Стивен Маран - Астрономия для "чайников"

• Название: Астрономия для "чайников"
• Автор: Стивен Маран
• Издательство: Диалектика
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 2004
• ISBN: 5-8459-0612-1

В этой книге в простой и доступной форме излагаются основы астрономических знаний. Вы совершите увлекательное путешествие по Вселенной и узнаете, как определять планеты и звезды, как исследовать солнечную систему, Млечный Путь и Вселенную за его пределами, что такое Большой Взрыв, квазары, антиматерия и многое другое, как присоединиться к Программе поиска внеземного разума (SETI). Вам станет понятнее смысл современных исследований Космоса. Вы также узнаете, с чего начать при наблюдении неба и какое оборудование для этого необходимо.

Книга предназначена для широкого круга читателей.

---

Диаграммы звезд

Чтобы лучше понять, что представляют собой различные типы звезд, на основании данных наблюдений построим графики. Отложим значения звездной величины (или степени блеска) звезды по вертикальной оси, а цвет (или температуру) — по горизонтальной. Такой график называется диаграммой "цвет— звездная величина", или диаграммой Герцшпрунга-Ресселла, сокращенно H-R-диаграммой, в честь двух астрономов, которые первыми ее построили (рис. 11.4).

Рис. 11.4. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла

Читая курс астрономии в Калифорнийском университете (Лос-Анджелес) и университете Мэриленда, я всегда могу сказать, кто из студентов учится, а кто — нет. Когда на коллоквиуме я спрашиваю, какие параметры отображены на H-R-диаграмме, некоторые студенты отвечают: "Н и R". И мне сразу все становится ясно.

Спектральные типы: какого цвета моя звезда?

 У Герцшпрунга и Ресселла не было достаточной информации о цветах или температурах звезд, поэтому по горизонтальной оси первоначальной диаграммы они отложили значения спектральных типов. Спектральный тип (spectral type) — это параметр, присваиваемый звезде в зависимости от ее спектра. А спектр (spectrum) — это составляющие, на которые раскладывается свет звезды, проходя через призму или другое оптическое устройство в приборе под названием спектрограф.

Сначала астрономы понятия не имели, что представляют собой различные типы звезд, поэтому они просто группировали их вместе (именуя их тип А, тип В и т. д.) на основе сходства их спектров. Впоследствии астрономы поняли, что спектральные типы отражают температуры и другие физические условия в атмосфере звезд, где их свет выходит в космическое пространство. Как только ученые поняли, что означают цвета, они упорядочили спектральные типы в зависимости от температуры, а Герцшпрунг с Ресселлом построили диаграмму. При этом некоторые лишние типы они исключили.

Основные спектральные типы, отображенные на H-R-диаграмме, — это О, В, А, F, G, К, М, от самых горячих звезд до самых холодных. Студенты университетов запоминают эту последовательность букв с помощью следующей фразы: "Oh, be a fine girl (guy), kiss me"[33] (первые буквы этих слов составляют нужную аббревиатуру).

В табл. 11.1 перечислены общие свойства звезд каждого спектрального класса.

Классификация светимости

У каждого спектрального класса есть подразделения. Например, Солнце имеет спектр G2V, т. е. считается звездой типа G, немного более холодной, чем звезда типа G0 или G1, и немного более горячей, чем звезда типа G3. Но Солнце намного холоднее звезды типа К и считается карликом главной последовательности, на что указывает римская цифра "V". "V" называется классом светимости Солнца. Каждая звезда относится к некоторому классу светимости, который обозначается римской цифрой.

Сверхгиганты относятся к классам светимости I и II, гиганты — к классу III, а субгиганты (промежуточный этап между звездами главной последовательности и красными гигантами) — к классу светимости IV. Все красные карлики относятся к классу светимости V, а белые карлики — к классу D.

Сегодня можно найти H-R-диаграммы, которые отличаются по форме, но представляют одни и те же данные: относительные свойства звезд, определяемые их температурой и блеском.

Некоторые H-R-диаграммы откалиброваны, так что на них отображены действительные значения блеска или светимости звезд, а не видимые звездные величины или уровни блеска с точки зрения наблюдателя на Земле.

Масса определяет класс

У звезды большей массы в ядре идут более интенсивные ядерные реакции и она выделяет больше энергии, чем звезда меньшей массы. Так что более массивная звезда главной последовательности ярче и горячее, чем менее массивная звезда главной последовательности. К тому же более массивные звезды больше по размерам. На основании этой информации можно вывести фундаментальное положение астрофизики, отраженное на H-R-диаграмме: масса определяет класс.

На H-R-диаграмме (см. рис. 11.4) звездные величины, соответствующие большему блеску (т. е. с меньшими числовыми значениями) находятся на диаграмме выше, спектральные классы горячих звезд — слева, а холодных — справа. Так что температура возрастает справа налево, а звездная величина — сверху вниз.

Если отобразить на H-R-диаграмме реальные данные наблюдений, где каждой точке соответствует одна звезда, это очень многое даст внимательному читателю.

 Многие или даже большинство звезд расположены в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого угла в правый нижний. Эта диагональная полоса соответствует главной последовательности звезд и все находящиеся в ней звезды — нормальные звезды типа Солнца, в ядрах которых происходят термоядерные реакции горения водорода.

 Некоторые звезды находятся в более широкой и разреженной, приблизительно вертикальной полосе, протянувшейся от диагональной полосы вверх и немного вправо (т. е. в сторону большего блеска и более низких температур). В этой полосе находятся красные гиганты.

 Небольшое количество звезд разбросано по всей верхней части диаграммы, Н слева направо. Это полоса сверхгигантов; слева находятся голубые, а справа — красные сверхгиганты (превосходящие голубые по численности).

 Еще немного звезд находится намного ниже диагональной полосы— внизу слева и в центре диаграммы. Это белые карлики.

Звезда главной последовательности отображена на H-R-диаграмме в соответствии с ее блеском и температурой, но и ее блеск, и температура зависят только от одного — массы. Диагональная форма главной последовательности отображает движение от звезд с большей до звезд с меньшей массой. У звезд, расположенных в левом верхнем углу главной последовательности, масса больше, чем у Солнца, а у звезд в правом нижнем углу — меньше, чем у Солнца.

Астрономы обычно не отображают молодые звездные объекты на одной H-R-диаграмме с остальными звездами. Но если бы они это сделали, то YSO находились бы в правой части диаграммы, над главной последовательностью, но совсем не так высоко, как сверхгиганты. Нейтронные звезды и черные дыры слишком трудно различимы для того, чтобы помещать их на H-R-диаграммах, где отображают обычные звезды.

Интерпретация H-R-диаграммы

Еще немного объяснений — и вы, как заправский астрофизик, будете знать, почему все эти звезды попадают в различные части диаграммы. Исследователи потратили десятки лет, чтобы это понять, а вы с помощью книги Астрономия для "чайников" получите все объяснения на блюдечке с голубой каемочкой. Для простоты мы рассмотрим калиброванную H-R-диаграмму, на которой все звезды отображены в соответствии с их истинным блеском.

Попробуйте ответить на вопрос: почему одна звезда ярче или тусклее другой? Блеск звезды определяют два простых фактора— температура и площадь поверхности. Чем больше звезда, тем больше у нее площадь поверхности, и каждый квадратный сантиметр этой поверхности излучает свет. Таким образом, чем больше квадратных сантиметров поверхности, тем больше света. Но возникает также вопрос о количестве света, которое излучает данный квадратный сантиметр поверхности. Горячие звезды ярче холодных, поэтому чем горячее звезда, тем больше света излучает каждый квадратный сантиметр ее поверхности.

Ну как, все понятно? А теперь разложим все по полочкам, применив эти знания к различным типам звезд.

 Белые карлики находятся в нижней части диаграммы, потому что они очень малы. Имея очень малую площадь поверхности (по сравнению с нормальными звездами, такими как Солнце), они просто не могут светить очень ярко. По мере угасания они сдвигаются по H-R-диаграмме вниз (поскольку становятся более тусклыми) и вправо (поскольку становятся холоднее). Их немного в правой части H-R-диаграммы, потому что холодные белые карлики настолько тусклые, что они обычно оказываются уже под осью абсцисс, и астрономы не могут ни увидеть многие из них, ни оценить их параметры.

 Сверхгиганты находятся в верхней части H-R-диаграммы, потому что они очень велики. Красный сверхгигант иногда больше, чем в 1000 раз превышает размер Солнца, так что если поместить его на место Солнца, то он может протянуться за орбиту Юпитера. Естественно, что с такой площадью поверхности сверхгиганты светят очень ярко.

То, что сверхгиганты находятся на диаграмме примерно на одинаковой высоте и слева, и справа, означает, что голубые сверхгиганты (расположенные слева) меньше красных (расположенные справа). Откуда нам это известно?