Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин

Рис. 11.15. Звезда Бетельгейзе выглядит имеющей разные размеры и форму, если фотографировать ее в оптическом, дальнем инфракрасном и микроволновом диапазонах. На правом снимке центр звезды закрыт черным кружком, внутри которого в том же масштабе помещено предыдущее изображение.

Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы ее измеряем? На оптических снимках звезда четко ограничена в пространстве, и кажется, что вокруг ничего нет. Значит, сфотографировали Бетельгейзе в видимом свете, приложили линейку к изображению — и готово? Но это, оказывается, еще не всё. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения (рис. 11.15) видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон — и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, она в несколько раз крупнее всей нашей Солнечной системы.

Звезда в общем случае — это газовое образование, которое не замкнуто в жестких стенках (в космосе их нет) и поэтому не имеет границ. Формально любая звезда простирается бесконечно (точнее, пока не достигнет соседней звезды), интенсивно испуская газ, который называют звездным ветром (по аналогии с солнечным ветром). Поэтому, говоря о размере звезды, всегда нужно уточнять, в каком диапазоне излучения мы его определяем, тогда будет более понятно, о чем речь.

Размеры и массы 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 намного крупнее входящих в ее систему планет. Масса Солнца (М☉) составляет около 2 · 1030 кг: оно массивнее Земли в 333 000 раз и Юпитера — в 1000 раз. Размер и массу других звезд обычно выражают в единицах размера и массы Солнца — довольно типичной звезды.

Самые массивные среди известных звезд примерно в 150 раз массивнее Солнца. А вот указать минимальную массу звезды не так просто: 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 М☉. Следовательно, самые массивные звезды 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 примерно в 1500 раз, при этом некоторые из них не отличаются существенно от Солнца по массе, а значит, имеют среднюю плотность в миллионы 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.

Самые маленькие в мире звезд — белые карлики и нейтронные звезды. Белые карлики сравнимы по размеру с Землей, но при этом их массы близки к солнечной. Поэтому средняя плотность вещества белого карлика превышает солнечную в десятки миллионов раз. Нейтронные звезды в несколько раз массивнее белых карликов и намного 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, радиусах и светимости звезд — это фундамент, на котором покоится теория строения и эволюции звезд. К сожалению, астрономы не могут похвастаться высокой точностью определения этих параметров. Для вычисления каждого из них необходимо знать расстояние до звезды, а измерить его с высокой точностью удается лишь для ближайших к Солнцу звезд, среди которых преобладают маломассивные карлики и почти нет гигантов и звезд большой массы. Кроме этого, определить массу звезды возможно лишь в том случае, если она является членом двойной или кратной системы, что еще сильнее сужает круг пригодных для измерения объектов. Но еще труднее измерить размер звезды. 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.

Гарвардская классификация спектров

Настоящие спектры звезд, несомненно, очень сложны. Они совсем не похожи на спектры отдельных химических элементов, которые мы привыкли видеть в справочниках. Например, даже в узком оптическом диапазоне солнечного спектра — от фиолетовой области до красной, — который наш глаз как раз и видит, линий очень много (рис. 11.16), и разобраться в них совсем не просто. Узнать даже на основе детального, высокодисперсного спектра, какие химические элементы и в каком количестве присутствуют в атмосфере звезды, — большая проблема, которую астрономы не могут решить до конца.

Рис. 11.16. В одном только оптическом диапазоне спектра солнечного света содержатся десятки тысяч линий, по которым можно расшифровать элементный состав солнечной атмосферы.

Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадаются гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX в. была открыта радиоактивность, и когда люди задумались об источниках энергии звезд, они вспомнили, что в спектре Солнца много линий металлов, и предположили, что распад урана или радия греет внутренности нашего Солнца. Однако оказалось, что это не так.

Первая классификация звездных спектров была создана в Гарвардской обсерватории (США) руками примерно дюжины женщин. Кстати, почему именно женщин — вопрос интересный. Обработка спектров — это очень тонкая и кропотливая работа, для выполнения которой директору обсерватории Э. Пикерингу надо было взять помощников. Женский труд в науке тогда не очень приветствовался и оплачивался намного хуже мужского: на те деньги, которые были у этой небольшой обсерватории, можно было нанять либо двух мужчин, либо дюжину женщин. И тогда впервые в астрономию было