Космические рубежи теории относительности - Кауфман Уильям (читаем бесплатно книги полностью TXT) 📗
РИС. 6.1. Спектр. Когда белый свет проходит сквозь призму, он разбивается на лучи всех цветов радуги. Такое разложение называется спектром; в нём часто содержатся тонкие чёрные линии, вызванные химическими элементами, которые содержатся в источнике света.
Кроме истинной светимости звёзд астрономы хотели бы ещё знать их температуру, химический состав, а также количество вещества, из которого они состоят. Решающие шаги в этом направлении были сделаны в результате ряда замечательных открытий, начавшихся также с середины XIX в. Со времен Исаака Ньютона было известно, что белый свет, проходя сквозь стеклянную призму, разбивается на лучи всех цветов радуги. Такая цветовая радуга называется спектром (см. рис. 6.1). В 1815 г. немецкий оптик Йозеф Фраунгофер заметил, что в спектре Солнца на яркие цвета радуги накладываются слабые темные линии. Истинная природа этих спектральных линий оставалась неизвестной вплоть до 60-х гл. XIX в., когда выяснилось, что они обусловлены различными химическими веществами, содержащимися в источнике света. Трудами великих физиков (Макса Планка, Нильса Бора и др.) было показано, что спектральные линии вызываются переходами электронов с орбиты на орбиту внутри атома. При таких переходах электроны поглощают или испускают свет строго определённых длин волн. Эти процессы и определяют картину спектральных линий. Разные химические вещества состоят из атомов разных типов и дают поэтому различные и притом вполне определённые системы спектральных линий. Иными словами, химические элементы в источнике света оставляют свои «отпечатки пальцев» на испускаемом им излучении в виде характерных спектральных линий. Отождествляя эти линии, физик или астроном может определить химический состав источника света.
Исследуя спектры звёзд, астрономы в конце концов смогли выяснить, из чего состоят эти звёзды. На основании многолетних исследований теперь известно, что звёзды состоят в основном из водорода и гелия. От 50 до 80% вещества звёзд -это водород, легчайший из элементов. А вместе с гелием водород составляет от 96 до 99% массы большинства звёзд. Значит, на более тяжелые элементы остаётся в общей сложности менее 4% массы. Из этих элементов наиболее распространены кислород, азот, углерод, неон, магний, аргон, хлор, кремний, сера и железо.
Хотя все звёзды, грубо говоря, состоят из одних и тех же химических элементов, их спектры сильно различаются. Например, на рис. 6.2 приведены спектры трёх типичных звёзд. Они имеют примерно одинаковый химический состав, и всё же в спектрах видны совсем разные сочетания спектральных линий, поскольку весьма различны температуры этих трёх звёзд. Температура атмосферы звезды особенно сильно сказывается на том, какие именно спектральные линии каких элементов будут наиболее интенсивными. Возьмем очень горячую звезду, температура на поверхности которой равна 25 000 градусов по абсолютной шкале (т. е. 25 000 К). Газы в атмосфере этой звезды настолько раскалены, что у многих атомов оторваны их внешние электроны. Такие атомы не могут испускать спектральных линий в видимой области спектра. Точнее говоря, лишь гелий способен удержать при таких температурах все свои электроны. Следовательно, те звёзды, в спектрах которых преобладают линии гелия, должны обладать поверхностной температурой около 25 000 К. Другой пример ~ холодная звезда, температура поверхности которой равна всего 3000 К. При столь низких температурах атомы могут объединяться в молекулы. В спектрах таких звёзд преобладают линии молекул окиси титана, хотя титан - довольно редкий элемент. Наконец, в спектре Солнца имеется много линий таких металлов, как кальций и магний, а также линии кремния. Астрономы отсюда заключили, что температура на поверхности Солнца должна быть около 6000 К, поскольку эти температурные условия наиболее подходящи (там «не слишком жарко» и «не слишком холодно») для образования спектральных линий этих элементов.
РИС. 6.2. Спектры звёзд Три звезды - Альфа Малого Пса, Тау Скорпиона и Бета Пегаса - обладают почти одинаковым химическим составом. Вид их спектров очень различен ввиду совершенно разных поверхностных температур этих трёх звёзд. (Обсерватория им. Хейла.)
Так, изучая спектры звёзд, астрономы выяснили, из чего состоят эти звёзды. Одновременно - и это, может быть, ещё важнее - удалось определить температуры поверхностей звёзд. Так астрономы узнали, сколь горячи звёзды.
Зная истинную светимость и поверхностную температуру звезды, астрономы могут сделать много важных заключений. Незадолго до начала первой мировой войны датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга обнаружили, как много интересных выводов можно получить из диаграммы светимость - температура. Как видно из рис. 6.3, светимости звёзд откладываются по вертикальной оси, а поверхностная температура - по горизонтальной оси. Каждую звезду на небе, для которой известны её светимость и температура, можно изобразить в виде точки на этом графике. Например, светимость Солнца равна 1, а его поверхностная температура близка к 6000 К; поэтому Солнце изображается точкой вблизи середины диаграммы. В честь создавших его астрономов график, приведенный на рис. 6.3, называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела.
РИС. 6.3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Распределение звёзд по светимости и температуре удобнее всего представить в виде подобной диаграммы. Большая часть звёзд сосредоточена в трёх основных областях - на главной последовательности, среди красных гигантов и среди белых карликов.
Сразу видно, что точки, изображающие реальные звёзды, не разбросаны беспорядочно по всей диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Напротив, они группируются в трёх основных областях. Большинство звёзд, которые мы видим на небе, принадлежат к главной последовательности. Главная последовательность проходит через всю диаграмму по диагонали от ярких горячих звёзд в левом верхнем углу к слабым холодным звёздам в правом нижнем углу. Точка, изображающая Солнце, находится в середине главной последовательности, и поэтому мы говорим, что Солнце - это звезда главной последовательности.
Кроме главной последовательности имеется другая большая группа звёзд в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Эти звёзды являются яркими и холодными. Они излучают света в тысячи раз больше, чем Солнце, но их поверхностные температуры составляют всего от 3000 до 4000 К. Значит, эти звёзды должны быть гигантскими по своим размерам. Если поместить одну из них в центре Солнечной системы, то орбита Земли окажется расположенной ниже её поверхности. Для таких звёзд обычны диаметры в несколько сотен миллионов километров. Поскольку эти звёзды холодные, они излучают главным образом красноватый свет. Поэтому их называют красными гигантами.
Почти каждая красноватая звезда, которую можно увидеть на небе, - это красный гигант. Поистине яркие примеры - Бетельгейзе в Орионе, Антарес в Скорпионе, Альдебаран в Тельце. Все прочие звёзды, видимые невооруженным глазом, - это звёзды главной последовательности.
В хороший телескоп можно обнаружить звёзды ещё одного типа, которые не относятся ни к красным гигантам, ни к главной последовательности. Этот третий тип включает очень горячие и очень слабые звёзды. Характерная поверхностная температура этих звёзд от 10000 до 20000 К, а излучают они лишь 1/100 часть света, испускаемого Солнцем. Поэтому точки, изображающие эти звёзды, сосредоточены в нижнем левом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Очень горячие звёзды испускают в основном голубовато - белый свет; значит, эти слабые звёзды должны быть очень невелики. Как правило, они имеют размеры, близкие к размерам Земли (т. е. диаметр порядка 15 000 км), и поэтому их называют белыми карликами.
