Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

Астрономы могут зарегистрировать, насколько сильно и с какой скоростью возрастает и уменьшается яркость затменно-двойных систем, а также, как различаются затмения двух типов, когда закрывающая и закрываемая звезды меняются ролями. Все эти данные позволяют сделать выводы о природе таких звезд. Здесь мы рассмотрим одну из затменно-двойных систем, открытую в 30-х годах. Она дала возможность изучить звезды, принадлежащие к числу так называемых сверхгигантов. Эта двойная система позволила узнать о сверхгигантах существенно больше, чем надеялись астрономы. Речь идет о звезде из созвездия Возничего. Она называется Дзета Возничего. Астрономы уже давно знали, что эта звезда двойная, хотя компоненты этой двойной системы (в отличие от Сириуса) не видны в телескоп. Изучение ее спектра показало, что система состоит из двух звезд: горячей и холодной. Поэтому астрономы пришли к выводу, что эта система двойная, и предположили, что она может быть затменно-двойной.

Зимой 1931/32 г. астроном Иозеф Хопман и ученый из Бабельсберга Хериберт Шнеллер изучали эту звезду в обсерватории в Лейпциге с помощью фотометра, который позволял точно измерять яркость звезд. Это позволило им сделать открытие. Примерно за 24 часа яркость звезды упала на 65 % (рис. 1.2). Затем в течение 37 дней яркость звезды не менялась, после чего за 24 часа она вновь возросла до нормального уровня. Этот процесс повторяется каждые 972 дня. Изучение последующих циклов затмения в этой системе позволило получить много сведений. Перечислим главные из них: горячая звезда Дзета Возничего В имеет температуру поверхности примерно 11 тысяч градусов и по размерам приблизительно в три раза больше Солнца. Ее масса примерно в 10 раз больше солнечной. Более холодная звезда Дзета Возничего А имеет температуру поверхности всего лишь около 3400 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца составляет примерно 5800 градусов. [2]Дзета Возничего А по массе в 22 раза больше Солнца, а ее радиус-и это самое интересное-в 200 раз больше солнечного! Эта звезда настолько велика, что в ее объеме может поместиться не только Солнце, но и вся орбита Земли! Минимум яркости наблюдается, когда горячая звезда скрывается за красным гигантом и 37 дней остается позади него (рис. 1.3). Когда горячая звезда находится перед холодной, она закрывает лишь небольшую долю его видимой поверхности. Закрытая часть поверхности большой звезды вносит пренебрежимо малый вклад в общую светимость системы. Поэтому второе понижение яркости не удается заметить.

Рис. 1.2 Кривая яркости звезды Дзета Возничего. В течение одного дня яркость падает примерно на 65 %. Затем звезда 37 дней светит слабо, после чего в течение дня опять возвращается к нормальной яркости. Через 972 дня это явление повторяется.

Рис. 1.3. Двойная система Дзета Возничего. Так она была бы видна с Земли, если бы ее компоненты можно было различить в телескоп. В действительности обе звезды не удается разрешить, и их свет сливается в одну яркую светящуюся точку. Вклад меньшей звезды составляет более половины общей яркости системы. Поэтому, когда она в течение 37 дней находится позади своего крупного соседа, мы видим только его свет. В это время наблюдаемая общая яркость системы понижается более чем вдвое (см. рис. 1.2). Малая звезда обращается вокруг большой за 972 дня.

А теперь обсудим подробнее звезды, входящие в двойную систему Дзета Возничего. Горячая звезда не слишком сильно отличается от Солнца и от Сириуса А. Она, конечно, тяжелее, а ее диаметр больше, но средняя плотность вещества в ее недрах достаточно близка к плотности Солнца: одна треть грамма в одном кубическом сантиметре. Холодная звезда обладает совсем иными свойствами. В одном кубическом сантиметре ее объема содержится в среднем лишь 3 миллионных доли грамма вещества. Звезды такого типа называют сверхгигантами.

Таким образом, мы познакомились уже с тремя существенно разными сортами звезд:

1. Нормальные звезды — дальше мы будем их так называть, подобные Солнцу, Сириусу А и горячей звезде из системы Дзета Возничего. Средняя плотность вещества в таких звездах изменяется от одной десятой до нескольких граммов на кубический сантиметр.

2. Мы знаем также, что существуют белые карлики с чрезвычайно высокими плотностями вещества — около 1000 килограммов на кубический сантиметр.

3. И наконец, мы узнали, что среди звезд существуют гиганты с плотностью порядка одной миллионной грамма на кубический сантиметр.

Даже в самый большой телескоп звезды этих трех типов видны как крохотные световые точки, которые выглядят почти одинаково и лишь слегка различаются по цвету и яркости. Но, как мы увидели, уже первое знакомство с этими объектами показывает, насколько сильно могут отличаться звезды друг от друга. Чтобы разобраться в этом разнообразии, мы должны навести порядок среди более чем 100 миллиардов звезд, которые вместе с Солнцем образуют нашу Галактику.

В предыдущей главе мы увидели, насколько разными могут быть звезды. Среди них есть тяжелые ярко-голубые звезды и красные звезды небольшой массы. На ночном небе можно увидеть большие звезды красного цвета — красные гиганты и сверхгиганты и маленькие белые звезды белые карлики, а нас можно сравнить с мотыльками-однодневками, которые пытаются в этом многообразии увидеть, как происходит эволюция звезд.

Сегодня эта задача уже решена, и эволюция звезд по меньшей мере в основных чертах понятна. Ниже мы увидим, как это удалось астрофизикам. Прежде всего необходимо было навести порядок во всем многообразии наблюдаемых звезд. Для этого надо выбрать характеристики звезд, поддающиеся экспериментальному измерению.

Проще всего количественно оценить температуру поверхности звезд. Эта задача не кажется слишком сложной, поскольку температура непосредственно влияет на цвет звезды. Глядя на звездное небо, мы не подозреваем, что звезды имеют разный цвет. Его можно определить, если сравнивать фотографии небесной сферы, сделанные через фильтры разного цвета. Голубые звезды имеют высокую температуру, красные-низкую. Сам по себе цвет звезды не позволяет точно определить температуру ее поверхности, для этого надо изучить спектр ее излучения. Но в принципе можно определить температуру светящейся поверхности практически для всех достаточно ярких звезд на небе. Она близка к температуре поверхности Сириуса А, главной звезды в двойной системе Сириуса. Ее температура составляет примерно 9500 градусов, и она принадлежит к наиболее горячим звездам. Вблизи туманности Ориона можно найти звезды, температура поверхности которых достигает 20 тысяч градусов. В то же время Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона, даже невооруженному глазу видится красной. Следовательно, это холодная звезда; температура ее поверхности составляет 3000 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца равна примерно 5800 градусам.