|
|
ГЛАВА I "ЧТО ТАКОЕ ДВОЙНАЯ СИСТЕМА?"
Почему звезды разные
Чтобы воочию убедиться в том, насколько звезды разные, взгляните с помощью небольшого телескопа на двойную beta Лебедя (Альбирео). Это одно из самых поразительных зрелищ, которое доступно любителям астрономии. В поле зрения телескопа вы увидите рядом две звезды ≈ голубого и оранжевого цвета. Почему столь разные цвета? Предметы, окружающие нас, тоже имеют разные цвета. Как правило, это связано с различиями в их химическом составе, свойствах поверхности и т. д. Значит, причиной различий в цвете может быть химический состав. Но мы знаем, что цвет тела зависит еще от температуры. Например, нагревая металл, мы увидим, что сначала он раскаляется докрасна, а потом добела. Так почему же цвет звезд разный? Из-за различий в температуре или в химическом составе?
Ответить на этот вопрос нам поможет спектральный анализ. Нужно снять спектр звезды, затем определить, каким химическим элементам принадлежат спектральные линии. Оказалось, что в спектрах звезд разного цвета наблюдаются линии разных химических элементов. В видимом спектре Солнца самыми сильными линиями являются линии кальция. У голубых звезд линии кальция не наблюдаются, и главными оказываются линии водорода, а у белых ≈ преобладают линии гелия. Значит, звезды выглядят по-разному из-за различия в химическом составе.
Это совсем не так. Дело в том, что мощность спектральных линий того или ино о химического элемента в спектре звезды определяется в основном температурой атмосферы звезды. У желтых звезд типа Солнца самыми сильными линиями в видимом спектре являются линии однажды ионизованного кальция (однажды ≈ значит, что у него оторван только один электрон). Но в спектрах голубых звезд линии кальция исчезают, потому что эти звезды горячее. В их атмосферах весь кальций почти полностью ионизован (от него оторван не один, а практически все электроны). При нагревании в первую очередь распадаются (ионизуются) атомы со слабой энергией связи. Поэтому линии таких атомов не наблюдаются в спектрах очень голубых звезд, хотя химический состав примерно одинаков почти у всех звезд. По массе на 70 % звезды состоят из водорода, 29 % ≈ гелия, а остальное приходится на более тяжелые элементы.
Для характеристики цвета (или температуры) звезды астрономы используют спектральную классификацию. Каждой звезде в зависимости от ее спектра приписывается одна из букв следующего ряда:
O B A F G K M .
Классы располагаются в порядке убывания температур звезд, от горячих с температурами в несколько десятков тысяч градусов (звезды О ≈ В) до холодных с температурами в несколько тысяч градусов (звезды типа К ≈ М). Для запоминания спектральных классов было придумано несколько вариантов шуточных фраз. Есть русский вариант: ⌠Один Бритый Американец Финики Жевал Как Морковь■. Желающие могут воспользоваться английским вариантом: ⌠О
Be A Fine Girl Kiss Me!■*).Поначалу вполне хватало семи букв, но потом оказалось, что различия между звездами тоньше. Пришлось каждый спектральный класс разбить на 10 подклассов, обозначая каждый класс одной из семи букв и цифрой от О до 9 в таком порядке: ...В9, АО,
Al, A2, ...,А9,... Солнце имеет спектральный класс G4. Таких звезд в нашей Галактике миллионы.Звезды отличаются по температуре в десятки раз ≈ от нескольких десятков тысяч градусов до тысяч градусов. Спектральная классификация позволяет определять температуру поверхности звезд. Но еще сильнее звезды отличаются по светимости. Напомним, что светимостью
L звезды называется количество энергии, которое она излучает в единицу времени. Фактически светимость ≈ это мощность, выделяемая в виде света. Светимость Солнца равна Lo=4-1026 Вт. Есть звезды в миллион раз мощнее и в тысячи раз слабее Солнца, следовательно. Солнце по своей светимости ≈ ничем не примечательная звезда.Для характеристики светимости звезды пользуются абсолютными звездными величинами. Если бы мы поместили все звезды на расстояние 32,6 световых лет (10 парсеков), то их видимые величины и равнялись бы абсолютным. Солнце имеет абсолютную величину 4,7. Но звезды находятся на разных расстояниях от нас, и по их видимому блеску ничего нельзя сказать об их светимости или абсолютной звездной величине. Как же удалось установить, что звезды имеют разную светимость?
Во-первых, для этого можно воспользоваться двойными системами ≈ ведь обе звезды двойной заведомо находятся от нас на одинаковом расстоянии. Поэтому если нам кажется, что одна из них ярче другой, это значит,
что она мощнее.
В двойной системе мы можем сравнивать только две звезды, а в звездных скоплениях ≈ тысячи. Ближайшие к нам скопления звезд ≈ это Плеяды и Гиады. В каждом скоплении сотни звезд, и все они находятся примерно на одном и том же расстоянии от нас. Прекрасная возможность исследовать различия в светимости между звездами! Этой возможностью впервые воспользовался датский астроном Эйнар Герцшпрунг в начале
XX века. Для звезд скоплений Плеяды и Гиады он построил две одинаковые диаграммы ≈ зависимость видимой звездной величины от температур звезд (реально он пользовался не температурой, а прямо наблюдаемой степенью голубизны звезд).Через несколько лет, независимо от Герцшпрунга, американский астроном Генри Рессел начал строить аналогичные диаграммы для звезд, находящихся на известных расстояниях. Теперь эти диаграммы называются диаграммами Герцшпрунга ≈ Рессела. Среди сотен различных типов диаграмм, построенных астрономами за последние 100 лет, самой знаменательной оказалась диаграмма Герцшпрунга ≈ Рессела (рис. 26).
Уже на первых диаграммах, построенных Ресселом и Герцшпрунгом, было заметно, что звезды не ⌠разбредаются■ по диаграмме, а собираются ⌠стадами■ вдоль некоторых линий. Подавляющее число звезд вытянулось вдоль диагональной линии, называемой главной последовательностью. Туда же, кстати, ⌠прибилось■ и наше Солнце. От главной последовательности отделяется горизонтальная ветвь звезд гигантской светимости. Звезды образовали искаженную букву ⌠у■. ⌠Стадный инстинкт■ явно указывал на то, что между спектральным классом и светимостью звезды существует определенная ≈ хотя и не однозначная ≈ зависимость.
Таинственная диаграмма стала ясной лишь после того, как была построена теория внутреннего строения и эволюции звезд. Эта теория (о ней подробно рассказывается в следующей главе) объяснила, почему большинство звезд группируются на главной последовательности и почему вообще существует главная последователь- ность. Главная последовательность представляет собой
геометрическое место точек, в которых звезды проводят наибольшее время. Чем меньше масса звезды, тем она холоднее и тем меньше ее светимость. Но звезды не вечно ⌠сидят■ на главной последовательности. Рано или поздно они сходят с нее сначала в область субгигантов, потом ≈ гигантов и т. д.Теория эволюции звезд показывает, что чем больше масса звезды, тем меньшее время она проводит на главной последовательности. Звезды типа Солнца живут на
Спектральный класс
Рис.
26. Диаграмма Герцшпрунга ≈ Ресселаглавной последовательности миллиарды лет, а голубые О-В звезды ≈ в сотни раз меньше. Другими словами, чем массивнее звезда, тем быстрее она сгорает. А сама главная последовательность соответствует последовательности звезд равной массы (массы голубых звезд больше, чем красных). Массы самых холодных звезд примерно в 10 раз меньше
M (Солнца) а горячих ≈ в десятки раз больше mq. Значит, для подавляющего числа звезд в Галактике их различия обусловлены различиями в массах.*) О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня.
