Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уильям Уоллер
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Сводим все воедино: диаграмма Герцшпрунга — Рессела
Точно установив расстояния до звезд, астрономы могут легко преобразовать наблюдаемый звездный блеск (или световой поток) в собственную светимость. Это важное свойство звезды, и наряду с температурой ее поверхности (определяемой по наблюдаемому показателю цвета звезды или спектральному классу) оно дает необходимые указания на классы звезд, странствующих в окрестностях Солнца и за их пределами (рис. 6.2).
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела (или Г — Р), впервые разработанная в 1913 году датчанином Эйнаром Герцшпрунгом и американцем Генри Норрисом Ресселом, показывает различные классы светимости звезд. «Густонаселенная» главная последовательность проходит по диагонали от верхнего левого угла к нижнему правому. В этом «ансамбле» играет подавляющее большинство звезд. На главной последовательности самые голубые и горячие звезды — самые яркие, а самые красные и холодные — наиболее тусклые. Это следует из поверхностной температуры звезды, при которой светимость меняется приблизительно как температура в четвертой степени. Полное соотношение выражается следующей формулой: L = σ(4πR2)T4, которая количественно определяет тепловое излучение, исходящее от сферической поверхности горячего тела (которое мыслится как идеальный излучатель, или абсолютно черное тело, пребывающее в тепловом и радиационном равновесии с окружающей средой). Величина (4πR2) соответствует площади излучающей поверхности сферического тела (в квадратных метрах), температура поверхности (Т) измеряется в кельвинах, а σ в этой формуле — коэффициент пропорциональности, постоянная Стефана — Больцмана. При привязке к светимости Солнца, LSun, соотношение упрощается: L / LSun = (R / RSun)2(T / TSun)4.
Рис. 6.2. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, показывающая светимости и температуры поверхности звезд в окрестностях Солнца и за их пределами. Расстояния до всех звезд на этой диаграмме определены по их геометрическим параллаксам. Диагональная главная последовательность достаточно населена; яркие голубые звезды занимают верхний левый угол, тусклые красные звезды — правый нижний. В ветви гигантов относительно меньше звезд, что согласуется с ограниченным объемом пространства, измеримого с помощью метода геометрического параллакса, и с относительной редкостью самих гигантов. Белых карликов на диаграмме мало из-за их крайней тусклости, из-за которой их очень трудно обнаружить. (По источнику: R. Powell, An Atlas of the Universe.)
Другими словами, радиус звезды и температура ее поверхности в значительной степени определяют ее светимость. Звезды на главной последовательности несколько различаются по радиусу и более заметно — по температуре. После возведения в четвертую степень вариации температуры ведут к огромной разнице в светимости. Скажем, если рассматривать только звезды, расположенные на главной последовательности, то представители спектральных классов О и В светят в 100 000 раз сильнее Солнца, а светимость Солнца в 10 000 раз выше, чем у звезд спектрального класса М. А вот у звезд-гигантов светимость выше, чем у их «коллег» со сходной температурой, занимающих главную последовательность, поскольку гиганты намного больше, — некоторые из них в сотни и тысячи раз больше Солнца. С белыми карликами все происходит с точностью до наоборот: они намного тусклее, чем их эквиваленты на главной последовательности, потому что они в сотни раз меньше. Многие белые карлики не больше Земли. В двенадцатой главе мы поговорим о том, какие эволюционные процессы лежат в основе этих различных классов звезд.
Звездные массы
Важнейшим физическим свойством звезды является только ее масса. Она определяет светимость звезды, ее эволюционный путь, общее время жизни и, в конечном итоге, ее финал. К сожалению, звездные массы нельзя определить, просто измерив расстояния до звезд, а также их температуру и светимость. Нужно наблюдать за тем, как звезда «танцует» с другой звездой. Отслеживая эти орбитальные фанданго, астрономы могут призвать на помощь ньютоновскую силу тяготения и установить отдельные массы в двойной звездной системе. Процесс легче понять, когда видны обе звезды, и отличным примером в данном случае станет двойная система Сириус А + Сириус B, в которой яркая звезда класса А, занявшая главную последовательность (Сириус А), и ее гораздо более тусклый спутник, белый карлик (Сириус В), медленно вращаются вокруг своего общего центра масс.
Сириус B был открыт в 1862 году, и с тех пор наблюдения показали, что две звезды движутся по эллиптическим орбитам с общим периодом в 50,1 года. Сириус А имеет меньшую орбиту, что соответствует его большей массе. Угловой диаметр большой полуоси орбиты Сириуса B — по отношению к Сириусу А — составляет 7,5″, что при ее протяженности в 8,6 светового года дает среднее расстояние в 20 а. е. Используя обобщенную версию третьего закона Кеплера, где P2 (mA + mB) = a3, можно выразить период (Р) в годах, а протяженность большой полуоси (а) в астрономических единицах и, таким образом, вычислить сумму звездных масс (mA + mB) в единицах измерения, основанных на массе Солнца (M⊙ или, для данной книги, также MSun). Полученные в результате 3,2 солнечной массы в дальнейшем можно разделить на отдельные массы в соответствии с относительными размерами орбиты каждой звезды так, что mA / mB = aB / aA, где массы звезд обратно пропорциональны радиусам орбит (подумайте о том, как взрослый и ребенок располагаются на качелях, чтобы сохранить равновесие). Размер орбиты Сириуса А примерно вдвое меньше, чем у Сириуса В — значит, Сириус А вдвое тяжелее белого карлика. В итоге мы получим 2,15 M⊙ для яркого Сириуса А и 1,05 M⊙ для чрезвычайно тусклого белого карлика Сириуса В — и теперь можем завершить досье на Сириус В, звездный объект, по массе сравнимый с Солнцем, но со светимостью всего в 2,6 % от солнечной и с радиусом, который в 119 раз меньше радиуса Солнца. Очевидно, что Сириус В — это звезда совсем другого класса.
По сравнению с системой Сириуса большинство двойных звездных систем далеко не так доброжелательны к астрономам. Они либо слишком далеки, либо слишком тесно связаны, чтобы различить их как отдельные. В таких случаях, а их довольно много, астрономы должны тщательно собрать всю прочую информацию, которая может им пригодиться для определения звездных масс. Наиболее полезными в данном случае оказались
