Коллектив авторов - Космос. От Солнца до границ неизвестного

– Насколько большой интерес вызывает у людей возможность присваивать имена объектам на Марсе?

– На Марсе полмиллиона безымянных объектов. За два года нашей деятельности названия получили почти 20 000 объектов. Простые люди охотно дают имена космическим объектам. Параллельно мы создаем полную карту Марса, и с участием всех желающих это происходит намного быстрее.

– МАС, который является непререкаемым арбитром в деле наименования тел в Солнечной системе и отдельных деталей на их поверхности, недавно запустил свою собственную публичную схему наименования экзопланет. Как вы к этому относитесь?

– Многие члены МАС говорили мне, что действия, предпринятые Uwingu , стимулировали их собственную активность. В галактике около 160 миллиардов планет, а на Земле только 7 или 8 миллиардов людей, поэтому планет на всех хватит.

Размер типичного объекта в облаке Оорта – порядка нескольких километров, и такой объект находится в полнейшей космической темноте. Он слишком слаб и далек, чтобы наши телескопы могли его обнаружить. Но объекты облака Оорта должны затмевать и отклонять лучи света, исходящего от далеких звезд, а эти эффекты могут помочь астрономам измерить размеры интересующих тел и расстояния до них. Мерцание из-за турбулентности в земной атмосфере делает обнаружение объектов из облака Оорта с помощью наземных детекторов невозможным, но будущие обзоры на космических телескопах смогут обнаружить их в большом количестве.

Наша Галактика служит пристанищем для сотен миллиардов звезд. Не найдется и двух полностью похожих. Одни из них яркие, другие тусклые; одни голубые, другие белые, желтые, оранжевые или красные; некоторые из них огромные, другие крошечные; некоторые только что родились, а другие стареют и вот-вот умрут. Разгадка природы звездного света стала одним из величайших триумфов прошлого века, но есть много странных звезд, процессы на которых мы до сих пор не понимаем.

Чтобы разобраться во всем многообразии звезд, астрономы пользуются диаграммой Герцшпрунга – Расселла (Г—Р). Ее разработал датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1911 году и независимо американский астроном Генри Норрис Расселл в 1913 году (см. рис. 5.1). Подобно тому, как периодическая таблица элементов Менделеева позволяет химикам сортировать химические элементы по их фундаментальным свойствам, диаграмма Г—Р позволяет астрономам различать звезды по их основным признакам. На график наносятся две основные характеристики звезды: светимость и цвет.

Светимость – это технический термин для яркости: количество излучения в различных диапазонах спектра, излучаемого звездой. Звезды сильно отличаются по светимостям: если, например, на место Солнца поместить самую яркую звезду в Галактике, океаны Земли закипят, а ее скалы расплавятся. И наоборот, если бы наше Солнце мгновенно поменялось местами с самой слабой звездой, днем было бы темнее, чем в лунную ночь, а наши океаны замерзли бы. На диаграмме Г—Р звезды самой большой светимости располагаются в верхней части, а самые слабые звезды – в нижней ее части. Примерно посередине всего диапазона звездных светимостей располагается Солнце, занимая на диаграмме промежуточное положение.

Нетренированный глаз вряд ли различит на небе звезды других оттенков, кроме белого и желтого. На самом деле цвета звезд варьируются от голубого и белого до желтого, оранжевого и красного. По цвету звезды мы можем судить о температуре ее видимой поверхности. Температура оранжевых и красных звезд находится в диапазоне между 2000 °C и 5000 °C, у желтых звезд, таких как Солнце, температура от 5000 °C до 7500 °C, а бело-голубые звезды еще горячее: температура на их поверхности составляет от 7500 °C до 50 000 °C. На диаграмме Г—Р горячие голубые звезды оказываются с левой стороны, «теплые» желтые звезды – посередине, и холодные красные звезды – с правой стороны. Наше желтое Солнце занимает на диаграмме промежуточное положение не только по светимости, но и по цвету.

Температура звезды определяет ее цвет и наличие тех или иных линий в спектре, которые появляются от различных атомов и молекул. Астрономы используют эти линии для классификации спектрального типа звезды. Например, в спектрах белых звезд есть сильные спектральные линии водорода, в то время как в спектрах желтых звезд преобладают сильные линии кальция. Звезды классифицируются в соответствии со следующими основными спектральными классами.

O: Самые горячие звезды с наиболее голубым оттенком.

B: Многие яркие звезды, в том числе Спика, Регул, Ригель.

A: Белые звезды, которые вносят большой вклад в свечение нашей Галактики. В спектральный класс A входят звезды главной последовательности Сириус, Вега и Альтаир, а также Денеб – белый сверхгигант.

Рис. 5.1. Диаграмма Герцшпрунга – Расселла для звезд с разными светимостями и цветами.

F: Звезды с желтовато-белым оттенком. Две самые яркие звезды этого спектрального класса, видимые на Земле, – Канопус и Процион. Полярная звезда также относится к спектральному классу F.

G: Звезды этого спектрального класса отличаются желтовато-теплым оттенком. К ним относятся Солнце, Альфа Центавра A и Капелла (звезда-гигант).

K: К этому спектральному классу относятся звезды-гиганты, такие как Арктур и Альдебаран, а также более слабые звезды главной последовательности, называемые оранжевыми карликами (например, Эпсилон Эридана).

M: Некоторые звезды этого спектрального класса (например, Бетельгейзе и Антарес) являются холодными и красными сверхгигантами со светимостями, в десятки тысяч раз превышающими светимость Солнца; однако основные представители этого класса – красные карлики, слабые звезды на главной последовательности.

Впервые нанеся характеристики различных звезд на свою диаграмму, Герцшпрунг и Расселл к своему удивлению обнаружили, что положение звезд на этой диаграмме подчиняется определенным закономерностям. 95 % звезд сосредоточены в полосе, которая тянется по диагонали от верхнего левого края диаграммы (соответствующего ярким голубым звездам) к нижнему правому краю (где располагаются слабые красные звезды). Эта полоса называется главной последовательностью.

Источником энергии звезды главной последовательности являются реакции синтеза ядер атомов водорода в ядра гелия, происходящие в центре звезды. Чем больше масса звезды главной последовательности, тем жарче в ее центре и тем быстрее сгорает водород – поэтому массивные звезды самые горячие, голубые и яркие.