Колин Стюарт - Вселенная на ладони [litres]

Краны вашей ванной лгали вам всю вашу жизнь. Каждый день мы моем руки и чистим зубы, наклоняясь над раковиной, которая утверждает, что красное – это горячее, а синее – холодное. В действительности все как раз наоборот. И вам нет необходимости смотреть на звезды, чтобы это увидеть и понять. Самые горячие языки пламени, такие, например, как пламя, выпускаемое реактивным самолетом, синего цвета. Обычное открытое пламя желтого цвета. И только тогда, когда огонь начинает затухать, пламя становится красным.

Звезды не находятся в состоянии пожара, но принцип остается тем же. Посмотрев на цвет звезды, мы можем сказать, насколько она раскалена. Самые холодные звезды имеют красный цвет с температурой поверхности приблизительно 3000 К (Кельвинов; для перевода в градусы по Цельсию нужно отнять 273). Желтые звезды находятся где-то посредине с поверхностной температурой, равной 6000 К. Самые горячие звезды, которые кажутся синими, могут достигать 50 000 К.

Таблица 4

Астрономы подразделяют все звезды на семь групп по их цветам, используя систему, известную как Гарвардская спектральная классификация. Группы обозначаются буквами O, B, A, F, G, K и М. Первоначально группы назывались по буквам от А до Q, но оказалось, что многие группы перекрываются, а некоторые просто выпадают. Солнце относится к звездам G-класса, так что большинство звезд во Вселенной холоднее, чем наше. Самая яркая звезда О-класса на ночном небе – это Альнитак в поясе Ориона. Звезды М‐класса слишком тусклые, чтобы мы могли их видеть.

Приведенные здесь процентные соотношения относятся к звездам в основном периоде их существования – о таких звездах астрономы говорят, что они находятся в основной последовательности, поскольку попадают на диагональную линию диаграммы Герцшпрунга-Расселла.

Диаграмма Герцшпрунга – Расселла (Г—Р) является своего рода иконой в астрономии. Она показывает зависимость абсолютной звездной величины от цвета звезды (или ее спектрального класса). Диаграмма была составлена в начале двадцатого века датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом и американским астрономом Генри Норрисом Расселлом для визуализации процесса эволюции звезд.

Малые прохладные звезды (К и М классов) находятся в нижнем правом углу диаграммы. Более крупные и горячие звезды (О и B классов) локализуются ближе к верхнему левому углу. Линия, пролегающая между этими экстремальными значениями, известна как главная последовательность.

В звездах, лежащих на этой линии, происходит слияние водорода с образованием гелия, точно так же, как это происходит на Солнце. Однако по мере старения звезды запасы водорода в ее ядре истощаются. Далее мы рассмотрим более подробно, что при этом происходит, но звезда начинает разбухать. При этом она начинает распространять свое тепло по значительно более обширной площади поверхности и становится красной. Астрономы говорят об этом, что звезда «вышла из главной последовательности», и тогда красные гиганты и красные супергиганты оказываются выше этой линии.

Диаграмма Герцшпрунга – Расселла показывает зависимость между температурой звезд и их светимостью. Большую часть времени своего существования звезды проводят на «главной последовательности»

Все звезды различаются по массе и размерам, и астрономы обнаружили четкую взаимосвязь между массой звезды и ее светимостью. Эта взаимосвязь получила название «соотношение массы и светимости» (см. график ниже).

Чем массивнее звезда, тем выше ее изначальная светимость (абсолютная звездная величина).

Астрономы заметили четкую взаимосвязь между массой звезды и ее яркостью (светимостью). Это позволяет им определить вес новых звезд по их светимости

Для расчета массы вновь открытой звезды астрономы сначала измеряют ее звездную величину и на ее основе рассчитывают с использованием расстояния ее светимость (абсолютную звездную величину). Затем кривая соотношения массы и светимости дает нам величину массы (см. таблицу 5). Звезды с высокими показателями массы обнаруживаются вблизи верхнего левого края на главной последовательности диаграммы Г-Р, звезды с малой массой тяготеют к нижнему правому краю. Р136а1, звезда в Большом Магеллановом Облаке, является самой массивной и самой яркой, обладающей самой большой светимостью из всех известных звезд. Она в 315 раз тяжелее нашего Солнца.

Таблица 5

У астрономов также есть возможность вычислить размеры звезд на основе закона Стефана, названного так в честь физика Джозефа Стефана (1835–1893). Этот ученый обнаружил, что количество энергии, выделяемое горячим объектом за одну секунду, зависит от его размера и температуры. Что касается звезды, то нам известно, сколько энергии она излучает за одну секунду – это ее светимость. Температуру мы можем определить по ее цвету. Следовательно, нам не составит труда, используя закон Стефана, вычислить размер звезды.

Самая большая из известных звезд – звезда UY Щита. Обнаруженная в малом созвездии Щита, она, по оценкам ученых, имеет радиус, равный 1708 радиусам Солнца. Это означает, что она могла бы вместить в себя приблизительно 5 миллиардов Солнц. Если бы она оказалась на месте Солнца в нашей солнечной Системе, то ее поверхность простерлась бы до пространства между орбитами Юпитера и Сатурна.

В момент зарождения Вселенной, до того как вообще образовались какие-либо звезды, единственными элементами во всем космическом пространстве были водород и гелий. Затем зажглись первые звезды, и на них начались процессы слияния некоторого количества водорода с образованием дополнительного гелия, так же как это происходит в настоящее время на Солнце. Когда эти звезды стали стареть и выходить за пределы главной последовательности, они начали превращать гелий в еще более тяжелые элементы, такие как углерод, азот, кислород, кремний и железо. В конце своей жизни эти массивные звезды взрывались как ослепительные сверхновые, рассеивая и разбрасывая более тяжелые элементы на большие расстояния по всей Вселенной. Некоторые из этих элементов в итоге были включены в недра новых звезд.

Таким образом, по химическому составу звезд астрономы могут определить их возраст. Самые старые звезды состоят только из водорода и гелия, так как были образованы тогда, когда вообще только эти элементы и существовали.