Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. В настоящее время техника астрономических спектральных исследований стала очень тонкой и рафинированной. В частности, широко применяются новейшие достижения электроники и других областей современной технической физики. Мы, естественно, не можем здесь по этому поводу писать сколько-нибудь подробно. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами О, В, A, F, G, К, М. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами В и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и т. д. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой T. Эти температуры плавно меняются от 40—50 тысяч кельвинов у звезд класса О до 3000 кельвинов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходится на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности Земли. Однако в последние годы были запущены специализированные искусственные спутники Земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение звезд.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам (рис. 1.1). Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Прежде всего, в итоге большой работы удалось выполнить количественный химический анализ этих слоев. Несмотря на то, что спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга, химический состав в первом приближении оказался удивительно сходным. Различия в спектрах в первую очередь объясняются различием в температурах наружных слоев звезд. По этой причине состояние ионизации и возбуждения разных элементов в наружных слоях звезд резко отличается, что приводит к сильным различиям в спектрах.

Рис. 1.1: Спектры звезд разных классов.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10 000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд — это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Этот результат, как мы увидим дальше, имеет исключительно важное значение для всей проблемы строения и эволюции звезд.

Хотя химический состав звезд в первом приближении одинаков, все же имеются звезды, показывающие определенные особенности в этом отношении. Например, есть звезды с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются удивительные объекты с аномально высоким содержанием редких земель. Если у подавляющего большинства звезд обилие лития совершенно ничтожно (

10^{– 11} от водорода), то изредка попадаются «уникумы», где этот редкий элемент довольно обилен. Укажем еще на два редких феномена. Есть звезды, в спектрах которых обнаружены линии несуществующего на Земле в «естественном» состоянии элемента технеция. Этот элемент не имеет ни одного устойчивого изотопа. Самый долгоживущий изотоп живет всего лишь около 200 000 лет — срок по звездным масштабам совершенно ничтожный. Столь удивительная аномалия в химическом составе должна означать, что в наружных слоях этих во многом еще загадочных звезд происходят ядерные реакции, приводящие к образованию технеция. Наконец, известна звезда, в наружных слоях которой гелий представлен преимущественно в виде редчайшего на Земле изотопа ³Не.

Все эти интересные и, несомненно, очень важные аномалии химического состава звезд мы в этой книге, конечно, рассматривать не можем. Это увело бы нас слишком далеко в сторону. К счастью, для основной интересующей нас проблемы эволюции звезд эти редчайшие исключения, обусловленные некоторыми специфическими процессами в их наружных и внутренних слоях, не имеют большого значения.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми; звезды же спектральных классов К и М — красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезды характеризуется разностью ее величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («B»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V »). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B– V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной классификации. Как мы увидим в § 12, массовое определение цветов слабых звезд в скоплениях явилось наблюдательной основой современной теории звездной эволюции.

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как (как уже говорилось выше) звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана — Больцмана:

(1.4)

где

= 5,6

10^{– 5} — постоянная Стефана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно, будет равна

(1.5)

где R — радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды нужно знать ее светимость и температуру поверхности. Заметим, что речь идет о «болометрической светимости», т. е. мощности излучения во всем диапазоне электромагнитных волн, включая ультрафиолетовые и инфракрасные волны. В свою очередь болометрическая светимость выводится из ее абсолютной болометрической звездной величины. Последняя получается из «обычной» абсолютной величины путем прибавления так называемой «болометрической поправки», зависящей только от температуры поверхности звезды.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не очень просто. А главное существует не так уже много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты a и период обращения P известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

(1.6)

Здесь M₁ и M₂ — массы компонент системы, G = 6,67

10^{– 8} г^{– 1}

см³

с^{– 2} — постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение (1.6) дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей обеих компонент, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким способом определить массы каждой из звезд. Для неотличимых по отдельности, близких друг к другу звезд («тесные пары») этого уже сделать нельзя. Например, в случае спектрально-двойных звезд (см. начало § 2) если наблюдается лишь спектр одной из компонент, то из наблюдений можно определить только «функцию масс»: комбинацию масс компонент и синуса угла наклона плоскости орбиты к лучу зрения,

Если известны спектры обеих компонент (что бывает сравнительно редко), то можно определить величины M₁ sin ³i и M₂ sin ³i. И уже совсем плохо обстоит дело с определением масс одиночных звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной (т. е. не входящей в состав кратных систем) звезды. И это весьма серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Дело в том, что, как мы увидим в конце этой части книги, сам характер звездной эволюции в тесных двойных системах не такой, как у одиночных звезд. Поэтому «представительными» являются лишь определения масс для далеко отстоящих друг от друга и поэтому, как можно полагать, независимо эволюционирующих звезд. Но и здесь следует быть осторожным (см. § 14). Крайне неудовлетворительно обстоит дело с определением масс одиночных необычных (или, как говорят астрономы, «пекулярных») звезд. Но о таких «уродах» мы пока говорить не будем... Хочется верить, что когда-нибудь астрономы научатся определять массы одиночных звезд способом, о котором сейчас мы не имеем даже понятия...

Все же для нормальных звезд с учетом оговорок, сделанных выше, массы определяются с удовлетворительной точностью.

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой (1.5) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, уже давно была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически то же самое,— цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел. Если нанести на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектры (или соответствующие им цвета B– V ), а по оси ординат — светимости (или абсолютные величины), положения большого количества звезд, то, как оказывается, они отнюдь не располагаются беспорядочным, случайным образом, а образуют определенные последовательности. Такая диаграмма (носящая название «диаграммы Герцшпрунга — Рессела») для близких звезд, удаленных от Солнца на расстояние, не превышающее 5 парсек, изображена на рис. 1.2. Из этого рисунка видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, тянущейся от верхнего левого угла диаграммы вниз вправо. Эта полоса называется «главной последовательностью». Спектральный класс звезд главной последовательности непрерывно меняется от В до М. Кроме этой последовательности, вырисовывается небольшая группа из пяти звезд, расположенная в нижнем левом углу диаграммы. Эти звезды принадлежат к сравнительно «раннему» спектральному классу и имеют абсолютную величину 10—12^m, т. е. их светимость в сотню раз меньше, чем у Солнца, а цвет «белый». Поэтому эта группа звезд уже давно получила название «белых карликов».