Помоги проекту - поделись книгой:
Рудольф Киппенхан
100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд
Предисловие редактора перевода
Предлагаемая читателю книга известного западногерманского астрофизика Рудольфа Киппенхана была впервые издана в 1980 г. и в переработанном виде в шестой раз переиздана в 1987 г. Она переведена на многие языки и широко известна в разных странах. Подзаголовок названия «Рождение, жизнь и смерть звезд» лаконично передает ее содержание.
Современная астрофизика базируется во многом на знаниях, полученных в последние десятилетия. Сюда относятся термоядерный синтез как источник энергии звезд, открытие пульсаров, нейтронных звезд, черных дыр. Эти открытия поистине произвели революцию в астрофизике и не случайно вызвали широкий интерес не только в среде специалистов. О них писали и пишут в научно-популярных журналах и поэтому можно с большим основанием предполагать, что потенциальный читатель уже слышал о предмете настоящей книги.
Книга написана по материалам лекций, прочитанных автором в Мюнхенском университете. Однако это не должно отпугнуть читателя-неспециалиста. Это научно-популярная книга, в которой на доступном для любого образованного человека уровне излагается современная астрофизика. Вы не встретите в книге ни одной формулы, и при этом самые непонятные факты и явления объяснены без какого-либо элемента вульгаризма.
Как автору удалось достичь такой ясности и занимательности, которые захватывают читателя с первой страницы, приходится только удивляться. Объяснение следует искать не только в том, что Рудольф Киппенхан — крупный астрофизик, прекрасно знающий предмет, он несомненно обладает выдающимся талантом популяризатора. Такую книгу мог написать лишь человек, влюбленный в свою науку.
На кого рассчитана эта книга? Ее прочтут старшеклассники, студенты, специалисты с высшим образованием — все, кого мы называем образованными людьми. Она также может служить пособием для лекторов, преподавателей физики и астрономии не только в средней школе, но и в вузах.
Книга приобщает читателя к одной из самых занимательных областей современной науки, в которой еще не все ясно и которая развивается буквально на наших глазах. История науки последних лет показала, что окружающая нас Вселенная содержит еще много загадок. Но все явления, которые были открыты, всегда удавалось объяснить на основе известных нам законов физики, наличие неясностей еще не дает оснований для пересмотра этих законов. Однако сюрпризов исключить нельзя.
Мы не будем пересказывать содержание книги. Это просто невозможно, как невозможно пересказать произведение искусства. Можно лишь пообещать читателю, что он не только откроет для себя совершенно потрясающий мир Вселенной и тем самым расширит свои познания, но задумается о жизни вообще и о месте земной цивилизации во Вселенной. А это столь актуально в наше время.
Перевод выполнили: канд. физ. — мат. наук Б. Б. Страумал (гл. 1–7) и А. С. Доброславский (гл. 8-13, приложения).
Предисловие автора к русскому изданию
Мне было очень приятно узнать, что издательство «Мир» собирается выпустить эту книгу на русском языке. Невольно вспоминается 1957 год, когда мой друг Штефан Темешвари (ныне покойный) и я создали свою первую численную модель строения звезды. Мы как раз сидели у работающего компьютера, когда услышали о запуске первого советского спутника. Тогда мы, конечно, и не предполагали, что советские космические аппараты позволят с помощью радара увидеть скрытые облаками ландшафты Венеры и сфотографируют ее поверхность и что ровно через 30 лет аппаратура наших коллег из родственного нам Института космической физики имени Макса Планка, выведенная на орбиту на борту советской станции «Мир», сможет зарегистрировать рентгеновское излучение Сверхновой, вспыхнувшей в Большом Магеллановом Облаке.
Во время своих частых поездок в ГДР я видел в книжных магазинах переводы очень хороших советских научно-популярных книг, выпущенных издательством «Мир». Я очень рад, что моя книга выйдет в этом издательстве, и многие неспециалисты смогут узнать, чем занимаемся мы, астрономы. Читатели, вероятно, заметят, что наша работа приносит нам много радости.
Я благодарю академика И. Халатникова за труд по редактированию русского перевода. Я весьма признателен моему коллеге д-ру А. Тутукову за помощь при подготовке этого издания. Благодарю также сотрудников издательства «Мир» за их работу по переводу этой книги.
Мюнхен, 15 марта 1988 года.
Предисловие
Эта книга возникла как результат более сотни популярных лекций, в которых я попытался в общедоступной форме изложить достижения современной астрофизики широкому кругу слушателей. Ее содержание окончательно оформилось после того, как мне пришлось в зимнем семестре 1978/79 г. прочесть курс лекций для студентов Мюнхенского университета. В тексте я часто обращаюсь к материалам работ, которые мы с Альфредом Вайгертом опубликовали в журнале «Sterne und Weltraum» («Звезды и Вселенная»). Заметное место в книге занимают личные воспоминания, поскольку многие важные события в астрофизике произошли за последние 25 лет уже на моей памяти, и в большинстве из них мне как астроному довелось принимать участие. Более того, мне и моим сотрудникам в целом ряде случаев посчастливилось повлиять на «развитие событий» в этой области науки.
Многие друзья и коллеги помогали мне найти в тексте ошибки и неточности. Вольфганг Хиллебрандт, Джон Кирк, Ханс Риттер, Иоахим Трюмпер и Вернер Чарнутер внимательно прочитали некоторые главы. Курт фон Сейнбуш тщательно отредактировал почти всю книгу. Большую помощь оказал мне мой друг, математик из Гёттингена Ханс Людвиг де Фриз, который вместе со мной прочитал всю рукопись (предложение за предложением) и высказал много полезных замечаний. Эта книга, безусловно, не была бы закончена, если бы не одобрение и поддержка моей жены. Большая часть рукописи была напечатана Урсулой Хенниг и Гизелой Веслинг, и я им весьма благодарен, поскольку мне часто приходилось вносить исправления в уже готовый текст. Я благодарю всех, кто помогал мне в этой работе.
Я весьма признателен также сотрудникам издательства «Пипер», которые спокойно и с готовностью принимали мои предложения по оформлению этой книги.
Мюнхен, 31 июля 1979 года.
Введение
Действие драмы происходит в Млечном Пути. Действующие лица сто миллиардов звезд на небе и несколько сотен привязанных к Земле астрономов.
В соответствии с режиссерскими указаниями законов природы вещество во Вселенной собралось в огромные шары, которые мы называем звездами. Температура звезд так велика, что в их недрах не могут существовать ни твердые тела, ни жидкости. Звезды представляют собой газовые шары, частицы вещества в которых удерживаются вместе силами взаимного гравитационного притяжения. Один из таких раскаленных газовых шаров мы называем Солнцем. Удаленный наблюдатель, который будет сравнивать наше Солнце с другими звездами Млечного Пути, не найдет в нем ничего особенного: это звезда средних размеров, ни слишком большая, ни слишком маленькая, со средней светимостью — обычная звезда, одна среди сотен миллиардов подобных звезд. И только нам роль Солнца кажется исключительно важной, поскольку мы ему обязаны своей жизнью.
Большинство звезд Млечного Пути расположено в плоском, спиральном скоплении, которое мы называем нашей
Рис. 0.1. На расстоянии примерно два миллиона световых лет от нашего Млечного Пути, к которому относятся все видимые на снимке отдельные звезды, находится галактика Андромеды. Она выглядит как эллиптическое туманное пятно. Лишь с помощью мощнейших телескопов можно различить в этом «тумане» отдельные звезды. Многие галактики обладают спиральной структурой, подобной той, которая видна на снимке. Со стороны галактики Андромеды наш Млечный Путь имел бы аналогичный вид. (Калифорнийский технологический институт и Институт им. Карнеги, Вашингтон.)
На рис. 0.4 показана другая звездная система, на которую мы смотрим перпендикулярно ее плоскости. То, что наша система Млечного Пути и другие, часто спиральные туманности, видимые на небе, имеют одну и ту же природу, было с уверенностью доказано только в 1924 г. Небольшие, слабо светящиеся, часто эллиптические туманные диски наблюдали на небе уже давно. Их называют спиральными туманностями. Уже в 1755 г. Иммануил Кант, которому в ту пору был 31 год, сравнивал их с нашей собственной звездной системой в своей книге «Всеобщая естественная история и теория неба»: «Если посмотреть на такое собрание неподвижных звезд (Кант имел в виду наш Млечный Путь) глазами стороннего наблюдателя, находящегося неизмеримо далеко от него, то это собрание, видимое под очень малым углом, будет выглядеть как небольшой светящийся кружок, если его плоскость перпендикулярна направлению взгляда, или как эллипс, если смотреть на него под некоторым углом». Отсюда Кант сделал вывод, что эллиптические туманности представляют собой звездные системы, подобные нашему Млечному Пути, удаленные от нас на огромные расстояния. Он писал далее: «Вполне можно предположить, что эти эллиптические образования представляют собой такие же совокупности миров, как наш Млечный Путь, с такой же сложной структурой». Потребовалось почти двести лет, чтобы это предположение подтвердилось.
Рис. 0.4. Спиральное облако М51 в созвездии Гончих Псов. Мы смотрим перпендикулярно плоскости Млечного Пути. Светлые спирали — места, где яркие голубые звезды возбуждают свечение межзвездного газа. Свет от этих звездных систем дошел до нас примерно за 12 миллионов лет. (Снимок Военно-морской обсерватории США, Вашингтон.)
Солнце и мы вместе с ним — расположено вблизи экваториальной плоскости нашего Млечного Пути. Если посмотреть в окружающее пространство в направлении, перпендикулярном плоскости Галактики, то мы увидим относительно мало звезд. Если же мы посмотрим вдоль плоскости Галактики, то в наше поле зрения попадет множество звезд (как показано на рис. 0.2). Поэтому плоский диск нашей звездной системы образует светящуюся полосу, которая тянется через всю небесную сферу: это хорошо видно на снимке, сделанном с помощью широкоугольной камеры (рис. 0.3).
Рис. 0.2. На примере галактики Андромеды хорошо видно, почему наша Галактика выглядит на ночном небе как полоса Млечного Пути. Если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости галактического диска, в котором расположена его планета, то перед ним открывается картина, похожая на изображенную слева вверху: в поле зрения попадает относительно мало звезд. Если же он посмотрит вдоль направления, лежащего в плоскости галактического диска, то он увидит светлую полосу, состоящую из множества звезд (как показано на фотографии справа вверху).
Рис. 0.3. Млечный Путь, сфотографированный с помощью широкоугольной камеры. Темные полосы на изображении обусловлены конструктивными особенностями камеры. (Снимок В. Шлоссера, Астрономический институт Рурского университета в Бохуме.)
Однако диск нашей Галактики образован не только звездами. Светящиеся межзвездные облака свидетельствуют о том, что пространство между отдельными звездами нельзя считать пустым. Примерно одна сотая часть массы всей нашей Галактики не сосредоточена в звездах, а заполняет межзвездное пространство. Химический состав этого вещества совпадает с составом Солнца, однако его плотность составляет всего одну миллионную часть одной миллиардной части плотности Солнца. В этом межзвездном газе существуют крошечные пылевые частицы. Межзвездные пылевые облака ослабляют свет звезд, которые находятся за ними, и эти звезды кажутся нам более красными, чем на самом деле. Точно так же Солнце на закате кажется нам красным, поскольку его свет проходит через запыленную земную атмосферу. Частицы межзвездной пыли очень малы, их средний диаметр составляет всего около одной десятитысячной миллиметра.
Звезды, газовые и пылевые облака Млечного Пути медленно обращаются вокруг центра Галактики и совершают один полный оборот за 100 миллионов лет. Но жизнь звезд нельзя назвать спокойной. Многие из них объединены друг с другом в двойные системы и обращаются вокруг общего центра масс за годы, дни или даже часы. Другие регулярно разгораются и меркнут, увеличиваясь и уменьшаясь в диаметре, словно дышат. Время от времени некоторые звезды взрываются и затем светят настолько ярко, что их свет сравним с сотнями миллиардов других звезд Галактики. Другие звезды светят не равномерно, а вспышками, которые следуют друг за другом с интервалами порядка нескольких сотых секунды.
Этой грандиозной мистерии природы противостоит горстка астрономов на Земле, крохотной планете, обращающейся вокруг ничем не примечательной звезды. Эти люди пытаются понять процессы, происходящие в космосе. С помощью приборов, изготовленных из вещества своей планеты, они наблюдают на своих обсерваториях за процессами во Вселенной и даже поднимают свои телескопы с помощью ракет высоко за пределы земной атмосферы, затрудняющей их наблюдения. Некоторые люди путают их с астрологами, которые не имеют ничего общего с истинной астрономией. Другие восхищаются этими учеными, поскольку они имеют дело с понятиями и масштабами, к которым не применимы наши обыденные взгляды и представления. В своей работе они становятся на один шаг ближе к разгадке тайны бытия. Однако из познания не вытекают нравственные нормы и законы. Близость к огромному и вечному сама по себе не делает астрономов и астрофизиков лучше. Ими движет, как правило, не только стремление к знанию. Соображения карьеры и конкуренция играют в их жизни не меньшую роль, чем у других людей. Более того, честолюбие является побудительной причиной многих научных открытий. Однако среди астрономов мы найдем и бескорыстное стремление к познанию, и многостороннюю взаимопомощь, и дружеское сотрудничество. Такие факты неоднократно упоминаются и на страницах этой книги. Научные сведения добывают такие же люди, как и все мы, и поэтому наши знания о мире почти всегда неполны, а зачастую и ошибочны. Однако дорога, по которой идет астрономическая наука, начиная от Вавилонского царства до появления современной астрофизики, ведет нас вперед, несмотря на многочисленные ухабы и повороты.
Итак, место действия определено, действующие лица представлены, можно начинать нашу пьесу.
Глава 1
Долгая жизнь звезд
Земля движется вокруг Солнца со скоростью 30 километров в секунду. Ее орбита представляет собой почти правильную окружность с диаметром около 300 миллионов километров. Во время своего движения по орбите земной шар освещается лучами Солнца. Энергия, которую поглощает освещенная Солнцем дневная сторона Земли, затем снова почти целиком излучается в космическое пространство. Это происходит, когда нагретая часть земной поверхности оказывается из-за вращения Земли на теневой стороне, не освещенной Солнцем. Благодаря равновесию между поглощаемым и испускаемым излучением температура поверхности Земли такова, что на планете может существовать жизнь. Строго говоря, не вся поглощенная энергия солнечных лучей снова излучается в космическое пространство: часть запасается в растениях в виде энергии химических связей. За счет солнечной энергии, запасенной в растениях, существуют люди и животные. Сжигая уголь и нефть, мы используем солнечную энергию, запасенную растениями на ранних этапах истории Земли. Турбины наших гидроэлектростанций тоже используют солнечную энергию, поскольку солнечные лучи испаряют воду в океанах, которая затем возвращается на Землю в виде дождя и питает реки. Мощность солнечного излучения, падающего на каждый квадратный метр поверхности Земли, составляет около 1,36 киловатт. Общая мощность солнечного излучения, падающего на всю поверхность Земли, близка к 200000 миллиардам киловатт. Хотя эта величина может показаться нам очень большой, она чрезвычайно мала по сравнению с энергией, которую Солнце излучает за секунду во всех остальных направлениях. Если мы захотим выразить мощность солнечного излучения в киловаттах, то нам потребуется 24-значное число. Лишь исчезающе малая доля этого излучения достается Земле.
Что служит источником энергии Солнца?
Из года в год Солнце с огромной интенсивностью излучает свет и тепло, а значит и энергию в космическое пространство. Как давно это происходит и как долго будет продолжаться? Будет ли мощность солнечного излучения уменьшаться со временем и все живое на Земле постепенно замерзнет? Или же сила солнечного света медленно возрастает и земная жизнь прекратится, когда закипят океаны? С тех пор как люди стали изучать Солнце, они вплоть до сегодняшних дней с помощью самых совершенных приборов не смогли заметить сколько-нибудь существенных изменений интенсивности солнечного излучения со временем. О том, что Солнце уже давно светит примерно с одинаковой силой, говорят и следы органической жизни, которые ученые находят в очень древних геологических слоях. Эти остатки органической жизни показывают, что Солнце уже давно светит так ярко, что на Земле смогли возникнуть и развиваться живые существа. В горных породах геологического яруса Онфервахт (Трансвааль, ЮАР) были найдены остатки относительно высокоразвитых одноклеточных живых существ. Эти живые существа устроены уже почти так же сложно, как и существующие сегодня сине-зеленые водоросли. Таким образом, наиболее ранние признаки жизни на Земле возникли еще 3,5 миллиарда лет назад. Это означает, что уже тогда мощность солнечного освещения должна была быть примерно такой же, как и сегодня.
Энергетические запасы Солнца не могут быть бесконечно большими. Солнце имеет конечные размеры, оно содержит конечное количество вещества. Мы можем определить массу Солнца по силе его гравитационного притяжения. Земля и другие планеты движутся вокруг Солнца по замкнутым орбитам, причем притяжение солнечной массы действует на каждую планету с силой, которая равна центробежной силе, стремящейся увести планету с орбиты. Из условий такого равновесия сил можно определить силу притяжения Солнца, а значит, и его массу (см. приложение В). Масса Солнца, выраженная в тоннах, представляет собой 28-значное число. В этой солнечной массе запасена энергия, от которой зависит наша жизнь. Если разделить мощность солнечного излучения на его массу, то окажется, что каждый грамм солнечной массы теряет за год примерно 6 джоулей энергии. На первый взгляд это не слишком много, если вспомнить, что каждый грамм человеческого тела излучает в день в тысячу раз большую энергию. Однако человек восполняет такие энергетические потери за счет питания, в то время как Солнце вот уже миллиарды лет черпает энергию из самого себя.
Что же является источником энергии, который позволяет Солнцу светить так долго и так ярко? Могут ли служить таким источником химические превращения? Возьмем для примера наиболее простой химический процесс горение. Если бы Солнце полностью состояло из каменного угля, то энергии горения этого угля хватило бы на поддержание нынешнего солнечного излучения в течение примерно 5000 лет. Но Солнце светит уже многие миллиарды лет. Если бы в «солнечной печи» сжигали уголь, то она давно бы уже потухла. Другие химические процессы слабо отличаются от горения: они тоже не дают достаточной энергии, чтобы обеспечить излучение Солнца.
К концу прошлого столетия были проделаны многочисленные исследования, авторы которых пытались найти источник энергии Солнца. Поскольку химических процессов на Солнце явно недостаточно, то возникал вопрос, не может ли Солнце разогреваться за счет внешних источников. В нашей Солнечной системе имеется множество небольших твердых тел, которые перемещаются между орбитами планет так называемых метеоритов. Мы знакомы с ними по появлению «падающих звезд». Такая «звезда» загорается на небе, когда метеорит влетает в земную атмосферу и, разогреваясь от трения, начинает ярко светиться. Некоторые метеориты не полностью сгорают в атмосфере, их остатки падают на Землю. Многие такие метеориты можно увидеть сегодня в музеях. Солнце из-за своего чрезвычайно большого гравитационного притяжения должно особенно сильно «бомбардироваться» метеоритами, с огромной скоростью прилетающими из нашей Солнечной системы. При падении метеорита на Солнце энергия его движения должна переходить в тепло. Может быть, это тепло и обеспечивает солнечное излучение? Метеориты, падающие на поверхность Солнца, должны приносить примерно 190 миллионов джоулей энергии на каждый грамм своей массы. Однако, чтобы обеспечить излучение Солнца, на него в течение года должно падать столько метеоритов, что их масса составит около сотой части массы Земли. Такое увеличение количества солнечного вещества было бы заметным, поскольку при этом увеличивалась бы сила гравитационного притяжения Солнца, а значит, изменялась бы и скорость движения Земли по орбите. Поэтому продолжительность года за последние 2000 лет должна была заметно уменьшиться. Однако данные о восходах и заходах Солнца и Луны известны с древнейших времен. И никаких заметных изменений в движении нашей планеты вокруг Солнца за это время не произошло. Поэтому «метеоритную гипотезу» пришлось отвергнуть. Солнце разогревается не за счет метеоритной бомбардировки поверхности.
Другим источником энергии Солнца может быть, в принципе, гравитационное взаимодействие между частицами его вещества. На такую возможность указывал еще в прошлом веке Герман фон Гельмгольц, необычайно разносторонний ученый физик и врач. Если бы в недрах Солнца не было никакого другого источника энергии, то с течением времени Солнце постепенно сжималось бы. Его диаметр становился бы все меньше и меньше, а каждый грамм солнечного вещества постепенно приближался бы к центру Солнца (в самом грубом приближении-с постоянной скоростью). Как и при падении метеоритов на Солнце, при этом процессе должна выделяться энергия, однако солнечное вещество «падает» в отличие от метеоритов «само в себя». Поэтому масса Солнца и его воздействие на Землю не будут изменяться. Однако расчеты показывают, что этот процесс мог поддерживать существующую светимость Солнца примерно 10 миллионов лет в 100 раз меньше срока, в течение которого светит наше Солнце. Таким образом, собственная гравитация тоже не может объяснить излучение Солнца.
Атомная энергия Солнца и звезд
Сегодня мы знаем, что атомные и ядерные реакции служат наиболее мощными из известных источников энергии. Заметная часть электроэнергии вырабатывается сегодня на атомных электростанциях. В реакторах этих электростанций тяжелые ядра атомов урана распадаются на ядра более легких элементов. При таком распаде освобождается энергия. Еще больше энергии выделяется при ядерных реакциях, в которых легкие ядра объединяются в более тяжелые. Одной из таких реакций является слияние ядер водорода.
Солнце, как и почти все звезды, состоит в основном из водорода. Естественно возникает вопрос, может ли светимость Солнца поддерживаться за счет ядерных реакций слияния водорода в его недрах? Позже мы увидим, что эти реакции действительно являются источником энергии Солнца. В гл. 3 мы подробно обсудим ядерные реакции, протекающие в недрах звезд. Но прежде чем убедиться, что Солнце, а, следовательно, и мы, обязаны своей жизнью ядерным реакциям, попытаемся понять, что следует из предположения о том, что Солнце и звезды существуют за счет превращения атомов водорода в атомы гелия, а освобождающаяся энергия поддерживает свечение звезд.
Пусть атомные ядра одного грамма водорода превратятся в ядра гелия, тогда из этого грамма вещества освободится 630 миллиардов джоулей энергии: в 20 миллионов раз больше, чем при сгорании такой же массы каменного угля. Таким образом, ядерная энергия Солнца позволяет ему существовать в 20 миллионов раз дольше, чем если бы Солнце получало свою энергию за счет сжигания угля. Это означает, что продолжительность жизни Солнца составляет около 100 миллиардов лет. Наконец мы нашли источник энергии, который может поддерживать светимость Солнца в течение миллиардов лет: это ядерная энергия, освобождающаяся при превращении водорода в гелий. Энергия, запасенная в водороде нашего Солнца, позволяет ему светить целых 100 миллиардов лет. На самом деле эта оценка завышена, поскольку Солнце состоит из водорода лишь примерно на 70 %, а, следовательно, оно содержит меньше ядерного «горючего», чем мы предполагали. Далее мы увидим, что ядерная реакция в недрах звезд начинает затухать, уже когда израсходовано 10–20 % всего водорода. Отсюда следует, что Солнце может существовать примерно семь миллиардов лет. Это тоже достаточно большой срок, и Земля (если на ней еще будет существовать жизнь) еще очень долго будет освещаться лучами Солнца.
Солнце — это примерно одна из 7 тысяч звезд, видимых на небе невооруженным глазом. С помощью телескопа можно увидеть неизмеримо больше звезд. И все они, за редкими исключениями, состоят в основном из водорода. Если все эти звезды черпают свою энергию из превращения водорода в гелий, то для всех них можно рассчитать, на сколько лет хватит этого водорода, чтобы поддерживать их светимость. Для Солнца этот срок составляет 7 миллиардов лет. Но можно найти и звезды, в которых водород существенно раньше подойдет к концу. Возьмем к примеру звезду под названием Спика, самую яркую в созвездии Девы. Вокруг нее обращается звезда-спутник, поэтому мы можем определить массу Спики (см. приложение В). Масса Спики примерно в 10 раз превышает солнечную. Мы знаем также, что она светит в 10 тысяч раз ярче Солнца. Таким образом, хотя в объеме Спики содержится в 10 раз больше водорода, чем в Солнце, она светит так ярко, что этого водорода хватит всего на одну тысячную срока жизни Солнца. Следовательно, Спика может светить ненамного дольше нескольких миллионов лет. Это очень короткий промежуток времени по космическим масштабам. Действительно, миллион лет назад на Земле уже существовали высокоразвитые млекопитающие, а в лесах острова Ява уже жили предки человека питекантропы.[1]
Звезды стареют
Хотя запасы энергии у Солнца и других звезд очень велики, однако и они постепенно истощаются со временем. Звезды должны стареть. Можно ли обнаружить прямые свидетельства эволюции звезд? Можем ли мы увидеть на небе, как звезда с течением времени исчерпывает свои энергетические запасы и гаснет? Мы уже показали выше на примере Солнца и Спики, что человеческая жизнь слишком коротка по сравнению с временем жизни звезд. Действительно, свойства звезд, видимых невооруженным глазом, всегда были одинаковыми, начиная с тех времен, когда их впервые описал греческий астроном Гиппарх, живший за 150 лет до нашей эры. Мы видим, что за время существования астрономической науки на нашей планете человек не смог зарегистрировать признаки процессов развития звезд. Некоторые звезды, однако, периодически изменяют свою яркость. Но эти флуктуации не связаны прямо с процессами развития. Такие колебания яркости можно сравнить с мерцанием свечи, они не вызваны исчерпанием энергетических запасов. У этих звезд тоже не удается наблюдать видимых признаков старения. Но тем не менее звезды стареют, и если бы мы могли достаточно долго ждать, то мы бы это увидели.
Задача астронома, который хочет проследить историю развития звезд, в точности напоминает задачу мотылька-однодневки, который за время своей короткой жизни пытается узнать возраст окружающих его людей. Посмотрим на людей с его точки зрения: наблюдая за кем-нибудь с утра до вечера в течение всего лишь одного дня, мотылек не сможет заметить каких-либо признаков старения. Люди стареют очень медленно по сравнению со сроком жизни мотылька-однодневки. Но мотылек видит вокруг себя множество различных людей: среди них есть женщины и мужчины, высокорослые и низкие, светловолосые и темноволосые. Мотылек не знает, наблюдает ли он разных людей или же все люди одинаковы, а их различия связаны с возрастом. За время своей жизни он успевает увидеть только «моментальный снимок» очень короткий период жизни человечества. Мотылек не знает, вырастают ли маленькие люди со временем или навсегда остаются такими, или может быть светловолосые постепенно становятся темноволосыми, а мужчины превращаются в женщин. Когда мы пытаемся судить о звездах, мы в сущности в таком же положении. Нам удается наблюдать лишь мгновенную картину из истории жизни звезд, причем эти звезды подразделяются на целый ряд классов. Одна из таких не совсем обычных звезд обращается по орбите вокруг Сириуса.
Спутник Сириуса
Сириус является самой яркой звездой ночного неба. В 1844 г. директор обсерватории в Кенигсберге Фридрих Вильгельм Бессель заметил, что Сириус периодически, хотя и очень слабо, отклоняется от прямолинейного перемещения по небесной сфере (рис. 1.1). Отсюда Бессель заключил, что у Сириуса должен быть спутник, причем обе эти звезды должны обращаться вокруг своего центра масс примерно за 50 лет. Но в то время оставались еще некоторые сомнения в справедливости такого вывода, поскольку второй звезды никто никогда не видел. В январе 1862 г. Элвин Джордж Кларк, известный конструктор телескопов из Кембридж-Порта в Америке, проверял оптическую систему своего телескопа, установленного им в обсерватории в Чикаго. Направив свой телескоп на Сириус, Кларк заметил в непосредственной близости от него очень слабую, но заметную звездочку. Это был спутник Сириуса, существование которого предсказал Бессель.
Рис. 1.1. Перемещение Сириуса по звездному небу в интервале от 1900 до 1985 г. Все так называемые неподвижные звезды, в их числе и Сириус, медленно движутся по небесной сфере. На рисунке показано, как Сириус перемещается из точки слева вверху в точку справа в нижней части рисунка. Взаимные перемещения звезд обусловлены тем, что они движутся в нашей Галактике не совсем так, как Солнце. Из рисунка видно, что на это равномерное перемещение Сириуса накладываются периодические возмущения, повторяющиеся каждые 50 лет. Особенно заметны отклонения в 1940 г. Следует отметить, что как равномерное перемещение, так и тем более его возмущение крайне малы. Это хорошо видно по указанному в нижней части рисунка масштабу. За таким перемещением можно проследить только с помощью очень точных инструментов. Закономерно повторяющиеся возмущения траектории Сириуса объясняются тем, что вокруг него обращается слабо светящаяся звезда-спутник, которая каждые 50 лет особенно близко подходит по своей орбите к Сириусу А и наиболее заметно искажает его движение в межзвездном пространстве.
Сегодня мы уже существенно больше знаем об этих двух звездах. Они совершают один оборот вокруг своего центра масс за 49,9 лет. Изучение перемещений этой двойной системы дало много сведений о двух связанных друг с другом звездах. Более яркая звезда ее называют Сириус А в 2,3 раза тяжелее Солнца. Открытая чуть больше ста лет назад вторая звезда, Сириус В, содержит меньше вещества примерно столько же, сколько наше Солнце. Однако звезды Сириус А и Сириус В резко отличаются друг от друга. Сириус А примерно в два раза больше по размерам, чем наше Солнце; один кубический сантиметр этой звезды содержит примерно четверть грамма вещества немного меньше, чем один кубический сантиметр Солнца, масса которого близка к одному грамму. Сириус В совершенно иная звезда. Ее радиус равен примерно одной сотой солнечного, а поскольку масса его близка к массе Солнца, то вещество в его недрах примерно в миллион раз плотнее. Каждый кубический сантиметр Сириуса В содержит около 1000 килограммов вещества. Таким образом, в системе Сириуса связаны две совершенно разных звезды! Звезд, похожих по свойствам на Сириус В, достаточно много, они встречаются не только в двойных системах, но и поодиночке. Большинство из них имеют высокую температуру поверхности и излучают белый свет. Из-за малых размеров их называют
Красный сверхгигант в созвездии Возничего
В белых карликах вещество в миллион раз плотнее, чем на Солнце. Однако мы знаем и звезды, существенно более разреженные по сравнению с Солнцем. Некоторые из них, подобно Сириусу, образуют двойные системы с другими звездами, что и позволило нам изучить эти интересные звезды с низкой плотностью вещества.
Астрономы всегда очень рады, когда им удается обнаружить две звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Это движение позволяет вычислить, какова масса этих звезд, которая определяет гравитационные силы, связывающие их между собой. Особенно важны те системы, в которых звезды расположены таким образом, что, двигаясь по своим траекториям, они время от времени частично закрывают друг друга. Существует множество двойных систем, в которых наблюдаются такие затмения. В этих системах обе звезды расположены так близко друг от друга, что даже лучшие телескопы не позволяют увидеть их по отдельности, а их свет сливается в одну яркую точку. Но если одна из таких звезд иногда закрывает другую, то общая яркость двойной системы понижается, и мы видим, что яркость светящейся точки на ночном небе уменьшилась, поскольку одна из звезд скрылась за другой. Яркость вновь возрастает, когда звезды перестают закрывать друг друга. Такие пары звезд называют
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
Таким образом, мы познакомились уже с тремя существенно разными сортами звезд:
1.
2. Мы знаем также, что существуют
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.
Глава 2
Самая важная диаграмма в астрофизике
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.
Количественные характеристики звезд
Проще всего количественно оценить
Другой важной характеристикой звезды является ее
Таким образом, в нашем распоряжении имеются два важных свойства звезд, которые можно определить численно: температура их поверхности и светимость. Сразу же возникает вопрос, реализуются ли все возможные комбинации этих величин или же они связаны между собой каким-то соотношением? Можно спросить также: существуют ли звезды с высокой светимостью и высокой температурой, с одной стороны, и звезды с высокой светимостью и с низкой температурой — с другой? Встречается ли малая светимость как у горячих, так и у холодных звезд?
Диаграмма Герцшпрунга и Рессела
Астрономы отвечают на все эти вопросы с помощью диаграммы, которая связывает температуру поверхности и светимость. Эта диаграмма помогла найти ключ к законам развития звезд. Поэтому мы вначале подробно остановимся на ее характеристиках. Она носит название своих создателей — датского астронома Эйнера Герцшпрунга и американца Генри Норриса Рессела. Сокращенно диаграмму Герцшпрунга-Рессела называют диаграммой Г-Р. На этой диаграмме по оси ординат отложена светимость звезды, а по оси абсцисс (справо налево) температура ее поверхности (рис. 2.1). Если по цвету звезды определить ее температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по ее видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде. На рис. 2.1 схематически показано положение всех звезд, о которых мы говорили выше. По техническим причинам шкала температур на оси абсцисс неравномерна, но это нас не интересует. Светимость отложена по оси ординат. Число 1000 означает, например, что на этом уровне размещаются звезды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца. Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р. Звезды, светимость которых больше солнечной, лежат выше. Звезды с более низкой светимостью, как, например, Сириус В — белый карлик из системы Сириуса, — лежат ниже. Звезды, которые горячее Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В — горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спика из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звезды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.
Рис. 2.1. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, на которой показаны некоторые уже известные нам звезды. Если известна температура поверхности звезды, то мы можем от соответствующей точки на температурной шкале подняться вверх по диаграмме. Если известна также ее светимость, то мы сможем провести линию слева направо от соответствующей точки на вертикальной шкале. В точке пересечения этих линий и будет расположена наша звезда. В качестве примера такие прямые проведены для Спики (температура поверхности 18000 °C, светимость составляет 10 тысяч светимостей Солнца). Таким же способом выбрано расположение точек для остальных звезд.
Точки на диаграмме Г-Р уже кое-что говорят нам о свойствах звезд. Поскольку холодные звезды излучают красный свет, а горячие — белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звезды, а слева-белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звезды с большой светимостью, а внизу с малой. Справа вверху, таким образом, расположены холодные звезды с большой светимостью. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду очень малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика площадь ее поверхности: звезда должна быть очень большой. Поэтому справа вверху на диаграмме Г-Р мы видим большие звезды, их называют красными гигантами и красными сверхгигантами. Действительно, этот факт уже известен нам для одной из таких звезд: главная звезда системы Дзета Возничего так велика, что внутри ее поместилась бы вся орбита Земли.
Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звезды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звезды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располагаются белые карлики. Одна из таких звезд — спутник Сириуса, который называется Сириус В.
Следовательно, уже из общих соображений можно, зная светимость и температуру поверхности, оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину излучающей поверхности, а, следовательно, и радиус звезды.
Прежде чем с помощью диаграммы Г-Р ответить на наш вопрос об эволюции звезд со временем, сделаем еще одно замечание. Дело в том, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звезд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не все излучение. Коротковолновый свет (например, в ультрафиолетовой области спектра) не доходит до нас. Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света, излучаемого Солнцем и звездами. Фотоэмульсия тоже чувствительна только к определенным длинам волн. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково сильно воздействуют на сетчатку глаза или фотопластинку. При определении светимости звезд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого глаза. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Ее называют также
Ближайшие соседи Солнца
Теперь мы уже знаем все, что нужно для работы с диаграммой Г-Р. Для начала рассмотрим звезды, которые расположены недалеко от Солнца. Мы имеем в виду звезды, от которых свет идет к нам не более 70 лет. Это действительно недалеко, поскольку от наиболее удаленных звезд нашей Галактики свет доходит до нас за 70 тысяч лет. От самых дальних галактик Вселенной свет и радиоволны идут к нам уже многие миллиарды лет: они были испущены этими галактиками еще когда Вселенная была очень молода. Таким образом, звезды, о которых пойдет речь, расположены совсем рядом с нами. Но в то же время расстояние до них существенно больше, чем от Земли до Солнца. Солнечные лучи достигают земной поверхности всего за 8 минут. Самая близкая к нам звезда (она видна на небе в Южном полушарии) называется
Близкие звезды особенно важны для нас, поскольку мы можем относительно точно определить расстояния до них (см. приложение Б). Поэтому по их яркости легко вычислить истинную светимость. Мы имеем в виду светимость в видимой области спектра, измеренную с помощью фотометра с цветным фильтром, который имитирует цветовую чувствительность глаза. Температура поверхности измеряется с помощью дополнительного определения яркости с другим цветовым фильтром, как правило, голубого цвета. Зная яркость звезды в голубой области спектра и общую яркость в видимом диапазоне, который сдвинут в красную сторону, можно определить цвет звезды, а, следовательно, и температуру ее поверхности. Для каждой звезды, температура поверхности и светимость в видимой области спектра которой определены таким способом, можно поставить точку на диаграмме Г-Р. На рис. 2.2 приведены данные для звезд соседей Солнца. Хорошо видно, что диаграмма Г-Р заполнена точками неравномерно. Точки для большинства звезд лежат в пределах полосы, которая идет из левого верхнего края рисунка (от голубых звезд с большой светимостью) направо вниз к тусклым звездам красного цвета. Некоторые звезды расположены справа вверху в области красных гигантов. Слева внизу мы видим три белых карлика.
Рис. 2.2. Диаграмма Г-Р для звезд в окрестности Солнца. Большинство звезд имеют такие температуры поверхности и величины светимости, что их точки на диаграмме лежат в пределах узкой полосы, которая тянется из левого верхнего угла направо вниз. Эта полоса называется главной последовательностью. Некоторые звезды расположены справа вверху, они называются красными гигантами. Три звезды лежат слева внизу — это белые карлики.
90 % всех звезд лежат в пределах указанной полосы. Астрономы называют эту полосу
Звезды главной последовательности обладают одним важным свойством, которое связано с их массой. Мы знаем массу звезд лишь для некоторых из этих светил. Ее можно точно определить, только когда вокруг звезды движется спутник. Мы уже знаем, что траектории планет, движущихся вокруг нашего Солнца, позволяют вычислить его массу. Движение спутника Сириуса позволило нам узнать, что Сириус А содержит примерно в 2,3 раза больше вещества, чем Солнце, и что масса его спутника близка к солнечной. Этот метод дал возможность определить массу некоторых звезд (принцип, лежащий в его основе, коротко изложен в приложении В). Наиболее тяжелые звезды главной последовательности содержат примерно в 30–50 раз больше вещества, чем Солнце. Масса самых маленьких звезд составляет несколько десятых солнечной массы.
Для звезд главной последовательности, масса которых была определена по движению их спутников, выполняется важная закономерность: в каждой точке главной последовательности расположены звезды с определенной массой (рис. 2.3). Звезды с малой массой расположены внизу, а наиболее тяжелые звезды-вверху. Если идти вдоль главной последовательности снизу вверх, то масса звезд постепенно возрастает. Поскольку при этом увеличивается и светимость звезд на диаграмме Г-Р, то можно сказать: чем выше светимость звезды главной последовательности, тем больше ее масса. Если сравнить две звезды главной последовательности, то у звезды с большей светимостью и масса будет больше. Пойдем и дальше: массу звезды можно непосредственно определить по ее светимости, если известно, что звезда принадлежит к главной последовательности. На рис. 2.4 показано, как возрастает светимость с увеличением массы звезд главной последовательности. Астрономы называют эту закономерность диаграммой масса-светимость. В частности, эта закономерность выполняется для звезд, которые нам уже знакомы: речь идет о Солнце, Сириусе А и Спике, которые принадлежат к главной последовательности. Для белого карлика Сириус В этот закон не выполняется — звезда не лежит на главной последовательности.
Поделиться книгой: