конца главного минимума до начала вторичного, с последующим спадом от конца вторичного минимума до начала главного. Такое явление называют эффектом от- ражения. Подробно изучив кривую блеска алголя и получив информацию о взаимном движении его компонентов (по смещению линий в спектре, вызванному эффектом Доплера), можно весьма точно определить раз- меры и массы обеих звезд, а также распределение яркости по их дис- кам. Столь надежное и детальное представление о свойствах звезд не-
216 Глава 6. Переменные звезды 8,4 8,6 8,8 9,0 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 0,0 <Р Рис. 6.5. Вверху: влияние большого эксцентриситета орбиты на фор- му затменной кривой блеска. При фиксированном эксцентриситете орбиты вторичный минимум (m2) максимально смещен относитель- но середины между главными ми- нимумами (mi) в том случае, если к наблюдателю направлена малая ось орбиты. Внизу: кривая блеска затменной двойной звезды D1 Гер- кулеса (DI Нет). Ее орбитальный пе- риод составляет чуть более 10,5 су- ток (Р = 10,55d), а вторичный мини- мум блеска лежит у фазы 0,768. возможно получить другими спосо- бами. Иногда у звезды типа Алголя вто- ричный минимум заметно не совпа- дает с фазой 0,5. Это означает, что ор- биты компонентов не круговые, а за- метно вытянутые, эллиптические, причем большая ось эллипса не на- правлена на Землю. Из-за несфериче- ской формы звезд в двойной системе ось эллипса медленно поворачивает- ся в плоскости орбиты, поэтому на кривой блеска вторичный минимум медленно «гуляет» между главными. Полный цикл такого явления, назы- ваемого поворотом линии апсид (т. е. большой оси), может составлять всего десятки лет, хотя у большинст- ва двойных он гораздо длиннее. Ско- рость поворота линии апсид в основ- ном зависит от внутреннего строе- ния звезд, поэтому, определив эту скорость, можно многое узнать о строении звезд, входящих в пару. А в некоторых случаях в этом явлении проявляются даже эффекты теории относительности (подобные тому, что проявляется в движении периге- лия Меркурия). У наиболее тесных затменных двойных блеск между моментами за- тмений не остается постоянным. Мы уже знаем об эффекте отражения света, повышающего блеск систе- мы между окончанием главного и началом вторичного затмения. Но наблюдается и другое явление: между любыми двумя минимумами блеск системы сначала растет, а затем уменьшается (см. рис. 6.4, звез- ды р Lyr и W UMa). Так проявляет себя эффект эллипсоидальности, т. е. приливная вытянутость звезд в направлении друг друга. Между затмениями блеск системы повышен, поскольку в это время звез- ды-эллипсоиды развернуты к нам своей боковой поверхностью, имею-
6.2. Затменные переменные звезды 217 1964-1965 Рис. 6.6. Систематическое изменение формы кривой блеска RU Моп из-за вра- щения линии апсид (по Д. Я. Мартынову, 1971 г.). Для наглядности главные ми- нимумы помещены друг под другом. Справа показано, как меняется ориента- ция орбиты к наблюдателю, расположенному внизу рисунка. щей наибольшую видимую площадь. Эффекты эллипсоидальности и отражения могут наблюдаться даже при отсутствии взаимных затме- ний звезд, т. е. когда мы наблюдаем двойную систему под сравнитель- но большим углом к ее орбитальной плоскости. Кстати, сравнительно плоская «вершина» кривой блеска Алголя говорит о том, что взаим- ное притяжение звезд в данном случае не слишком исказило их фор- му, поэтому компоненты системы можно с хорошей точностью счи- тать шарами. У совсем тесных затменных двойных систем блеск меняется непре- рывно, и указать моменты начала и конца затмений невозможно. Та- кие затменные звезды называют переменными типа р Лиры, если пе- риод составляет несколько суток, а главный и вторичный минимумы существенно отличаются по глубине. По форме кривых блеска на них похожи переменные типа W Большой Медведицы, однако их периоды, как правило, не превышают 12 часов, а главный и вторичный миниму- мы трудно различить по глубине. Эти системы состоят из пары почти одинаковых, почти соприкасающихся эллипсоидальных звезд. У затменных систем из числа очень тесных пар помимо геометри- ческой переменности обнаруживаются явления, связанные с потерей вещества и обмена им. Очень интересна и сложна переменность пар, когда в атмосфере одного из компонентов протекают активные про-
218 Глава 6. Переменные звезды цессы, образуются и исчезают пятна, причем период вращения актив- ного компонента вокруг своей оси несколько отличается от периода его орбитального движения. Изучение подобных звезд убеждает в том, что противопоставление физических и затменных переменных звезд является весьма условным и сильно упрощает реальность в ее многообразии, как уже было сказано в начале этого раздела. 6.3. Пульсирующие переменные звезды Важной и весьма многочисленной группой физических переменных звезд являются пульсирующие переменные. Именно к ним принадле- жат звезды типа Миры Кита — красные гиганты, меняющие свой блеск на несколько звездных величин (не менее 2т в видимом диапазоне) с периодами от нескольких месяцев до примерно полутора лет. Пульси- рующими переменными звездами оказывается вообще большинство красных гигантов; те из них, у которых блеск меняется не столь силь- но, как у мирид, относят к полуправильным или неправильным крас- ным переменным звездам, в зависимости от того, заметно ли проявля- ется периодический характер их переменности. Особую роль в астрономии играют цефеиды, одна из разновидно- стей пульсирующих звезд. Переменность первых цефеид, видимых не- вооруженным глазом звезд ц Орла и 8 Цефея, обнаружили в конце XVIII в. английские любители астрономии, соседи-помещики Э. Пи- готт и Дж. Гудрайк. 6.3.1. Джон Гудрайк Джон Гудрайк родился 17 сентября 1764 г. в Гронингене (Голландия). Джон был глухонемым, вероятно, из-за болезни, перенесенной в мла- денческом возрасте. Вскоре семья переселилась в Англию, где Джон получил образование. Лишенный слуха и речи, Джон сумел показать способности к учебе. В возрасте 14 лет он стал студентом Уоррингтон- ской Академии в Ланкашире, где весьма успешно изучал математику и впервые проявил интерес в астрономии. В 1781 г., окончив учебу в Академии, Гудрайк вернулся в свое поместье. У него оказался интерес- ный сосед-помещик Эдвард Пиготт (1750-1807). Отец Пиготта был землемером, имел астрономические инструменты, любил наблюдать небесные объекты и о некоторых своих результатах сообщал в Коро- левское общество, игравшее в Англии роль Академии наук. К астроно- мическим наблюдениям Пиготт-старший приобщил и сына. Пиготт- младший и его юный сосед Джон Гудрайк стали наблюдать вместе и обратили особое внимание на переменные звезды.
6.3. Пульсирующие переменные звезды 219 В то время существовал, по су- ти, единственный способ откры- тия переменных звезд — внима- тельное разглядывание и запоми- нание звездного узора. Даже поня- тия десятой доли звездной величи- ны еще не существовало. Достойно удивления и восхищения, что сре- ди новых переменных звезд, откры- тых Гудрайком и Пиготтом, есть не- сколько звезд пятой-шестой вели- чины, с не слишком большой ам- плитудой изменений блеска. Рис. 6.7. Джон Гудрайк. Главный научный результат Гудрайка, впрочем, относился именно к яркой звезде — Алголю. По-видимому, Гудрайку не было известно, что лет за сто до него переменность Алголя открыл итальянец Монтана- ри. Но Гудрайк не только вновь обнаружил в 1782 г. переменность этой звезды, но и установил, что она меняет блеск периодически, показывая глубокие ослабления каждые 2 суток и 20,75 часа. Вот что записал Гуд- райк в своем дневнике 12 ноября 1782 г.: «This night looked at Beta-Persel (Algol) and was much amazed to find its brightness altered. It now appears to be fourth magnitude... I observed it diligently for about an hour up- wards... hardly believing that it changed its brightness, because I had never heard of any star varying so quick in its brightness. I thought it might be perhaps owing to an optical illusion, a defect in my eyes or bad air, but the sequel will show that its change is true and that it was not mistaken»1. Гудрайк предложил два возможных объяснения наблюдаемого яв- ления, первое из которых (затмения) является правильным, а второе применимо ко многим переменным звездам других типов: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах пере- менности, я мог бы предположить существование большого тела, обра- щающегося вокруг Алголя, или такое движение его самого, при кото- ром часть его, покрытая пятнами или чем-либо подобным, периодиче- 1 «Взглянув сегодня ночью на Бету Персея (Алголе), я был немало изумлен, ко- гда заметил, что ее блеск изменился. Теперь она казалась звездой четвертой ве- личины. После этого я прилежно наблюдал Алголь еще около часа и не мог себе поверить, что он меняется в блеске, ибо никогда не слышал, чтобы звезда столь быстро меняла свой блеск. Я подумал, не оптическая ли это иллюзия, или де- фект моего зрения, или влияние атмосферы, но дальнейшие наблюдения пока- зали, что изменения были подлинными и не связанными с ошибкой» (англ.).
220 Глава 6. Переменные звезды ски поворачивается по направлению к Земле» (цит. по переводу Б. В. Кукаркина). За это открытие Королевское общество наградило Гудрайка самой престижной британской научной наградой — меда- лью им. Годфри Копли. В сентябре—октябре 1784 г. Джон Гудрайк открыл две новые пере- менные звезды: р Лиры (прототип затменных звезд с непрерывными изменениями блеска) и 8 Цефея (прототип важнейшей разновидно- сти пульсирующих переменных звезд — цефеид). В апреле 1786 г. Королевское общество избрало Гудрайка своим членом. А всего через две недели после этого, 20 апреля, Джон Гудрайк, никогда не отличавшийся крепким здоровьем, умер в возрасте 22 лет, как полагают, простудившись при наблюдениях холодной ночью. 6.32. Цефеиды Итак, переменность первых цефеид — ц Орла и 8 Цефея — обнаружи- ли Эдвард Пиготт и Джон Гудрайк. По созвездию, в котором находит- ся вторая из этих звезд, открытая Гудрайком, подобные переменные назвали цефеидами. Заметим, что Пиготт открыл переменность ц Ор- ла на месяц раньше, поэтому утвердившееся название «цефеиды» ис- торически не вполне справедливо. В сегодняшней астрономии цефеи- дами (точнее — классическими цефеидами) называют далеко не все звезды, к которым термин «цефеиды» применяли раньше. Классиче- ские цефеиды в Галактике встречаются лишь вблизи центральной плоскости диска — как правило, не дальше 30 пк от нее. В нашей Га- лактике выявлено несколько сотен классических цефеид; еще несколь- ко тысяч цефеид обнаружено в других галактиках, больше всего в Ма- геллановых Облаках, в галактиках Андромеды и Треугольника. По наблюдаемым изменениям блеска на цефеиды наиболее похо- жи переменные звезды типа W Девы, но они, напротив, не особенно концентрируются к галактической плоскости, чаще всего встречают- ся в направлении на центр Галактики и существенно отличаются от классических цефеид массами, возрастом и другими характеристика- ми. В отличие от классических цефеид, звезды типа W Девы иногда называют «цефеидами населения II», или цефеидами сферической со- ставляющей Галактики. Цефеиды — это звезды-сверхгиганты, их светимость в десятки ты- сяч раз превышает светимость Солнца, причем это желтые сверхги- ганты (температура поверхности у них в среднем примерно такая же, как и у Солнца, но она непостоянна). Блеск классической цефеиды ме- няется периодически. У большинства цефеид нашей Галактики перио-
6.3. Пульсирующие переменные звезды 221 Рис. 6.8. Кривая блеска цефеиды R Южного Креста (R Cru) по наблюдениям космической обсерватории «Гиппаркос». Все измеренные значения блеска (точки) приведены к одному циклу пульсаций. Период пульсаций 5,8 сут. Ма- лый разброс точек относительно сглаженной кривой говорит о высокой точ- ности внеатмосферных измерений (сравните с рис. 6.10, демонстрирующем результаты наземных измерений подобной звезды). ды заключены в пределах от суток до месяца (в других галактиках из- вестны цефеиды и с более продолжительными периодами). Измене- ние блеска типичной цефеиды от минимума до максимума — ампли- туда переменности — составляет 1—2™, что соответствует изменению светимости примерно в 2,5-6 раз. У некоторых цефеид, однако, блеск меняется не столь сильно. Физическая причина переменности блеска цефеид — радиальные пульсации, т. е. такие пульсации звезды, при которых движение веще- ства происходит только вдоль радиуса звезды, а ее форма не изменяет- ся, оставаясь приблизительно шаровой. Сравнительно разреженные атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. Пульсируют, в сущности, только атмосферы: глубоко в недра пульсации не проника- ют. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении — охлаждается. Светимость цефеиды оказывается наиболее высокой, ко- гда температура поверхности близка к максимуму, и звезда начала рас- ширяться после того, как сжалась до минимального размера. Радиальные пульсации цефеид можно обнаружить не только по пе- ременности их блеска, но и прямым измерением колебаний поверхно- сти звезды, используя эффект Доплера. Систематические спектраль- ные наблюдения выявляют колебания линий (АХ) относительно их средней длины волны (X), которые по формуле Доплера (АХД = Av/c) можно перевести в колебания скорости атмосферы вдоль луча зрения
222 Глава 6. Переменные звезды (Ду). Эта лучевая скорость демонстрирует у цефеид переменность, естествен- но, с тем же периодом, что и блеск. Очень поучитель- ным оказывается сравне- ние кривой блеска цефеи- ды и кривой ее лучевой скорости. Имея кривые блеска для нескольких длин световых волн, мож- но узнать, как менялась температура, а следова- тельно, излучательная спо- собность единицы площа- ди поверхности цефеиды. Сопоставив эти сведения с кривой лучевых скоро- стей, удается довольно точ- но определить размер звез- ды и его изменение в ходе пульсаций. Температура и размер позволяют вычис- лить светимость звезды, а значит — определить рас- стояние до нее. В честь аст- рофизиков, предложив- ших этот метод определе- ния размеров пульсирую- щих звезд и расстояний до них, он назван методом Рис. 6.9. Изменения физических параметров ти- Бааде—Весселинка. пичной цефеиды (блеска, температуры, спек- что газовые шары в трального класса, лучевой скорости, радиуса) в r ? , „г. /Г/ принципе могут пульсиро- течение цикла пульсации (по К. Гоффмеистеру, г j j г Г. Рихтеру и В. Венцелю, 1990). вать’ Достаточно очевид- но. Но астрофизикам дол- го не удавалось объяснить, почему пульсации цефеид не прекращают- ся. Если бы механическая энергия колебаний не пополнялась за счет тепловой энергии звезды, то пульсации быстро затухали бы. Очевид- но, пульсирующая звезда подобна тепловой машине, скажем, двигате-
6.3. Пульсирующие переменные звезды 223 Рис. 6.10. Изменение блеска цефеиды ТТ Орла (ТТ Aql). Вверху: наблюдаемая кривая блеска; все измерения приведены к одному циклу, но для удобства ана- лиза этот цикл изображен дважды. Внизу: фотографии (негатив) области во- круг звезды при разных значениях фазы ее пульсаций. лю внутреннего сгорания, превращающему энергию топлива в движе- ние. Но в атмосферах звезд нет собственных источников энергии, а в ядро звезды, где вырабатывается термоядерная энергия, пульсации почти не проникают. Только в 1950-е гг. нижегородский физик С. А. Же- вакин установил, что в атмосферах цефеид, сравнительно близко к по- верхности звезды, есть слой, физические условия в котором позволя- ют накапливать энергию в течение части пульсационного цикла, а в ос- тавшуюся часть цикла отдавать ее. Энергия излучения то аккумулиру- ется звездным газом (в основном гелием), ионизуя его, то вновь выде- ляется, когда при охлаждении ионы захватывают электроны, излучая при этом свет. Так был выявлен клапанный механизм пульсаций цефе- ид, возможность которого заподозрил, но не смог подробно обосно- вать лет за 40 до открытия Жевакина известный английский астрофи- зик А. Эддингтон. 6.3.3. «Маяки Вселенной» В начале XX в. Гарвардская обсерватория (США) решила активизиро- вать наблюдения южного неба. Были установлены телескопы в Юж- ном полушарии и начато регулярное фотографирование, в программу
224 Глава 6. Переменные звезды которого вошли Магеллановы Облака. Эти два недоступных для об- серваторий Северного полушария объекта, которые похожи на «ото- рвавшиеся от Млечного Пути клочки тумана», как выяснилось, явля- ются самостоятельными звездными системами, возможно — спутни- ками нашей Галактики. Наблюдая их «со стороны», мы имеем возмож- ность более однородно изучать их звездное население, чем в своей Га- лактике (прежде всего — с одинакового расстояния). В 1908 г. гарвардский астроном Генриетта Ливитт открыла почти 2000 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке (ММО) и опре- делила периоды переменности некоторых из них. Она заметила, что звезды ММО, меняющие свой блеск примерно с такими же периода- ми, что и цефеиды Млечного Пути, оказываются в среднем тем ярче, чем больше период их переменности. Обнаруженные Ливитт звезды действительно были цефеидами, но тогда она еще не была в этом уве- рена. Важно, что размер ММО невелик по сравнению с расстоянием до него, и приближенно можно считать, что все его звезды находятся на одинаковом расстоянии от нас. Поэтому Ливитт, в сущности, обна- ружила зависимость «период — светимость» для цефеид: чем больше период переменности блеска, тем выше светимость цефеиды. Эта за- висимость оказалась справедливой не только для ММО, но и для це- феид любой галактики. Приведем один из современных вариантов зависимости «пери- од - светимость» (точнее, «период - абсолютная звездная величина») для классических цефеид: Mv =-1,01 -2,79 lg Р, где Mv — средняя за период пульсаций абсолютная величина звезды в фильтре V, а Р — период, выраженный в сутках. Период переменной звезды нетрудно определить из наблюдений. Вычислив затем по зависимости «период — светимость» абсолютную величину цефеиды и сравнив ее с видимой звездной величиной, мож- но определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную систему (звездное скопление, галактику), то и до этой звездной систе- мы. Как уже говорилось, цефеиды - сверхгиганты, то есть звезды высо- кой светимости, и их можно обнаружить даже в довольно отдаленных галактиках. Поэтому зависимость «период — светимость» является очень эффективным средством определения расстояний во Вселенной. Именно благодаря цефеидам астрономы научились определять рас- стояния до отдаленных частей нашей Галактики и до других галактик. Не случайно эти переменные звезды называют «маяками Вселенной».
6.3. Пульсирующие переменные звезды 225 Если известен период изменения блеска цефеиды, можно опреде- лить не только расстояние до нее, но даже ее абсолютный возраст (в эволюционном смысле все цефеиды — звезды пожилого возраста). Во- обще, чтобы оценить возраст какой-либо звезды, обычно приходится тщательно сравнивать результаты ее наблюдений с предсказаниями теории эволюции звезд, и оценка зачастую получается ненадежной. Для цефеид определение возраста непреодолимых трудностей не вы- зывает: как установил в 1960-е гг. московский астроном Ю. Н. Ефре- мов, чем больше период цефеиды, тем она моложе. Следующая форму- ла представляет один из современных вариантов этой зависимости: lg t = 8,16 -0,68 IgP, где t — возраст в годах, Р — период цефеиды в сутках. Первый член в правой части формулы зависит от некоторых теоретических допуще- ний, но второй известен довольно точно. Зная о существовании зави- симости «период — возраст», можно, например, отобрать звездные ско- пления, в которые входят самые долгопериодические, а значит, самые молодые цефеиды, и таким образом выяснить, где именно в нашей Га- лактике концентрируются молодые звездные коллективы. Есть указа- ния, что самые долгопериодические цефеиды теснее связаны со спи- ральными ветвями Галактики, чем остальные звезды этого типа. 6.3.4. Колебания струны Пульсации звезды можно сравнить с другими колебательными про- цессами, например с колебаниями струны. В общем случае чем коро- че струна, тем выше тон ее звучания, т. е. короче период колебаний (для гитаристов и скрипачей это тривиальный факт). Но музыканты хорошо знают, что колебания струны можно возбудить по-разному и, соответ- ственно, получить звук разной высоты при неизменной длине струны. Концы струны закреплены, там находятся узлы колебаний. Если середина струны колеб- лется с наибольшим размахом (т. е. пуч- Рис. 6.11. Элементарные моды колебаний струны. Реальные колебания состоят из сово- купности таких мод, имеющих разные ампли- туды. 1 — основной тон, 2-5 — первый—чет- вертый обертоны.
226 Глава 6. Переменные звезды \1 1 а б Рис. 6.12. Моды колеба- ний воздуха в трубе, от- крытой с одного конца (например, в трубах орга- на): а — основной тон, б — первый обертон. Го- ризонтальный размах пунктирных линий пока- зывает амплитуду верти- кальных колебаний. ность колебаний одна и расположена, есте- ственно, в середине), то слышан только наи- более низкий, основной тон. Но у струны могут быть возбуждены и обертоны, как это происходит, например, при игре флажолетами, когда одной рукой извлекают звук, а пальцем руки слегка при- касаются к струне в ее средней точке, или на Уз, на У4... ее длины, чтобы именно там соз- дать дополнительные узлы колебаний. Так, у первого обертона, помимо узлов на концах струны, есть еще один узел в середине стру- ны, где размах колебаний уменьшается до ну- ля, хотя струна в этом месте не закреплена. Итак, для первого обертона середина стру- ны — это узел, а между тремя узлами (в сере- дине и на концах) находятся две пучности. Струна как бы делится на две независимо ко- леблющиеся половинки, период колебаний у них короче, а тон — выше. У второго оберто- на четыре узла (два на концах и два проме- жуточных) и три пучности. Напомним еще одно свойство струны, от которого зависит высота ее тона (период колебаний). Это соотношение между массой и упруго- стью струны: чем менее массивна струна и чем сильнее она натянута, тем выше звук. У звезды роль упругости играют силы гравитации и га- зового давления (у стабильных звезд они по модулю равны). Выведен- ная из равновесия звезда попеременно «подчиняется» то одной, то другой из этих сил, поэтому «высота основного тона» звезды зависит от того, насколько быстро одна из сил, скажем, сила тяжести может изменить размер звезды. При массе звезды М и радиусе R ускорение силы тяжести составляет д = GM/R2, а характерное время изменения радиуса 2 составит Как видим, высота основного тона звезды (v ~ 1 /f) зависит только от средней плотности звезды (р ~ M/R3).
6.3. Пульсирующие переменные звезды 227 6.3.5. Особенности пульсаций У всех колебательных процессов много общего. Пульсирующая звезда похожа на гитарную струну, а еще больше — на чертежную линейку, закрепленную одним концом в тисках, или на трубу органа, посколь- ку в колебательном движении звезды участвуют только атмосферные слои, а значит, в ее недрах находится узел колебаний, а на поверхно- сти — пучность. Амплитуда пульсаций звезды обычно монотонно воз- растает от недр к поверхности. Однако пульсационные движения мо- гут установиться и таким образом, что внутри атмосферы звезды по- является промежуточный уровень, на котором колебаний нет, — до- полнительный узел (как у струны в первом обертоне), а то и два та- ких «узловых» уровня (второй обертон). Период пульсаций и их ам- плитуда на поверхности звезды при этом окажутся меньшими, чем ес- ли бы дополнительных узлов не было. Среди цефеид есть как звезды, пульсирующие в основном тоне, так и звезды, пульсирующие в первом обертоне. Обнаружено и свы- ше десятка звезд, у которых наблюдения одновременно выявляют как основной тон, так и первый обертон пульсаций; их называют це- феидами с двойной периодичностью, или бимодальными цефеидами. Точно определив отношение двух периодов пульсаций у одной звез- ды (отношение периодов первого обертона и основного тона у цефе- ид равно приблизительно 0,7), можно сравнить его с предсказаниями теории и оценить массу и размер цефеиды. Продолжим нашу аналогию с колебаниями струны. Роль упруго- сти струны у пульсирующей звезды играет ее средняя плотность: чем плотнее вещество звезды, тем короче пульсационный период. Из са- мых простых физических соображений еще Эддингтоном была выве- дена формула Pjp = Q, где Р — период, р — средняя плотность вещества звезды, Q — пульсаци- онная постоянная (на самом деле это не строгая константа, она слабо зависит от распределения плотности внутри звезды). Звезды эволюционируют: с возрастом у звезды изменяются разме- ры и средняя плотность. Следовательно, период пульсирующей звез- ды должен меняться, хотя и очень медленно. Определив как можно точнее значение периода цефеиды, а затем повторив определение спустя несколько десятилетий, можно надеяться обнаружить проявле- ния звездной эволюции. Успеху подобного исследования способству- ет то, что период почти строго периодического процесса, наблюдаемо-
228 Глава 6. Переменные звезды 05 ВО АО F0 GO КО МО М8 -10 -5 О 5 5 10 15 |- 05 ВО АО F0 GO КО МО М8 Спектральный класс Рис. 6.13. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела с отмеченной полосой нестабильности, идущей от ярких цефеид к тусклым белым карликам. Справа от нее еще одна зона нестабильности, куда попадают долгопериодические переменные типа Миры Кита
6.3. Пульсирующие переменные звезды 229 Рис. 6.14. Изменение блеска Миры Кита (о Cet) за 60 лет по данным Американ- ской ассоциации наблюдателей переменных звезд. Указана визуальная звезд- ная величина, осредненная за 10 суток. го в течение тысяч циклов, удается измерить с высокой точностью. Вполне возможно определить период цефеиды с точностью до десяти- тысячной доли процента от его значения. Но на медленные измене- ния периода, обусловленные звездной эволюцией, накладываются проявления других процессов, и в результате наблюдаемая картина оказывается весьма сложной. Тем не менее у некоторых цефеид, чаще всего молодых и долгопериодических, действительно удается обнару- жить вековые изменения периода, вызванные эволюцией. На диаграмме Герцшпрунга—Рассела все классические цефеиды заключены вдоль довольно узкой наклонной полосы, которая называ- ется (цефеидной) полосой нестабильности. Вверх вдоль этой полосы нарастает светимость, а значит, и растут периоды цефеид. В процессе эволюции звезды она может покинуть полосу нестабильности, при этом физические условия в ее атмосфере могут измениться настоль- ко, что клапанный механизм С. А. Жевакина перестанет работать. Тео- рия звездной эволюции предсказывает, что звезда определенной мас- сы (не менее 4 М0) может становиться цефеидой и переставать быть ею один или несколько раз за время своего существования. Но эволю- ция звезд — медленный процесс по сравнению со сроками человече- ской жизни или даже истории науки, и случаи появления новой, ра- нее не пульсировавшей цефеиды или прекращения пульсаций извест- ной цефеиды должны быть очень редкими. По сравнению с перемен- ными звездами многих других типов цефеиды ведут себя, как прави- ло, очень стабильно, каждый следующий цикл пульсаций весьма точ- но воспроизводит предыдущий по изменениям блеска, цвета, лучевой скорости. Известен, пожалуй, лишь один убедительный пример ради- кального изменения характера переменности цефеиды — возможного
230 Глава 6. Переменные звезды прекращения ее пульсаций из-за изменения условий в атмосфере. Это произошло с самой яркой цефеидой на небе — Полярной звездой (а Малой Медведицы). Блеск Полярной менялся не очень сильно, но внимание к этой звезде, занимающей исключительное положение на северном небе, всегда было велико, а блеск звезд вокруг нее измеряли особо тщатель- но, чтобы использовать их в качестве фотометрического стандарта — Северного полярного ряда. В результате уже давно было обнаружено, что Полярная — это цефеида с периодом 3,97 сут и амплитудой изме- нения блеска всего около 0,15™. Столь малый размах колебаний бле- ска, быть может, частично был связан с пульсациями в первом оберто- не. Но в 1980-е гг. неожиданно было обнаружено, что и эти неболь- шие колебания явно затухают! К середине 1990-х гг. Полярная практи- чески прекратила пульсации. Пока неясно, действительно ли Поляр- ная навсегда (или хотя бы на многие века) перестала быть цефеидой, или же пульсации оказались погашенными лишь временно. Впрочем, абсолютно точно не известно, была ли Полярная настоящей классиче- ской цефеидой или все же ее следовало бы отнести к короткопериоди- ческому подтипу звезд типа W Девы. Несколько хуже прослежен другой возможный пример прекраще- ния пульсаций — у звезды RU Жирафа. Эта звезда тоже неуверенно классифицируется как цефеида или как звезда типа W Девы. Звезда пульсировала с периодом около 22 сут. Два обстоятельства делали ее необычной. Во-первых, спектральные наблюдения вблизи миниму- мов блеска выявляли углеродный спектр, что не характерно ни для классических цефеид, ни для звезд типа W Девы. Во-вторых, с 1950 по 1962 гг. у RU Жирафа отмечали постепенное увеличение амплитуды пульсаций до 1,6™. В начале 1966 г. пульсации RU Жирафа почти пре- кратились, а точнее, амплитуда переменности упала до 0,1™ пример- но при том же периоде. В дальнейшем звезда менялась сравнительно нерегулярно, амплитуда временами возрастала до 0,3™, а периодич- ность прослеживалась далеко не всегда, хотя если признаки периода обнаруживались, его значение никогда не уходило слишком далеко от 22 суток. Пульсирующими могут становиться звезды, сильно различающие- ся по массе, возрасту, температуре поверхности. Так, цефеиды — срав- нительно молодые звезды, мы уже говорили, что в Галактике они за- метно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. Некоторые другие пульсирующие переменные имеют, однако, намного больший возраст. Так, весьма многочислен-
6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды 231 ные представители другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры (RR Lyr), в своем большинстве принадлежат к числу са- мых старых звезд. Они не концентрируются существенно к галактиче- ской плоскости, зато их очень много в направлении на центр Галакти- ки, в созвездии Стрельца. Немало звезд типа RR Лиры обнаружено в некоторых шаровых звездных скоплениях — самых старых объектах Галактики, их возраст более 10 млрд лет. Скажем, в шаровом скопле- нии М 3 найдены уже сотни звезд типа RR Лиры. Массы этих звезд за- метно меньше солнечной. В отличие от цефеид, звезды типа RR Лиры имеют более короткие периоды — от 5 ч до 1 сут. Причиной их пере- менности, как и у цефеид, являются радиальные пульсации. Среди звезд типа RR Лиры уверенно выделяются (намного надежнее, чем для цефеид) звезды, пульсирующие в основном тоне, и звезды, пульси- рующие в первом обертоне. Обнаружено немало звезд типа RR Лиры, у которых пульсации в основном тоне и в первом обертоне возбужде- ны одновременно. Существование бимодальных цефеид и звезд типа RR Лиры представляет определенную проблему для теории звездных пульсаций, поскольку такую переменность пока не вполне удается воспроизвести в теоретических расчетах. 6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды Физическими переменными звездами, хотя и не пульсирующими, яв- ляются, как правило, и самые молодые звезды, недавно сформировав- шиеся в облаках межзвездного газа. Такие молодые переменные звез- ды впервые обнаружил в прошлом веке российский астроном О. В. Струве в области туманности Ориона, поэтому их стали называть орионовыми переменными. Сейчас переменные звезды в областях звез- дообразования чаще называют переменными типа Т Тельца, по име- ни известной молодой переменной звезды. На диаграмме Герцшпрун- га—Рассела звезды типа Т Тельца располагаются недалеко от главной последовательности, которой они еще не достигли. В спектрах этих звезд всегда есть яркие эмиссионные линии. Орионовы переменные относят к эруптивным переменным звез- дам. Слово «эрупция» по своему буквальному смыслу означает извер- жение. Имеется в виду, что на поверхности эруптивных звезд происхо- дят бурные процессы. Действительно, иногда у звезд типа Т Тельца на- блюдают довольно сильные вспышки. Обычно они меняют свой блеск хаотически, но иногда в их переменности обнаруживают при- знаки периодичности, связанной с наличием пятен и вращением во- круг оси.
232 Глава 6. Переменные звезды Рис. 6.15. Представление кривой блеска красного карлика BY Дракона в рамках двухпятенной модели (по Rodono et al., 1986). Слева внизу показаны теоретиче- ские кривые блеска для каждого из пятен, слева вверху — суммарная теоретиче- ская кривая блеска и реально наблюдавшиеся значения (точки). Справа: модель- ный вид звезды в положениях максимального и минимального блеска. Эруптивными переменными считают и вспыхивающие звезды. Это один из самых распространенных в природе типов переменных. Вспыхивающие звезды (их называют также звездами типа UV Кита) — объекты правого нижнего конца главной последовательности диаграм- мы Герцшпрунга—Рассела, красные карлики, а красных карликов в Га- лактике особенно много. Их вспышки похожи на солнечные вспышки, но, как правило, намного заметнее их. Во время звездной вспышки, продолжающейся обычно 20-30 секунд и не больше нескольких ми- нут, в оптическом диапазоне выделяется энергия от 1021 до 1027 Дж (Гершберг, 2002). Светимость звезды при этом возрастает порой в де- сятки раз, тогда как при солнечных вспышках количество приходящей на Землю энергии меняется несущественно. Считают, однако, что ак-
6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды 233 V 5,80 5,90 6,00 5,80 5,90 6,00 V 711 Таи 1981.7 Конфигурация пятен 0,0 0,4 0,8 1,2 1,6 Фаза Рис. 6.16. Представление кривой блеска красного карлика V 711 Тельца в рам- ках двухпятенной модели (по Rodono et al., 1986). Отличные от BY Дракона рас- положение и относительный размер пятен позволили и в этом случае весьма точно смоделировать наблюдаемую кривую блеска. тивность звезд типа UV Кита по своей природе не отличается от сол- нечной активности, хотя для объяснения звездных вспышек предлага- ли и другие гипотезы, иногда довольно экзотические. Так, Э. Герц- шпрунг в 1924 г. пытался объяснить вспышку переменной звезды DH Киля падением на нее крупного астероида. Как правильно догадался еще в XVIII в. Джон Гудрайк, перемен- ность блеска звезды может быть вызвана наличием на ее поверхности пятен — темных или светлых. Если запятненная звезда вращается во- круг своей оси, а эта ось не направлена точно к нам, звезда поворачи- вается к нам то более светлой, то более темной стороной. На некото- рых красных карликах пятна занимают намного большую часть диска, чем на Солнце, и пятенная переменность блеска весьма заметна. Их на- зывают звездами типа BY Дракона. На Солнце пятна сравнительно ма- ленькие и не очень холодные. Заметить переменность Солнца, наблю- дая его издалека, как звезду, было бы трудно. Заметить незначитель- ную переменность Солнца с Земли и вовсе невозможно — оно слиш-
234 Глава 6. Переменные звезды Рис. 6.17. Крупные пятна на Солнце делают на- шу дневную звезду слабопеременной. Фото получено 29 марта 2001 г. в Обсерватории Меёса (Институт астрономии Гавайского университета). ком яркое для существую- щих точных методов изме- рения блеска звезд. А тур- булентность земной атмо- сферы, освещенной Солн- цем, вызывает еще боль- шие проблемы, чем «дрожа- ние звезд», знакомое астро- номам по ночным наблюде- ниям. Однако исследова- ниями с космических аппа- ратов было действительно установлено, что при прохо- ждении по диску Солнца крупных пятен к Земле при- ходит чуть меньше света. Солнце может считаться «пятенной» переменной ти- па BY Дракона, хотя и очень слабо переменной звездой. У красных карликов пятенная переменность типа BY Дракона часто сочетается с активностью, характерной для вспыхивающих звезд типа UV Кита. 6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды Как мы уже отмечали в разд. 5.4.1, первыми звездами, переменность блеска которых заметили еще древние астрономы, были новые звез- ды. В старину «новой» (Nova) называли любую звезду, вспыхнувшую как бы на пустом месте. Сейчас такие звезды относят либо к новым, либо к сверхновым. И те, и другие считают физическими переменны- ми звездами. В современной астрофизике новыми звездами называют один из типов взрывных (или катаклизмических) переменных звезд. Все такие звезды представляют собой двойные звездные системы, расстояние между компонентами в которых чуть больше их суммарного размера. Столь тесная пара неразличима как двойная ни в один телескоп. При столь близком соседстве двух звезд между ними происходит сильное взаимодействие, как раз и приводящее к необычному поведению та- ких систем. Обычно одна из звезд катаклизмической пары — белый карлик, лишенный водорода, т. е. «топлива» для термоядерного горе-
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды 235 ния, а второй компонент — более или менее нормальная звезда-кар- лик или субгигант. При достаточном сближении звезд вещество с по- верхности нормальной звезды может перетекать на белый карлик. Постепенно на поверхности белого карлика накапливается слой вещества, богатого водородом, и создаются условия для протекания термоядерных реакций. Их резкое, взрывоподобное начало как раз и знаменуется вспышкой новой звезды. За время от нескольких часов до нескольких суток звезда ярчает, достигает максимального блеска, а затем долгие месяцы и даже годы постепенно угасает, а сброшенная взрывом с белого карлика оболочка рассеивается в пространстве. При этом двойная система не разрушается, и процесс накопления га- за и его взрыв могут повторяться — новая звезда может вспыхивать повторно. У «классических» новых звезд между вспышками проходят тысяче- летия, вот почему в старину считали, что «звезды-гостьи» исчезают на- всегда. (До изобретения телескопа новые звезды между вспышками в принципе не могли наблюдать, все они имеют очень слабый блеск.) Но известны и «повторные» новые, у которых интервал времени между вспышками составляет всего несколько десятков лет. Не у всех повтор- ных новых причина вспышки такая же, как у классических новых, хо- тя наблюдаемые изменения блеска довольно схожи. Таким образом, вопреки названию, новые звезды вовсе не молоды; напротив, это сравнительно старые тесные двойные системы. Ведь по- ка одна из звезд пары в ходе эволюции превратится в белый карлик, проходит немало времени. При вспышке классической новой ее блеск в видимой области спектра возрастает не менее чем на 6™ (в среднем на 10™). Рекордное поярчание наблюдалось у V 1500 Лебедя (Новой Лебедя 1975 г.), кото- рая увеличила свой блеск примерно на 19™. Таким образом, свети- мость этой звезды в видимом диапазоне выросла в Ю19/2'5«40 ООО 000 раз. Ежегодно профессиональным астрономам и любителям удается открыть несколько новых звезд нашей Галактики, но далеко не каж- дый год хотя бы одна из них становится в максимальном блеске столь яркой, что ее можно увидеть невооруженным глазом. А действи- тельно очень ярких новых, которые могли бы поразить воображение и астрономов древности, то есть звезд, достигших хотя бы второй ве- личины в максимуме, в XX в. было всего шесть, причем после 1975 г., когда V 1500 Лебедя стала на одну ночь чуть ярче второй величины, таких ярких вспышек не наблюдалось. Одна из ярчайших новых по-
236 Глава 6. Переменные звезды Рис. 6.18. Изменение блеска V 1500 Лебедя (Новая Лебедя 1975) по данным Американ- ской ассоциации на- блюдателей перемен- ных звезд. До вспыш- ки звезда была сла- бее 2 Г. следнего десятилетия, доступных наблюдениям в России, Новая Орла (V 1494 Aql), вспыхнувшая в декабре 1999 г., достигла только третьей величины. Самая яркая новая XX в., Новая Орла 1918 г. (V 603 Aql), в максимуме имела блеск -1,4™; среди всех звезд на небе она лишь чуть-чуть уступала по блеску Сириусу. Тесная двойная система может, однако, показывать не только ог- ромные вспышки, связанные с термоядерными взрывами на поверхно- сти белого карлика. Известны взрывные переменные звезды, у кото- рых вспышка новой (термоядерный взрыв на белом карлике) никогда не наблюдалась, но временами происходят вспышки меньшего мас- штаба, — их называют карликовыми новыми, или переменными типа U Близнецов (U Gem). Существенных различий в структуре двойной системы между новыми и карликовыми новыми не выявлено. Перете- кающее со спутника вещество не может сразу упасть на поверхность белого карлика (в силу закона сохранения момента импульса). Обыч- но этот газ образует вокруг белого карлика диск, в котором вещество тормозится, прежде чем попасть на поверхность звезды. Из-за неста- бильностей в диске вещество может падать «порциями»; при этом по- вышается яркость как самого диска, так и поверхности звезды. Одна- ко во время таких вспышек блеск двойной звезды возрастает далеко не так сильно, как во время вспышек новых: обычно всего на 2-5™. 23040 090 140 180 240 280 340 390 440 Юлианские дни Рис. 6.19. Кривая блеска карликовой новой SS Cyg (типа U Gem) в 1921- 1922 гг В записи юлианских дней первые две цифры (24...) опущены.
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды 237 Рис. 6.20. Дисковая аккреция газа из атмосферы нормальной звезды на белый карлик в тесной двойной системе (рисунок). Продолжительность «дисковых» вспышек также намного меньше дли- тельности вспышек новых звезд: от их возгорания до полного затуха- ния обычно проходит всего несколько суток. Вспышки в диске повто- ряются, интервалы между ними составляют примерно от недели до года. Есть предположение, что любая переменная звезда типа U Близ- нецов со временем может вспыхнуть и как классическая новая, хотя пока ни одного такого случая не наблюдалось. Диск в двойной системе взрывной переменной не сможет образо- ваться, если белый карлик обладает сильным магнитным полем. То- гда вещество, перетекающее со спутника, будет скользить вдоль сило- вых линий магнитного поля и выпадать на поверхность белого карли- ка близ его магнитных полюсов, а характер переменности станет очень сложным. Такие звезды называют полярами: из-за сильного магнитного поля их свет поляризован. Как мы знаем, астрономы прошлого называли «новыми» объекты, которые сейчас относят к двум разным типам — новым и сверхновым. Действительно, при вспышках этих двух типов наблюдаемые явления весьма схожи: быстрое и сильное поярчание с последующим медлен- ным затуханием блеска. Однако природа сверхновых звезд сильно от- личается от природы новых.
238 Глава 6. Переменные звезды Рис. 6.21. Крабовидная туманность — газовый остаток вспышки сверхновой, наблюдавшейся в 1054 г. Фото: «Хаббл», NASA. По современным представлениям, вспышка сверхновой знаменует собой последний, катастрофический этап эволюции звезды. Израсхо- довав все источники термоядерной энергии, массивная звезда не мо- жет сопротивляться силе гравитации и стремительно сжимается — коллапсирует. Белые карлики не могут иметь массу, превышающую массу Солнца более чем в полтора раза. Более массивная коллапси- рующая звезда, не останавливаясь на этапе белого карлика, сжимает- ся в нейтронную звезду или в черную дыру. При этом выделяется ог- ромная гравитационная энергия — происходит вспышка сверхновой. Оставшуюся на месте взрыва нейтронную звезду или черную дыру ок- ружает постепенно рассеивающаяся туманность — газовый остаток сверхновой. Как видим, сверхновые, как и новые звезды, тоже очень стары. Явление сверхновой, в сущности, знаменует собой смерть звез-
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды 239 ды, поэтому, в отличие от но- вых, сверхновые звезды не мо- гут вспыхивать повторно. В нашей Галактике сверх- новых звезд не наблюдалось очень давно, с дотелескопи- ческих времен. Последние две достоверные сверхновых вспыхнули в 1572 г. (ее наблю- дал Тихо Браге) и в 1604 г. (ее описал Иоганн Кеплер). Для этих звезд удалось реконст- руировать кривые блеска, оты- скать и исследовать газовые остатки. Еще несколько сверх- новых выявлено при анализе старинных, преимущественно китайских и японских, летопи- сей. Так, есть серьезные осно- вания полагать, что Крабовид- ная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар — быстро вращающа- яся нейтронная звезда - ос- татки Сверхновой 1054 г., опи- санной китайскими летопис- цами. Эту звезду в Китае виде- ли даже днем на протяжении 23 суток; блеск ее, вероятно, достиг -6™. Интересно, что один из выявленных остатков сверхновых (Кассиопея А), ско- рее всего, связан со вспыш- кой, случившейся после Сверхновой Кеплера, но про- пущенной наблюдателями. Не имея возможности изу- чать вспышки сверхновых в нашей Галактике, мы доволь- но мало знали бы об этом яв- Рис. 6.22. Остаток вспышки Сверхновой Ти- хо 1572 г. (рентгеновское изображение). Пример идеального плазменного шара. Снимок сделан в 2003 г. орбитальной обсерваторией «Чандра» (NASA). Рис. 6.23. Остаток вспышки Сверхновой Кеплера 1604 г. (рентгеновское изображе- ние). По-видимому, это была вспышка сверхновой типа 1а, то есть взрыв, вызван- ный коллапсом белого карлика, масса кото- рого превысила предел Чандрасекара. Снимок сделан в 2006 г. орбитальной обсерваторией «Чандра» (NASA).
240 Глава 6. Переменные звезды Таблица 6.1 Вспышки новых, доступные невооруженному глазу* Звезда Год Макс, блеск Первооткрыватель СК Vulpeculae 1670 2,7™ Anthelm WY Sagittae 1783 5,4 D’Agelet V 841 Ophiuchi 1848 4,3 Hind Q Cygni 1876 3,0 Schmidt T Aurigae 1891 4,2 Anderson V 1059 Sagittarii 1898 4,9 Fleming GK Persei 1901 0,0 Anderson DM Geminorum 1903 5,0 Turner OY Arae 1910 6,0 Fleming DI Lacertae 1910 4,6 Espin DN Geminorum 1912 3,3 Enebo V 603 Aquilae 1918 -1,1 Bower GI Monocerotis 1918 5,7 Wolf V 476 Cygni 1920 2,0 Denning RR Pictoris 1925 1,1 Watson XX Tauri 1927 6,0 Schwassmann and Wachmann DQ Herculis 1934 1,2 Prentice V 368 Aquilae 1936 5,0 Tamm CP Lacertae 1936 1,9 Gomi V 630 Sagittarii 1936 4,5 Okabayasi ВТ Monocerotis 1939 4,3 Whipple and Wachmann CP Puppis 1942 0,4 Dawson DK Lacertae 1950 6,0 Bertaud RW Ursae Minoris 1956 6,0 Satyvaldiev V 446 Herculis 1960 5,0 Hassell V 533 Herculis 1963 3,2 Dahlgren and Peltier HR Delphini 1967 3,7 Alcock LV Vulpeculae 1968 4,9 Alcock FH Serpentis 1970 4,4 Honda V 1500 Cygni 1975 1,8 Honda NQ Vulpeculae 1976 6,0 Alcock VI370 Aquilae 1982 6,0 Honda QU Vulpeculae 1984 5,6 Collins *В список вошли все новые, появившиеся после 1600 г. и достигшие блеска не ме- нее 6т (источники: Moore, 2000, р. 293; Общий каталог переменных звезд).
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды 241 Звезда Год Макс, блеск Первооткрыватель V 842 Centauri 1986 4,6 McNaught V 838 Herculis 1991 5,0 Alcock V 1974 Cygni 1992 4,3 Collins V 705 Cassiopeiae 1993 5,4 Kanatsu V 382 Velorum 1999 2,5 Williams and Gilmore V 1494 Aquilae 1999 3,6 Pereira V 4743 Sagittarii 2002 5,4 Haseda V 1280 Scorpii 2007 3,8 Nakamura and Sakurai лении, если бы в максимальном блеске их светимость не была настоль- ко высока, что их можно обнаруживать даже в весьма далеких галакти- ках, где ежегодно открывают десятки сверхновых. Нередко сверхновая какое-то время светит столь же ярко, как и все остальные, вместе взя- тые, звезды родительской галактики (так, правда, бывает только для не слишком богатых звездами галактик). Наблюдались сверхновые и в сравнительно близких галактиках. Так, в 1885 г. Э. Хартвиг на Тартуской обсерватории (ныне Эстония), наведя телескоп на галактику Андромеды, просто чтобы показать кра- сивый вид гостям обсерватории, сразу же увидел в самом центре этой галактики «лишнюю» яркую звезду! Теперь «звезда Хартвига» из- вестна как Сверхновая S Андромеды. В 1987 г. сверхновая звезда вспыхнула в соседней с нами галакти- ке — Большом Магеллановом Облаке (БМО). Она на время стала ярче 3™ и на южном небе ее можно было увидеть невооруженным глазом. До вспышки эта сверхновая была сверхгигантом примерно 12™, вне- сенным в астрономические каталоги. Так было опровергнуто непра- вильное (но вошедшее в учебники) представление, что сверхновые от- личаются от новых более сильным поярчанием. На самом деле Сверх- новая 1987 г. в БМО поярчала всего на 9,5т, то есть намного меньше, чем описанная выше классическая Новая VI500 Лебедя. Но если но- вые после вспышки возвращаются примерно к тому блеску, которым они обладали до вспышки, то звездный остаток Сверхновой 1987 г. — несомненно, очень слабая звезда. Сверхгигант 12-й звездной величи- ны бесследно исчез! После взрывов сверхновых звезд в окружающее пространство вы- брасывается вещество, прошедшее переработку в термоядерных реак- циях в звездных недрах. Мы не знаем других процессов, при которых межзвездное вещество эффективно обогащалось бы элементами тя-
242 Глава 6. Переменные звезды желее гелия. Выброшенное сверхновыми вещество может участво- вать в образовании звезд следующего поколения. Когда это происхо- дит, часть вещества, обогащенного тяжелыми элементами, может пой- ти на формирование планет. Трудно представить себе жизнь без угле- рода и кислорода. Можно предположить, что жизни во Вселенной не было бы, если бы не было сверхновых звезд. 6.6. Необычные переменные звезды Среди сотен тысяч выявленных переменных звезд многие удается объ- единить в большие группы: известны многие тысячи затменных пере- менных звезд, пульсирующих типа Миры Кита и типа RR Лиры. Но вы- явлено и довольно много переменных звезд, про которые можно ска- зать, что у каждой из них известно всего несколько «родственников» либо таких «родственников» пока вообще не найдено. Иногда речь идет об уникальном стечении в общем-то случайных обстоятельств, вызвавших переменность наблюдаемого блеска; полагают, например, что звезда V 679 Кентавра в 1950-1954 гг. уменьшила блеск на 2,5™ по- тому, что «зашла» за край плотной пылевой туманности. Чаще, одна- ко, уникальные переменные звезды или редко встречающиеся типы звездной переменности свидетельствуют об особых, быстротечных стадиях эволюции, о весьма специфических свойствах некоторых звезд, поэтому необычные переменные, как правило, представляют особый интерес для астрофизики. Подробно рассказать о всех необычных переменных звездах здесь невозможно. Мы опишем лишь некоторые уникальные переменные и представителей редких типов звездной переменности. 6.6.1. Звезды типа R Северной Короны Первая обнаруженная в созвездии Северной Короны переменная звез- да оказалась странной. Эта яркая звезда 6™ подолгу остается постоян- ной, но временами блеск ее сильно падает. Звезда может ослабеть до 14™! Все эпизоды ослабления блеска разные. Иногда звезда слабеет на 1-2™ и через неделю снова становится яркой, а бывает (как это, ска- жем, случилось в 1977 г.), что R Северной Короны (R СгВ) держится на уровне 14™ почти целый год. В моментах наступления глубоких мини- мумов не удается найти какой-либо регулярности (Жиляев и др., 1978). Хотя странное поведение R Северной Короны заметили еще в 1784 г., до сих пор обнаружено всего около 30 похожих на эту звезду объектов. Сейчас к типу R Северной Короны переменные звезды отно-
6.6. Необычные переменные звезды 243 Рис. 6.24. Визуальная кривая блеска R СгВ за 1905-1959 гг., составленная на ос- нове наблюдений многих авторов (по: Гоффмейстер и др., 1990). сят на основе нескольких важных признаков. Помимо характерной пе- ременности блеска — наличия глубоких ослаблений, все «настоящие» переменные этого типа обладают совершенно необычными спектра- ми. По линиям металлов их можно было бы отнести к промежуточ- ным спектральным классам, скажем, F или G. Однако линии водорода в их спектрах вовсе не видны. Тщательные исследования содержания химических элементов в атмосферах звезд типа R Северной Короны подтвердили, что содержание водорода действительно очень сильно понижено, а содержание углерода, напротив, повышено. Наблюдения последних десятилетий выявили, что вне глубоких ослаблений переменные типа R Северной Короны продолжают ме- нять блеск. В их переменности «в ярком состоянии» можно выявить периодичность. Так, у RY Стрельца блеск меняется с амплитудой до 1,5Ш с периодом примерно 39 сут. Период, несколько превышающий 40 сут, выявлен и у самой R Северной Короны, правда, размах колеба- ний блеска у нее невелик, причем колебания уверенно наблюдаются не всегда. Считают, что характерные представители типа R Северной Короны пульсируют, хотя и не вполне регулярно. На пульсации накла- дываются, однако, другие явления, с которыми связаны глубокие ос- лабления блеска. Весьма вероятно, что к этому имеет отношение не-
244 Глава 6. Переменные звезды обычный химический состав атмосфер звезд типа R Северной Коро- ны. В 1934 г. Э. Лорета впервые предположил, что мы наблюдаем за- тмения этих звезд временами извергаемыми ими облаками углерод- ных частиц — так сказать, тучами «космической сажи». Объяснение, предложенное Лоретой, и сейчас представляется наи- более правдоподобным. Доказано, что вокруг звезд типа R Северной Короны находится много космической пыли, а с поверхности этих звезд в окружающее пространство истекает большое количество ве- щества. Расчеты показывают, что при больших скоростях истечения богатого углеродом вещества в его потоках может конденсироваться пыль. Если пылевой поток направлен точно на нас, мы увидим глубо- кое продолжительное ослабление блеска звезды. Если же направле- ние потока ориентировано по-другому, мы увидим менее глубокое ос- лабление, которое завершится быстрее, или не заметим ослабления вовсе. Необычный же химический состав поверхностных слоев озна- чает, что это старые звезды, сбросившие с себя водородные атмосфе- ры; все, что у них осталось, — это обогащенные углеродом (в ходе тер- моядерных реакций) гелиевые ядра. Извержение вещества с поверхности звезды с полным правом за- служивает название эрупции. Таким образом, звезды типа R Северной Короны — одновременно и пульсирующие, и эруптивные звезды. 6.6.2. FG Стрелы В 1943 г. переменность этой звезды открыл К. Гоффмейстер. Исследо- вать ее необычное поведение помогли богатые архивы фотографий неба разных обсерваторий. Оказалось, что в 1890 г., когда нужную об- ласть неба впервые сфотографировали, звезда имела блеск 13,2™ и за- тем медленно систематически ярчала на протяжении почти 80 лет. В конце 1960-х гг. она была уже ярче 9™. Вокруг FG Стрелы обнаружена планетарная туманность. Централь- ными звездами планетарных туманностей всегда бывают очень горя- чие объекты (иначе газ туманности не был бы ионизован, и туман- ность не могла бы светиться). В 1955 г. впервые определили спектраль- ный класс FG Стрелы, он оказался В41. Но затем наблюдения показали, что поярчание звезды сопровождается изменением спектрального класса, он становится все более поздним, а звезда краснеет. К концу 1970-х гг. FG Стрелы была звездой спектрального класса G81а. Такая хо- лодная звезда уже не в состоянии поддерживать ионизацию газа. Но яркая туманность сразу не исчезнет: ее свечение будет наблюдаться еще несколько сотен лет, пока ионы окончательно не рекомбинируют.
6.6. Необычные переменные звезды 245 Рис. 6.25. Туманность вокруг переменной звезды V 838 Единорога (V 838 Mono- cerotis), освещенная мощной вспышкой этого красного сверхгиганта, наблю- давшейся в течение нескольких недель в январе 2002 г. После вспышки звез- ды расширяющаяся световой фронт последовательно освещает все более да- лекие от нее части газово-пылевой оболочки, которую звезда сбросила, воз- можно, в ходе предыдущей вспышки. Свет звезды в основном рассеивается пылью. Это явление «светового эха» позволяет довольно точно восстановить трехмерную структуру оболочки, которая выглядит на удивление сложной. Фотографии получены космическим телескопом «Хаббл» (NASA) в октябре 2004 г. (слева вверху) и в сентябре 2006 г. (справа). Ряд снимков слева внизу по- казывает развитие событий в мае—декабре 2002 г. Наблюдение таких эпизо- дов в жизни звезд убеждает, что мы еще мало знаем об их эволюции. Передвигаясь по диаграмме Герцшпрунга—Рассела вправо вверх, FG Стрелы вошла в полосу нестабильности. В 1962 г. у нее впервые за- метили небольшие пульсации с периодом 15 сут. В полном соответст- вии с теоретическими представлениями о звездных пульсациях и с на- блюдаемым маршрутом FG Стрелы по диаграмме Герцшпрунга—Рассе- ла период ее пульсаций все время возрастал: к 1991 г. он достиг 115 сут. К концу 1960-х гг. систематическое поярчание FG Стрелы заверши- лось. Казалось, блеск звезды начнет теперь столь же медленно спа- дать (впрочем, звезда продолжала краснеть, и начавшийся спад в В-величинах, в сущности, происходил при почти постоянной V-вели- чине, около 9™). В ее спектре к этому времени появились линии до- вольно экзотических химических элементов, которые могли образо- ваться только глубоко в звездных недрах.
246 Глава 6. Переменные звезды Совсем по-новому, и опять очень интересно, повела себя FG Стре- лы после 1992 г. Долгопериодические пульсации у нее продолжаются, но теперь на них довольно часто накладываются очень глубокие (до 14) нерегулярные ослабления блеска, напоминающие наблюдае- мые у звезд типа R Северной Короны. Зачастую так и говорят, что не- давно FG Стрелы вступила в стадию R Северной Короны (хотя между FG Стрелы и наиболее характерными представителями типа R Север- ной Короны остаются существенные спектральные различия). Вполне возможно, что и природа ослаблений примерно та же — ослабление блеска выбрасываемыми облаками пыли. В первом же из таких ослаб- лений блеск FG Стрелы упал на 5™ за полтора месяца. Произошли и существенные изменения в спектре, теперь FG Стрелы стала углерод- ной звездой. Астрофизики уверены, что FG Стрелы нельзя считать настоящим сверхгигантом, она только «маскируется» под сверхгигант. Это особая, неустойчивая стадия эволюции центральных ядер планетарных ту- манностей, предсказываемая и теорией звездной эволюции (см. гла- ву 8). Похожая переменность наблюдалась и у немногочисленных дру- гих звезд, но изменения отличались по скорости. Так, V 4334 Стрельца прошла всего за 4 года период охлаждения, занявший у FG Стрелы примерно столетие. Объяснением является различие в массе, она у V 4334 Стрельца заметно больше, чем у FG Стрелы, и в результате про- цессы протекают быстрее. К необычным переменным звездам, безусловно, принадлежат и тесные двойные звезды, один из компонентов которых — нейтронная звезда или черная дыра. Они проявляют себя как источники космиче- ского рентгеновского излучения. Все отождествленные с оптически- ми звездами рентгеновские источники при детальном исследовании оказываются переменными звездами. Хотя среди таких систем удает- ся выделить несколько типов сходных между собой переменных звезд, различия между индивидуальными представителями каждого такого типа очень велики. За подробностями о некоторых интерес- ных системах отсылаем читателя к главе 9. Литература Архипова В. П. Новые. М.: Знание, 1984. Гершберг Р. Е. Активность солнечного типа звезд главной последовательности. Одесса: Астропринт, 2002. Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. М.: Наука, 1990.
6.6. Необычные переменные звезды 247 Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. М.: Наука, 1984. Жиляев Б. Е., Орлов М. Я., Пугач А. Ф., Родригес М. Г., Тоточава А. Г. Звезды типа R Северной Короны, Киев: Наукова думка, 1978. Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций. М.: Мир, 1983. Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. М.: УРСС, 2002. Купер У., Уокер Е. Измеряя свет звезд. М.: Мир, 1994. Нестационарные звезды и методы их исследования. Серия коллективных монографий Затменные переменные звезды / Под ред. В. П. Цесевича. М.: Наука, 1971. Методы исследования переменных звезд / Под ред. В. Б. Никонова. М.: Наука, 1971. Пульсирующие звезды / Под ред. Б. В. Кукаркина. М.: Наука, 1970. Эруптивные звезды / Под ред. А. А. Боярчука, Р. Е. Гершберга. М.: Наука, 1979. Явления нестационарности и звездная эволюция / Под ред. А. А. Боярчука, Ю. Н. Ефремова. М.: Наука, 1974. Общий каталог переменных звезд: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/ gcvs. Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звезды. М.: Наука, 1985. Струве О., Зебергс В. Астрономия XX века М.: Мир, 1968. Струве О., Линде Б., Пилланс Э. Элементарная астрономия. М.: Наука, 1967. Холопов П. Н. О классификации переменных звезд // Переменные звезды. 1981. Т. 21.С. 465-484. Цесевич В. П. Переменные звезды и их наблюдение. М.: Наука, 1980. Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе: Руководство к проведению люби- тельских наблюдений небесных светил. М.: Наука, 1984. Эргма Э. В. Барстеры, новые, сверхновые — термоядерные взрывы в космосе. М.: Знание, 1986. Kaier J. В. Stars. New York: Scientific American Library 1992. Moore P. The Data Book of Astronomy. Bristol and Philadelphia: IOP, 2000. Rodono M., Cutispoto G., Pazzani V. et al. Rotational modulation and flares on RS CVn and BY Dra-type stars. I - Photometry and SPOT models for BY Dra, AU Mic, AR Lac, II Peg and V 711 Tau (= HR 1099) // Astronomy and Astrophysics. 1986. Vol. 165. P. 135-156.
граава ПУЛЬСАЦИИ ЗВЕЗД Ю. А. Фадеев 7.1. Колебания - признак равновесия Звезды пребывают в практически неизменном состоянии на протяже- нии десятков и сотен миллионов лет благодаря почти равномерному выделению энергии термоядерного синтеза в их недрах. Температура и плотность газа монотонно убывают от центра к поверхности, и в ка- ждой точке звезды градиент газового давления уравновешивает силу тяжести всех вышележащих слоев вещества. Хотя термоядерный син- тез заставляет звезду эволюционировать, т. е. изменять свой радиус и светимость, это происходит настолько медленно, что звезда продол- жает оставаться в состоянии гидростатического равновесия. Как пра- вило, это устойчивое равновесие, следовательно, вблизи него возмож- ны периодические колебания. Это следует из самых общих законов механики, справедливых и для звезд. Периодические движения вещества звезды около состояния равно- весия называют звездными пульсациями. В простейшем случае это ра- диальные пульсации, при которых амплитуда и фаза смещения элемен- тарного объема газа зависят только от расстояния до центра, т. е. звез- да в процессе пульсаций сохраняет сферическую форму. Периоды ра- диальных пульсаций составляют от нескольких часов до сотен суток — в зависимости от размеров звезды и распределения плотности газа вдоль радиуса. У одних пульсирующих звезд изменение радиуса и соот- ветствующее изменение светимости пренебрежимо мало, тогда как у других смещение внешних слоев сравнимо с радиусом звезды, а свети- мость изменяется в 2-3 раза. Скорость движения внешних слоев пуль- сирующих звезд измеряется десятками километров в секунду. Хотя пульсирующие переменные звезды астрономы изучают уже несколько веков, природа переменности их блеска стала понятна лишь в XX в. Помимо сферически-симметричных, радиальных пульсаций, в звездах могут возникать и более сложные нерадиальные пульсации, для описания которых необходимо использовать все три пространст-
7.2. Пульсирующие звезды — автоколебательные системы 249 венные координаты. В этом случае одни участки поверхности звезды смещаются вдоль радиуса в сторону от центра, а другие - в противо- положном направлении. Для наблюдателя далекая звезда представля- ется точкой, поэтому изменения потока излучения, которое испуска- ют различные участки обращенной к наблюдателю звездной поверх- ности, частично компенсируют друг друга, и результирующая ампли- туда изменений блеска нерадиально пульсирующей звезды редко пре- восходит 1%. Периоды нерадиальных звездных пульсаций измеряют- ся минутами и часами. Возможность регистрировать столь быстрые и малые изменения блеска появилась лишь во второй половине XX в. благодаря увеличению точности астрономических измерений. Способность звезды совершать тот или другой вид колебаний оп- ределяется ее внутренним строением, т. е. распределением вещества от центра до поверхности. Поэтому теория звездных пульсаций нераз- рывно связана с теорией внутреннего строения и эволюции звезд. 7.2. Пульсирующие звезды - автоколебательные системы Поразительная повторяемость звездных пульсаций на протяжении многих тысяч периодов наводит на мысль, что мы имеем дело с автоко- лебаниями. В механике так называют вид незатухающих колебаний, когда убыль энергии, ведущая к затуханию, возмещается за счет како- го-либо источника энергии. Наиболее распространенный пример авто- колебательной системы — механические часы, в которых энергия заве- денной пружины используется для компенсации потерь на трение. В начале XX в. Артур Эддингтон (1926) высказал предположение, что источником энергии, обеспечивающим автоколебания звезд, мо- жет быть их излучение, распространяющееся от центра к поверхно- сти. Для этого необходимо, чтобы вещество внутри звезды станови- лось менее прозрачным при сжатии, задерживая часть проходящего через него излучения, и более прозрачным — при расширении звезды, чтобы задержанное прежде излучение быстрее высвобождалось. Эд- дингтон полагал, что такими свойствами может обладать частично ио- низованный газ. Однако, проанализировав непрозрачность звездного вещества в области ионизации водорода, он убедился, что это предпо- ложение не подтверждается расчетами (Eddington, 1941). Позднее С. А. Жевакин показал (1953, 1954, 1963), что нужными свойствами об- ладает зона двукратной ионизации гелия, и эффективность возбужде- ния пульсационной неустойчивости в этих слоях столь велика, что по- зволяет объяснить наблюдаемые пульсации звезд. Вот ключевые идеи, лежащие в основе теории автоколебаний пульсирующих звезд.
250 Глава 7. Пульсации звезд Рис. 7.1. Каждый слой пульсирующей звезды является своеобразной теп- ловой машиной, преобразующей часть лучистой энергии в механиче- скую работу. Эта работа может быть направлена на раскачку пульсаций (слева; термодинамический цикл на pV-диаграмме описывается по часо- вой стрелке) или на подавление (справа). Рассмотрим изменение непрозрачности вещества в слое газа, кото- рый под воздействием малого возмущения был выведен из состояния равновесия. Степень непрозрачности выражается через коэффициент поглощения излучения к на единицу массы (см. раздел 5.1.5). Прибли- женная зависимость к от плотности и температуры газа (р и Т) дается формулой к = KOpnT~s, где показатели степени п « 0,8 и s « 3,5, а к0 — по- стоянная величина, значение которой определяется химическим со- ставом звездного вещества. Фактически выражение для к содержит в себе уравнение ионизации Саха и поэтому справедливо для областей частичной ионизации элементов. В нейтральном или полностью иони- зованном газе работа адиабатического сжатия превращается главным образом в кинетическую энергию частиц, т. е. сопровождается увели- чением температуры. Поэтому изменение коэффициента поглощения определяется преимущественно вариациями температуры. Следова- тельно, при сжатии вещество становится более прозрачным, что спо- собствует затуханию колебаний. Совсем другие свойства у частично ионизованного газа, обладаю- щего значительно более высокой теплоемкостью. Это связано с тем, что в таком веществе работа адиабатического сжатия расходуется в основном на ионизацию оставшихся нейтральных атомов, поэтому температура газа возрастает незначительно. Основным фактором, оп- ределяющим изменение непрозрачности частично ионизованного га- за, становится плотность, поэтому при сжатии слой накапливает теп- ло, что приводит к усилению колебаний.
2.2. Пульсирующие звезды — автоколебательные системы 251 С термодинамической точки зрения каждый сферический слой ве- щества звезды представляет собой элементарную тепловую машину, способную совершать положительную (нарастание колебаний) или отрицательную (затухание колебаний) механическую работу за счет энергии проходящего через этот слой излучения (рис. 7.1). Рассматри- вая звезду как совокупность большого числа тепловых машин, мы приходим к выводу, что пульсации всей звезды в целом могут возник- нуть лишь при условии, если суммарная работа всех слоев вещества положительна: А > 0. В противном случае (Л < 0) звезда устойчива от- носительно пульсаций, и любые колебания в ней затухают. По мере того, как в пульсационно неустойчивой звезде амплитуда колебаний нарастает, непрозрачность частично ионизованного газа при максимальном сжатии увеличивается, и механическая работа, со- вершаемая слоем за цикл, оказывается все больше. Однако это проис- ходит лишь до тех пор, пока в данном слое газа остаются нейтраль- ные атомы. Как только все атомы ионизованы, дальнейшее усиление сжатия становится невозможным, так как приводит к уменьшению непрозрачности и увеличению потерь тепла, т. е. уменьшению величи- ны механической работы. Так происходит переход к предельному цик- лу (автоколебаниям), когда суммарный вклад всех слоев, возбуждаю- щих неустойчивость, компенсируется вкладом слоев, подавляющих колебания, т. е. когда суммарная работа всех элементарных тепловых машин равна нулю: А = 0. В зависимости от внутреннего строения звезды стадия роста амплитуды может занимать от одного десятка до многих тысяч пульсационных циклов (рис. 7.2). По сравнению со Рис. 7.2. Рост амплитуды пульсаций с последующим переходом к ав- токолебаниям. R — равновесный радиус. В цефеидах стадия роста ам- плитуды продолжается в течение многих тысяч циклов.
временем прохождения звездой стадии пульсационной неустойчив! сти этот промежуток достаточно короток, поэтому все наблюдаемы нами пульсирующие звезды находятся на стадии автоколебаний. Последующие многочисленные и более детальные исследовани подтвердили основные выводы пионерских работ Эддингтона и Жев< кина, и в научной литературе для обозначения описанного выше вг да неустойчивости используется термин «к-механизм». Благодаря ус пехам в области атомной физики были получены более точные дат ные о коэффициенте поглощения излучения различными химически ми элементами, и теперь ясно, что пульсационная неустойчивост] звезд может возникать не только в зоне частичной ионизации гели* но также в зонах ионизации других элементов. 7.3. Зависимость «период — средняя плотность» Основная характеристика звезды — ее масса М. Уверенная оценке этой важнейшей величины может быть получена, кроме Солнца лишь для двух групп объектов. Во-первых, для звезд, которые входят в состав тесных двойных систем с плоскостью орбиты, лежащей близ ко к лучу зрения: на основе анализа периодических затмений одной звезды другой и измерений скоростей движения звезд по орбите нахо дят орбитальные параметры двойной звездной системы, а с помощью третьего закона Кеплера — и массы обоих компонентов. Во-вторых, для пульсирующих звезд. Из теории самогравитирующих газовых ша- ров следует, что период радиальных колебаний Р связан со средней плотностью вещества р, т. е. массой М и радиусом звезды /?, следую- щим образом: 3 _ £ Р = <?Б = вррррр У р (ие) ImoJ где р0 = 1,41 г/см3, М0, /?0 - средняя плотность, масса и радиус Солн- ца. Величина Q в силу исторических причин называется пульсацион- ной константой, хотя на самом деле является медленно меняющейся функцией массы и радиуса Q = она вычисляется методами теории звездных пульсаций. Период пульсаций определяется из наблюдений с высокой точно- стью, а разработанные в последние годы наблюдательные методы по- зволяют измерять радиусы пульсирующих звезд с погрешностью ме- нее 10%. С наблюдательными оценками периода Р и радиуса /?, а так- же функцией Q = Q(M,R) зависимость «период — средняя плотность»
7.4. Классические цефеиды 253 превращается в нелинейное алгебраическое уравнение относительно массы звезды М. Решение этого уравнения дает нам единственный способ определения масс одиночных звезд. 7.4. Классические цефеиды Пульсационная неустойчивость возникает на определенных стадиях звездной эволюции, поэтому классификация пульсирующих перемен- ных звезд по продолжительности периода, форме кривой блеска и не- которым другим наблюдаемым признакам отражает их эволюцион- ный статус, т. е. принадлежность к группе звезд с определенными зна- чениями массы, возраста и химического состава. Лучше других ради- ально пульсирующих звезд изучены классические цефеиды, изменяю- щие свой блеск с периодом от одного дня до нескольких десятков су- ток. Светимость цефеид в 103— 104 раз превосходит светимость Солнца, а эффективная температура лежит в пределах 5000 К < Teff < 7000 К. Цефеидами становятся звезды с массой от 3 до 15 М© на стадии термо- ядерного горения гелия, наступающей после истощения водорода в центральной части звезды. Продолжительность стадии цефеиды нахо- дится в интервале от 106 до 107 лет. Условие гидростатического равновесия требует, чтобы с увеличе- нием массы звезды возрастала температура в ее центре. Скорость тер- моядерных реакций зависит от температуры в очень высокой степе- ни, поэтому чем больше масса звезды, тем выше ее светимость. Это- му правилу подчиняются и цефеиды. Узкий диапазон эффективных температур цефеид и соотношение «период — средняя плотность» не- избежно ведут к корреляции между периодом пульсаций Р и светимо- стью L. Эта корреляция, известная как зависимость «период — свети- мость» классических цефеид, была обнаружена в начале XX в. и стала одной из важнейших эмпирических зависимостей в астрономии, на которой основываются шкалы межзвездных и межгалактических рас- стояний. Определение эволюционного статуса классических цефеид — заме- чательное достижение теории эволюции звезд, однако уже первые оценки масс цефеид, выполненные с помощью зависимости «период — средняя плотность», показали существенное расхождение с выводами теории эволюции. В частности, массы цефеид, найденные из анализа наблюдаемых звездных пульсаций, систематически оказывались на 30-50% меньше значений, соответствующих расчетам звездной эволю- ции. Это расхождение не получало приемлемого объяснения на протя- жении двух с лишним десятилетий вплоть до появления более точных
254 Глава 7. Пульсации звезд данных об уравнении состояния и непрозрачности звездного вещест- ва. Лишь в конце XX в., когда удалось учесть многие миллионы атом- ных переходов в высокотемпературной плазме, состоящей из сотен ио- нов различных химических элементов, выяснилось, что ранее в теоре- тических исследованиях непрозрачность вещества существенно недо- оценивалась. Различие между прежними и новыми значениями коэф- фициента поглощения оказалось особенно велико (приблизительно вдвое) при температуре Т - 2 • 105 К, соответствующей ионизации эле- ментов группы железа. Использование более точных данных для уравнения состояния и коэффициента поглощения звездного вещества неизбежно повлекло за собой некоторую коррекцию как предсказаний теории звездной эволюции, так и значений пульсационной константы Q. В итоге мас- сы цефеид, определяемые методами теории звездных пульсаций, те- перь находятся в хорошем согласии с результатами расчетов теории звездной эволюции. Этот факт следует рассматривать как надежное подтверждение правильности наших представлений о внутреннем строении и эволюции звезд. Достижения атомной физики позволили не только устранить столь существенное противоречие двух теорий, но и глубже проанализировать пульсационные свойства цефеид, на- блюдаемых в других галактиках с иным содержанием химических эле- ментов. Анализ таких тонких эффектов важен для более точных оце- нок значений постоянной Хаббла, характеризующей скорость космо- логического расширения Вселенной. 7.5. Стоячие волны При пульсациях классических цефеид амплитуда радиального смеще- ния внешних слоев, как правило, не превосходит 0,1 радиуса звезды, а сами пульсационные движения с хорошей точностью описываются ко- лебаниями типа стоячей волны со свободной внешней границей. Это подразумевает, что двигающаяся от центра волна претерпевает во внешних слоях звезды полное отражение, и суперпозиция двух волн, распространяющихся во взаимно противоположных направлениях, да- ет стоячую волну. Для выполнения условия отражения необходимо, чтобы существенное изменение плотности газа во внешних слоях про- исходило на расстоянии, значительно меньшем длины волны, которая по порядку величины сравнима с радиусом звезды. В цефеидах усло- вие отражения выполняется с хорошей точностью, и лишь незначи- тельная доля механической энергии пульсаций «просачивается» во внешние слои звездной атмосферы в виде бегущих волн.
7.5. Стоячие волны 255 Рис. 7.3. Амплитуда сме- щения слоя Аг в зависи- мости от расстояния от центра звезды г при ра- диальных пульсациях в фундаментальной моде (/с = 0), первом (к= 1) и втором (к = 2) оберто- нах. У каждой звезды существует свой набор периодов радиальных ко- лебаний, который задается распределением вещества внутри звезды. При самом длительном из всех возможных периодов вдоль радиуса звезды укладывается половина длины пульсационной волны, амплиту- да смещения монотонно возрастает от центра до поверхности, а фаза смещения одинакова для всех слоев (рис. 7.3). Про звезды с таким ви- дом колебаний говорят, что они пульсируют в фундаментальной моде: к их числу принадлежат цефеиды с периодами больше 7 суток. Как и в музыкальных инструментах, колебания в звездах могут происходить также и в обертонах. Например, цефеиды с периодами короче 7 сут. пульсируют в первом обертоне. В этом случае вдоль ра- диуса укладывается 3/2 длины пульсационной волны, и в звезде име- ется слой газа — узел обертона, который остается неподвижным на протяжении всего пульсационного цикла. Положение узла обертона внутри звезды определяется условием: время пробега звуковой вол- ны от центра звезды до узла равно периоду пульсаций, а время рас- пространения звука от узла до поверхности вдвое меньше. Из-за не- равномерного распределения плотности газа внутри звезды узел пер- вого обертона находится недалеко от поверхности — в слое радиусом г» 0,83/?. При обертонных звездных пульсациях фаза смещения оста- ется постоянной в промежутках между узлами, а в самом узле скачко- образно изменяется на тг. Поэтому в звезде, пульсирующей в первом обертоне, внутренние слои колеблются в противофазе с внешними слоями. Обычно радиальные пульсации происходят в какой-либо одной моде (обертоне), и для определения порядка этого обертона можно продолжить аналогию с музыкальными инструментами. Например,
256 Глава 7. Пульсации звезд на струнном щипковом инструменте струна может звучать с удвоен- ной, утроенной и т. д. частотой при игре приемом флажолетов. Для этого струну слегка придерживают пальцем в узле, а звук извлекает- ся в окрестности пучности колебаний. Точно так же мода (порядок обертона), в которой происходят пульсации звезды, диктуется поло- жением области возбуждения неустойчивости относительно узлов и пучностей обертонов. Например, в цефеидах с периодами короче 7 сут. область частичной ионизации гелия всегда находится ближе к поверхности, чем узел первого обертона. Если в процессе роста ампли- туды пульсаций область возбуждения неустойчивости начинает за- хватывать узел, происходит переход к пульсациям в моде меньшего порядка. Вполне вероятно, что самые короткопериодические цефеи- ды пульсируют во втором обертоне. Пульсации цефеид в обертонах порядка к > 2 невозможны, так как зона ионизации должна находить- ся слишком близко к поверхности, и вклад этих слоев в раскачку коле- баний оказывается недостаточным по сравнению с подавлением неус- тойчивости во внутренних слоях звезды. Применительно к звездам колебания типа стоячей волны являют- ся математической абстракцией, так как предполагают консерватив- ность (адиабатичность) движений каждого сферического слоя. На са- мом деле при автоколебательном режиме существует некоторый по- ток механической энергии из области возбуждения неустойчивости. В цефеидах величина этого потока столь мала, что пульсации с хоро- шей точностью могут рассматриваться в адиабатическом приближе- нии. Малость потока механической энергии из области возбуждения неустойчивости — причина медленного роста амплитуды на стадии раскачки колебаний. Характерное время, в течение которого амплиту- да пульсаций цефеид увеличивается в е » 2,718... раз, измеряется сот- нями и тысячами периодов. 7.6. Фазовое отставание Изменения блеска пульсирующей звезды отражают главным образом изменения ее эффективной температуры, поэтому, очевидно, при адиабатических звездных пульсациях максимум светимости должен совпадать с моментом наибольшего сжатия звезды. Однако из наблю- дений известно, что максимум светимости цефеид отстает от миниму- ма радиуса на четверть периода и приблизительно отвечает моменту наиболее быстрого расширения внешних слоев. Такое фазовое запаз- дывание максимума светимости в течение долгого времени ставило в тупик сторонников пульсационной модели переменности цефеид, и
7.7. Красные гиганты 257 его объяснение пришло лишь благодаря более детальному понима- нию внутреннего строения звезд (Кокс, 1983). Фазовое отставание, наблюдаемое в цефеидах, нисколько не про- тиворечит тому, что пульсации этих звезд с хорошей точностью мо- гут считаться адиабатическими. В момент наибольшего сжатия звез- ды поток излучения достигает максимума на всем протяжении от внутренних слоев вблизи центра звезды до зоны ионизации водоро- да с температурой Т» 1,5 • 104 К. Эти слои находятся непосредственно под фотосферой, где формируется наблюдаемый непрерывный спектр излучения звезды. Несмотря на свою малую геометрическую толщину, зона ионизации водорода непрозрачна, и возрастание пото- ка излучения через эти слои сопровождается поглощением лучистой энергии, которая превращается в энергию ионизации атомов водоро- да. Таким образом, при наименьшем радиусе звезды максимум свети- мости только начинает перемещаться к поверхности, постепенно ио- низуя все более внешние слои нейтрального водорода. Мы наблюда- ем максимум светимости, лишь когда граница ионизации оказывает- ся в слоях со столь низкой плотностью газа, что затраты на его иони- зацию уже не могут поглотить весь избыток лучистой энергии. Та- ким образом, величина фазового сдвига задается распределением плотности газа во внешних слоях звезды, и детальные газодинамиче- ские расчеты хорошо воспроизводят эту наблюдаемую особенность цефеид. И все же пульсации не столь «безобидны» для звезд, как можно по- думать. В судьбе другого класса звезд — красных гигантов — они игра- ют драматическую роль. 7.7. Красные гиганты Свое название красные гиганты получили из-за низкой эффективной температуры (Teff « 3000 К), вследствие чего в оптическом диапазоне спектра основная доля излучения этих звезд приходится на красную область. Подавляющее большинство наблюдаемых красных гиган- тов — это звезды с массой, близкой к солнечной, но светимостью, бо- лее чем в 103 раз превосходящей светимость Солнца. Благодаря огром- ным радиусам и, следовательно, малому ускорению силы тяжести фи- зические условия во внешних слоях красных гигантов оказываются благоприятными для возникновения звездного ветра. По данным на- блюдений, темп потери массы в виде звездного ветра составляет у красных гигантов М< 1О"6М0/год. Поэтому звезда довольно быстро теряет весь оставшийся во внешних слоях водород, превращается в ге-
258 Глава 7. Пульсации звезд лиевую звезду с углеродно-кислородным ядром и перестает быть красным гигантом из-за быстрого уменьшения своего радиуса. Относительно физической природы звездного ветра красных ги- гантов выдвигались различные гипотезы, однако в последние годы об- щепринятой стала модель, в которой ключевую роль играют звезд- ные пульсации. В отличие от цефеид, радиальные пульсации красных гигантов характеризуются большой амплитудой смещения внешних слоев, сравнимой с радиусом звезды: Дг/7? «1. В течение каждого пуль- сационного цикла во внешних слоях красного гиганта возникает удар- ная волна, которая движется по направлению от звезды. Из-за ударно- го сжатия температура газа кратковременно возрастает до 7~105 К, и ударная волна обнаруживается по интенсивным эмиссионным лини- ям бальмеровской серии водорода, которые служат одним из основ- ных наблюдательных признаков принадлежности к миридам — пуль- сирующим красным гигантам. Периодические ударные волны приводят к существенному измене- нию структуры протяженной звездной атмосферы. По мере удаления от звезды связанная с тяготением возвращающая сила убывает, в то время как интервал времени между прохождением последовательных ударных волн остается неизменным. В результате внешние слои не ус- певают вернуться в исходную точку к тому моменту, когда их настига- ет следующая ударная волна. Усредненный за пульсационный цикл радиус слоя постепенно возрастает, скорость течения газа после про- хождения очередной ударной волны становится все ближе к скоро- сти убегания, а изменение плотности газа как функция радиуса при- ближается к зависимости вида р ос г-2, соответствующей стационар- ному сферически-симметричному истечению вещества. Вследствие перестройки структуры внешних слоев под воздейст- вием периодических ударных волн происходит значительное (не- сколько порядков величины) увеличение плотности газа по сравне- нию с распределением плотности при гидростатическом равновесии. Парциальное давление некоторых молекулярных соединений во внеш- них слоях звездной атмосферы становится больше давления насы- щенного пара, и при температуре ниже 1 000 К в потоке истекающего газа конденсируются пылевые частицы. Обладая высокой поглощательной способностью, пылевые части- цы ускоряются давлением излучения звезды и посредством трения ув- лекают за собой газ (рис. 7.4). Присутствие пылевых частиц вокруг красных гигантов обнаруживается по избыткам инфракрасного излу- чения (по сравнению с распределением энергии в спектре излучения
7.1. Красные гиганты 259 Рис. 7.4. Радиусы отдельных слоев вещества г пульсирующего красного гиганта в единицах равновесного радиуса фотосферы R. Под действием периодических ударных волн (их траектории показаны пунктиром) са- мые внешние слои достигают области конденсации пылевых частиц. Дальнейшее ускорение этих слоев газа обусловлено передачей импульса от пылевых частиц, ускоряемых давлением излучения звезды. абсолютно черного тела с температурой Teff) и по линейной поляриза- ции оптического излучения звезды, свидетельствующей об отклоне- ниях от сферической симметрии в пространственном распределении рассеивающих свет пылевых частиц. Таким образом, анализ радиальных пульсаций позволил объяс- нить как возникновение звездного ветра красных гигантов, так и при- сутствие в их околозвездной среде пылевых частиц. Однако до сих пор остается ряд нерешенных проблем, связанных с природой пульса- ционной неустойчивости красных гигантов. Эти звезды отличаются от цефеид не только большими амплитудами пульсаций, но также тем, что в зоне ионизации гелия перенос энергии происходит преиму- щественно за счет конвекции, и эти слои, по всей видимости, не участ- вуют в раскачке колебаний из-за малого потока излучения. Кроме то- го, остается неясным вопрос о порядке пульсационной моды мирид. Согласно некоторым исследованиям, мириды пульсируют в фундамен- тальной моде, но имеется ряд аргументов в пользу гипотезы, предпо- лагающей пульсации в первом обертоне. Этот вопрос имеет принци-
260 Глава 7. Пульсации звезд пиальное значение, поскольку от его решения зависят оценки свети- мости красных гигантов. Результаты немногочисленных до сих пор газодинамических рас- четов, моделирующих самовозбуждающиеся радиальные пульсации красных гигантов, показывают, что неустойчивость этих звезд может быть связана с изменениями коэффициента поглощения в зоне иони- зации водорода. К сожалению, эти выводы отягощены значительными неопределенностями из-за отсутствия строгой теории переноса энер- гии турбулентной конвекцией. Более того, до сих пор не сформулиро- ван подход к описанию взаимодействия конвективных элементов с пульсационными движениями в звезде. Возможно, необходимые ре- цепты будут найдены на основе трехмерных газодинамических расче- тов, моделирующих конвективный теплообмен в звездах. 7.8. Проблемы и перспективы За пять десятилетий, прошедших после публикации первых работ С. А. Жевакина, были развиты различные приложения теории звезд- ных пульсаций. Механизм возбуждения пульсационной неустойчиво- сти, связанный со свойствами непрозрачности вещества в зонах иони- зации, оказался настолько универсальным, что позволяет объяснить наблюдаемую переменность как радиально, так и нерадиально пуль- сирующих звезд. Выше мы затронули лишь несколько тем, однако и они наглядно иллюстрируют роль теории звездных пульсаций в со- временной астрофизике. К сожалению, из-за значительной сложности описания нерадиаль- ных колебаний звезд нам пришлось опустить обсуждение астросейс- мологии — направления, которое в последнее время значительно рас- ширило круг задач, решаемых теорией звездных пульсаций (Unno et al., 1989). При нерадиальных колебаниях неустойчивость обычно про- является в нескольких модах, и количество неустойчивых мод нередко исчисляется десятками. Современные методы астрономических изме- рений и их обработки позволяют выделять отдельные периодические составляющие из обширных рядов разрозненных наблюдательных данных. При отождествлении наблюдаемых периодов с определенны- ми нерадиальными модами удается реконструировать внутреннее строение звезды. Методами астросейсмологии определяют глубину распространения внешней конвективной зоны звезды, выясняют рас- пределение скорости осевого вращения звезды и молекулярной массы ее вещества вдоль радиуса. Наблюдаемые изменения периодов неради- альных мод служат непосредственным тестом на правильность выво-
7.8. Проблемы и перспективы 261 дов теории охлаждения белых карликов, представляющих собой фи- нальную стадию эволюции звезд с массой, близкой к солнечной. Теория звездных пульсаций — одно из направлений радиацион- ной газовой динамики, и она сталкивается со свойственными этому разделу физики трудностями. Например, даже в простейшем случае бесконечно малых адиабатических радиальных звездных пульсаций решение уравнений не может быть получено в аналитическом виде, поэтому в основе всех результатов теории лежат трудоемкие вычисле- ния. Современные компьютеры позволяют моделировать лишь сфери- чески-симметричные звездные пульсации, тогда как анализ неради- альных звездных пульсаций проводится в линейном приближении, предполагающем бесконечно малые амплитуды смещения. Несомнен- но, по мере роста производительности компьютеров возможности вы- числительной радиационной газовой динамики распространятся на решение трехмерных задач и получит развитие нелинейная теория нерадиальных звездных пульсаций. Литература Бердников Л. Н., Расторгуев А. С., Самусь Н. Н. Современные наблюдения класси- ческих цефеид // Природа. 2006. № 8. с. 23-28. Жевакин С. А. К теории цефеид // Астрон. журн. 1953. Т. 30. С. 161-179. Жевакин С. А. К теории звездной переменности. II // Астрон. журн. 1954. Т. 31. С. 141-153. Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций. М.: Мир, 1983. Eddington A. S. The Internal Constitution of the Stars. Cambridge, 1926. Eddington A. S. On the cause of Cepheid pulsation // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1941. Vol. 101. P. 182-194. Unno W., Osaki Y., Ando H. et al. Nonradial Oscillations of Stars. Tokyo, 1989. Zhevakin S. A. Physical Basis of the Pulsation Theory of Variable Stars // Annual Review of Astron, and Astrophys. 1963. Vol. 1. P. 367-400.
^Тлава ПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ 6. П. Архипова ланетарная туманность — это очень разреженная и очень протя- Иженная светящаяся газовая оболочка, окружающая горячую звез- ду и сформировавшаяся на поздней стадии эволюции этой звезды из ее вещества (рис. 8.1). Сама звезда, как правило, находится в центре туманности и видна как яркая точка; ее называют ядром туманности. Свое название «планетарные» туманности получили по причине их внешнего сходства с изображениями далеких планет, светлые диски которых отличаются от точечных изображений звезд. В настоящее время в нашей Галактике известно свыше 2000 планетарных туманно- стей. В других галактиках они также открыты, но внегалактические планетарные туманности, в отличие от близких к нам, выглядят как звезды, поскольку их угловые размеры очень малы. Они открыты в Большом и Малом Магеллановых Облаках, в Туманности Андромеды, в других членах Местной группы галактик, а также в галактиках скоп- ления в Деве и в еще более далеких. 8.1. История открытия планетарных туманностей и их каталоги Планетарные туманности — сравнительно тусклые объекты, поэтому невооруженным глазом ни одна из них не видна. Впервые как объекты особого типа их описал Вильям Гершель в конце XVIII в. Но самые яр- кие и большие из них были занесены еще в каталог Мессье — это ту- манность Кольцо в Лире (рис. 8.3), М 27 в Лисичке, М 97 в Большой Медведице, М 76 в Персее. В каталоге NGC и его дополнении IC, содер- жащих более 12 000 ярких объектов незвездного вида: галактик, звезд- ных скоплений, газовых туманностей, — содержатся 123 планетарные туманности, открытые к концу XIX в. Поиски планетарных туманно- стей в нашей Галактике были продолжены в XX в. при помощи широко- уголных снимков неба с объективной призмой и по картам Паломар- ского атласа. Этой работой активно занимались Рудольф Минковский, Гильермо Аро,