7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Названия разных видов звезд звучат доволь­но неожиданно. Астрономы с легкостью пользуются та­кими терминами, как «красный сверхгигант», «черная дыра» и даже «повторная новая звезда». В данной бро­шюре мы познакомимся с очень интересной разновид­ностью звезд, название которых также звучит необыч­но — белые карлики. Эти слабенькие звездочки, откры­тые более полувека назад, вызывают большой интерес у астрономов, так как, видимо, представляют собой бу­дущую судьбу большинства звезд, включая и наше Солнце. О том, что именно заставило ученых прийти к такому выводу, и о методах исследования белых карли­ков будет рассказано дальше, но сначала следует озна­комиться с необычной историей их открытия, а также узнать, по каким своим внешним признакам они отли­чаются от других звезд.

Сейчас каждый школьник знает, что «неподвижные» звезды на самом деле движутся друг относительно дру­га. Когда пять тысяч лет назад египетские жрецы в лу­чах утренней зари искали Сириус — предвестника раз­лива Нила, он был на полтора угловых градуса (т. е. на три видимых поперечника Луны!) в стороне от тепереш­него его положения на небосводе. Относительно быст­рое перемещение по небу Сириуса и большая его яр­кость объясняются сравнительной близостью этой звез­ды к нам (около 9 св. лет). Это позволило известному астроному Ф. Бесселю еще в 1844 г. обнаружить (после ряда многолетних наблюдений), что Сириус движется по небосводу не прямолинейно, а вдоль волнистой траектории. На основании этого Бессель сделал заключе­ние, что около Сириуса должно находиться массивное невидимое тело (может быть, другая звезда), которое своим притяжением искривляет его траекторию. Вско­ре было вычислено, что система «Сириус — массивное тело» должна совершать полный оборот вокруг своего центра масс за 50 лет.

Предположение об этом невидимом спутнике Сириу­са сильно потрясло ученых того времени. Некоторые из них пришли даже к неправильному выводу, решив, что спутник-«невидимка» должен быть обязательно мас­сивнее Сириуса. На это, по их мнению, указывал харак­тер видимого движения Сириуса, который, как они счи­тали, соответствовал орбитальному движению звез­ды около невидимого центрального тела. В действитель­ности же, яркая звезда и темный спутник могли обра­щаться вокруг общего центра масс, и масса невидимой звезды могла быть вполне меньше массы Сириуса, а в этом случае звезда-«невидимка» должна находиться го­раздо дальше от центра общего вращения, чем Си­риус.

Не прошло и 20 лет как американец А. Кларк, ко­торый не был даже настоящим астрономом, а занимал­ся лишь изготовлением телескопов для различных об­серваторий, обнаружил этот спутник. Кларк, видимо, даже не знал всей истории с Сириусом, он просто, на­водя на Сириус объективы, обычно таким образом их проверял, так как Сириус является самой яркой звез­дой на небе. В 1862 г. Кларк отшлифовал самый круп­ный для своего времени объектив — диаметром 18 дюй­мов (45 см). Говорят, что когда он (вместе со своим сыном) впервые навел этот огромный объектив на Си­риус, то увидел, что изображение получилось каким-то искаженным, несимметричным. Тогда Кларк продолжил шлифовку, стремясь достичь еще лучшего качества объ­ектива. И когда он снова навел свой объектив на Си­риус, то там, где ему раньше почудился дефект изоб­ражения, Кларк обнаружил рядом с Сириусом еще од­ну звездочку.

Открытие Кларка заинтересовало астрономов вна­чале лишь только тем, что наконец-то была обнаруже­на ранее невидимая звезда-спутник Сириуса, получив­шая название Сириус В. Причем она находилась с про­тивоположной относительно более яркой звезды — Сириуса А — стороны от общего центра системы и в два раза дальше от этого центра, чем более яркая компо­нента. Это означало, что масса спутника должна быть в два раза меньше массы Сириуса А. Дальнейшие наб­людения подтвердили эти выводы. Обе звезды действи­тельно обращаются вокруг общего их центра масс с пе­риодом около 50 лет. При этом расстояние между звездами во время их движения по орбите меняется с тем же периодом (но в среднем оно составляет 3 млрд. км, т. е. 20 а. е.).

Используя третий закон Кеплера, исправленный Ньютоном, легко можно было найти массу обеих звезд, зная размеры и период системы. Суммарная масса звезд двойной системы, выраженная в массах Солнца (Мc), согласно этому закону равняется кубу расстояния между компонентами (в астрономических единицах), деленному на квадрат периода (в годах). Оказалось, что полная масса системы составляет чуть больше 3 Мc, а масса Сириуса В почти точно равна массе Солнца. Блеск же Сириуса В в 10 тыс. раз слабее блес­ка Сириуса А и поэтому его не могли так долго обна­ружить. Причем не следует думать, что такие звезды нельзя было наблюдать с помощью существовавших тогда телескопов: если бы Сириус А вдруг «выключил­ся», то его спутник еще Галилей легко бы заметил в свою трубу. Однако чем больше диаметр объектива те­лескопа, тем меньше кажущийся размер изображения основной звезды, и при этом бледный ее спутник уже не тонет в сиянии своего компаньона. Кларку «помог­ло» и то, что в момент своего открытия Сириус В нахо­дился в наибольшем его удалении от Сириуса А.

Когда расстояние до звезды известно, легко оценить, сколько энергии она излучает за единицу времени, т. е. определить ее светимость. Оказалось, что светимость Сириуса В в 400 раз меньше светимости Солнца, в то время как массы у них равны. Вначале это не казалось слишком странным, так как звезд малой светимости было уже известно много, а закономерность связи мас­сы со светимостью звезд была неочевидной, так как лишь у некоторых звезд удалось определить массу. Однако, когда астрономы несколько позже, уже в начале нашего века, более тщательно стали исследовать цвето­вые характеристики звезд, они сделали удивительное открытие относительно необычных свойств Сириуса В. Но сначала рассмотрим несколько подробней, что со­бой представляют эти характеристики, а также, какие существуют методы их анализа.

У ярких звезд цвет легко различим и невооружен­ным глазом. Например, в ясную зимнюю ночь, когда Сириус находится достаточно высоко над горизонтом, хорошо заметен его голубой цвет. Особый контраст по сравнению с ним имеет красный блеск Бетельгейзе (са­мой яркой звезды созвездия Ориона). Однако именно в начале XX века астрономы вместо определения цвета звезд на глаз стали использовать более точный анализ цветовых характеристик звезд, сравнивая потоки излу­чения в разных участках электромагнитного спектра (с помощью различных светофильтров, а позже и фотоэле­ментов). Кроме того, к этому времени стало ясно, что цвет звезды (так же, как цвет раскаленного куска ме­талла или любого непрозрачного тела) зависит от тем­пературы ее поверхности. Чем выше температура, тем быстрее движение частиц вещества, тем выше энергия рождающихся при этом фотонов. А «цвет» фотона — его длина волны — зависит от энергии: «голубые» фо­тоны более энергичны, чем «красные». При росте тем­пературы больше энергии излучается в голубой части спектра по сравнению с красной, и звезда становится более белой или голубой (например, температура крас­ной Бетельгейзе — около 3000 К, а бело-голубого Си­риуса А — примерно 10 000 К). Кроме этого, оказалось, что температура звезды влияет на вид линейчатого спектра ее излучения.

Спектр звезды — это, собственно говоря, развертка потока ее излучения по длине волны. На фоне непре­рывного спектра у большинства звезд на определенных длинах волн видны темные линии поглощения. Огром­ное разнообразие линейчатых спектров звезд астроно­мы смогли понять, сравнивая их со спектрами различ­ных элементов, полученных в наземных лабораториях.

В зависимости от вида линейчатого спектра стали разделять все звезды на спектральные классы. Те звез­ды, в спектрах которых самыми сильными являются ли­нии водорода, отнесли к спектральному классу А; те, у которых преобладают линии гелия, — к классу В. В спектрах звезд других классов доминируют многочис­ленные линии железа, кальция, хрома, углерода и про­чих элементов (все эти элементы астрономы называют просто металлами, хотя многие из них таковыми и не являются). Такие звезды относят к спектральным клас­сам F, G, К, М (например, Солнце принадлежит к клас­су G).

Когда-то считалось, что различия в спектрах вызы­ваются главным образом изменением химического со­става атмосфер: звезды класса А называли водородны­ми, класса В — гелиевыми и т. п. Однако уже к нача­лу 20-х годов нашего столетия стало ясно, что спект­ральный класс звезды связан с ее цветом, т. е. с темпе­ратурой. Звезды спектрального класса М, например, — красные, класса G — желтые, класса А — белые, клас­са В — голубые.

Физическая причина зависимости спектра звезды от ее температуры в конечном счете обусловлена наличием определенных уровней энергии возбуждения атома того или иного элемента. При поглощении фотона атом пе­реходит на более высокий вполне определенный уро­вень (при этом один из электронов атома переходит на более высокую орбиту), но раз «высота» этого уровня (орбиты) фиксирована, то и энергия фотона не может быть произвольной (значит, не может быть произволь­ной и длина его волны). Поэтому свет поглощается ато­мом только в дискретном наборе длин волн — так и возникают линии поглощения.

При достаточно низкой температуре атмосферы звез­ды все атомы определенных элементов являются невоз­бужденными — его электроны находятся, как говорят, в наинизшем, или основном, энергетическом состоянии (на ближайших к ядру орбитах). Энергия фотонов све­тового излучения может быть слишком мала для «подъ­ема» электронов на следующий по «высоте» уровень. В этом случае «оптические» фотоны проходят атмосферу в основном без поглощения, и линий в спектре звезды не образуется. При повышении температуры атомы воз­буждаются, и электроны в атоме «поднимаются» на бо­лее высокую орбиту, а уже с нее они могут поглощать «оптические» фотоны — в спектре звезды возникают ли­нии. При еще большем повышении температуры элект­роны могут даже оторваться от своих атомов (происходит, как говорят, ионизация), и тогда линии в спектре снова ослабевают.

Рассмотрим, например, звезды спектральных клас­сов А и В. У звезд класса А03 температура поверхности примерно равна 10 000 К — она недостаточна, чтобы «загнать» электроны в атомах гелия на те высокие энергетические уровни, с которых возможно было бы поглощение фотонов видимого света. У звезд класса В0 температура — почти 30 000 К, и уже достаточно ато­мов гелия возбуждено, так что в спектре такой звезды имеются заметные линии этого элемента. Водородные же линии с повышением температуры постепенно осла­бевают и даже исчезают вовсе при температуре около 50 000 К, так как при этом растет ионизация водорода. Из таких соображений теория спектральных линий смогла объяснить изменение вида спектра при перехо­де от самых холодных звезд к самым горячим, считая химический состав во всех звездах почти одинаковым.

Теперь скажем несколько слов о том, что мы пони­маем под температурой поверхности или атмосферы звезды. Ведь у звезды нет резкой границы, а темпера­тура газа в атмосфере непостоянна — она растет с глу­биной. Что же имеют в виду астрономы, когда они го­ворят, температура атмосферы звезды ван Маанен 2 равна 5000 К, a HZ 43 — 110 000 К?

Дело в том, что излучение звезды обычно сравни­вают с излучением абсолютно непрозрачного (или, как говорят физики, «абсолютно черного») тела. Чем выше температура такого «тела», тем больше оно излучает «голубых» фотонов. Например, максимум излучения звезды ван Маанен 2 приходится на желтую часть спект­ра, a HZ 43 — на далекую ультрафиолетовую область Однако атмосфера звезды до некоторой глубины проз­рачна, причем эта глубина различна для разных длин волн (так как степень прозрачности вещества зависит от длины волны). В той области спектра, где эта проз­рачность меньше (например, в спектральной линии пог­лощения), мы наблюдаем звезду до меньшей глубины, т. е. видим ее более холодные слои. Таким образом, излучение звезды, вообще говоря, нельзя полностью ас­социировать с излучением «абсолютно черного» тела оп­ределенной температуры (рис. 1). Однако всегда мож­но подобрать такую температуру «абсолютно черного» тела, при которой его полное излучение с 1 см2 поверх­ности равнялось бы полному излучению (на всех длинах волн) с 1 см2 поверхности данной звезды. Эту вели­чину называют «эффективной температурой» звезды. Оказывается, что эффективная температура близка к реальной температуре газового слоя звезды на той глу­бине, откуда выходит основное излучение.

Наблюдаемое распределение энергии в спектре белого карлика класса DB

Наблюдаемое распределение энергии в спектре белого карлика класса DB

Когда говорят о температуре атмосферы звезды, то имеют в виду именно эффективную температуру Тэф. Ее связь с общим потоком (для всех длин волн) излуче­ния F с 1 см2 поверхности обусловлена законом Стефа­на — Больцмана F=оТэф4 эрг•(с•см2)-1, где о = 5,7• 10-5 эрг•(с•см2•К4)-1. Это соотношение, вообще гово­ря, делает безразличным, что первично — поток F. или эффективная температура Тэф. Однако эффектив­ная температура Тэф является более удобной величиной, так как она, кроме потока F, сразу говорит астрофизи­ку и о цвете звезды, и о температуре газа в слоях, наи­более важных для формирования спектра.

Когда астрономы нашли по цветам и спектрам тем­пературу, а по расстояниям — светимость достаточно большого числа звезд, то они обнаружили удивительные закономерности. Оказалось, что на диаграмме светимость — температура (рис. 2) подавляющее большин­ство звезд располагается вдоль некоторой линии, назы­ваемой «главной последовательностью». У звезд глав­ной последовательности светимость растет с температу­рой: чем голубее звезда, тем сильнее она светит. Кро­ме того, на этой диаграмме имеется довольно большая группа звезд, имеющих низкую температуру, но боль­шую светимость — их называют красными гигантами. Такое название они получили из-за своих огромных раз­меров. Дело в том, что светимости красных гигантов в сотни и тысячи раз больше светимости Солнца. И хотя звезды такой же светимости есть и на главной после­довательности в голубой ее части (классы О и В), но при этой светимости размер красного гиганта должен быть в десятки раз больше размеров голубой звезды главной последовательности (и может быть в сотни раз больше размеров Солнца). Это связано с его низкой эф­фективной температурой: мы видим из закона Стефа­на — Больцмана, что поток излучения единицы поверх­ности звезды очень сильно зависит от эффективной тем­пературы: ~ Тэф4. Если, например, эффективная темпе­ратура красного гиганта в 5 раз меньше, чем у звезды главной последовательности, то 1 см2 его поверхности должен излучать в 54 = 625 раз меньший поток. Значит, если их светимости равны, то площадь поверхности красного гиганта должна быть в 625 раз больше площа­ди поверхности голубой звезды главной последователь­ности. Отсюда ясно, что большую светимость звезда низкой температуры может иметь, только раздувшись до громадных размеров.

Распределение звезд на диаграмме светимость - температура

Распределение звезд на диаграмме светимость – температура

Проводя аналогичные рассуждения, можно пока­зать, что звезды нижней части главной последователь­ности должны иметь значительно меньшие размеры, и поэтому их стали называть красными и желтыми кар­ликами. В частности, и наше Солнце является, увы, все­го лишь желтым карликом.

Но вернемся к Сириусу В. В 10-е годы нашего сто­летия он опять (с 1862 г. прошло 50 лет) достаточно удалился от Сириуса А, и это позволило американцу У. Адамсу определить его спектральный класс. Оказа­лось, что спектр Сириуса В похож на спектр Сириуса А, и, следовательно, Адамс отнес его к спектральному классу А. Далее он вычислил температуру Сириуса В и получил 8000 К. Но тогда Сириус В никак не попадал на главную последовательность, где все звезды низкой светимости были холодными красными карликами.

Кроме того, физические свойства Сириуса В оказа­лись также неожиданными.

Температура поверхности Солнца равна 6000 К. По закону Стефана — Больцмана получаем, что каждый 1 см2 поверхности Сириуса В излучает в 5 раз больший поток, чем 1 см2 солнечной поверхности. Но раз его све­тимость, как мы уже упоминали, в 400 раз меньше сол­нечной, то, значит, его поверхность должна быть в 5 X400 = 2000 (а радиус — в 45) раз меньше, чем у Солн­ца (т. е. меньше, чем у планет-гигантов Солнечной системы), хотя масса та же! Отсюда следует, что если средняя плотность Солнца (1,4 г/см3) близка к плотно­сти воды, то у Сириуса В она оказалась в 100 тысяч раз больше, так как плотность звезды пропорциональ­на массе и обратно пропорциональна кубу радиуса: g~M/R3. Эта плотность была в тысячи раз выше, чем у любых известных тогда звезд, и поэтому многие изве­стные астрономы сначала не поверили, что существуют такие объекты. Вот что сказал несколько позднее по этому поводу известный английский астрофизик А. Эд­дингтон:

— Сообщение спутника Сириуса после его расшиф­ровки гласило: «Я состою из вещества, плотность ко­торого в 3000 раз выше, чем все, с чем вам когда-либо приходилось иметь дело; тонна моего вещества — это маленький кусочек, который умещается в спичечной ко­робке». Что можно сказать в ответ на такое послание? В 1914 г. большинство из нас ответило так: «Полно! Не болтай глупостей!»

Г. Рессел, один из первых астрономов построивший для звезд диаграмму типа температура — светимость, еще в 1910 г. обнаружил, что спутник другой звезды — 40 Эридана В — тоже не попадает в область красных карликов. Однако он решил, что спектральный класс определен ненадежно и звезда малой светимости не мо­жет быть белой, и поэтому не придал особого значения полученному результату.

Лишь через десяток лет Сириус В и 40 Эридана В были приняты всеми астрономами как реальные пред­ставители совершенно необычного типа звезд. Произош­ло это в основном благодаря разработке Эддингтоном теории внутреннего строения звезд. До него астрономы думали, что только вещество разреженных красных ги­гантов находится в газовом состоянии, а в недрах та­ких звезд, как Солнце, вещество находится как бы в жидком состоянии. Ведь, если даже средняя плотность Солнца превосходит плотность воды, то в центральных областях она могла бы быть еще выше. В земных усло­виях атомы вещества при таких плотностях соприкаса­ются своими электронными оболочками — поэтому жидкости гораздо труднее сжимать, чем газ.

Эддингтон первым пришел к выводу, что в недрах звезд, где температура должна достигать десятки мил­лионов градусов, почти все электроны будут оторваны при таких температурах от атомных ядер из-за громад­ных скоростей частиц и наличия множества энергичных фотонов. Электроны и «голые» ядра имеют размеры в сотни тысяч раз меньшие, чем атомы, и поэтому основ­ное время своей «жизни» они, так же как молекулы га­за, проводят в свободном полете. Отсюда следовало, что состояние вещества в недрах звезд можно описы­вать уравнением состояния идеального газа PnkT, где р — давление, п — концентрация всех частиц, Т — температура, а k=1,38•10-6 эрг/К — так называемая постоянная Больцмана.

Эддингтон убедительно обосновал свои предположе­ния с помощью существовавших тогда результатов наб­людений двойных звезд. К 20-м годам нашего столетия исследования двойных звездных систем позволили оп­ределить массу уже многих звезд. Оказалось, что если нанести на диаграмму масса — светимость данные о массе этих звезд, то почти все они расположатся вдоль вполне определенной кривой (рис. 3). Эта своего рода главная последовательность данной диаграммы была обусловлена тем, что подавляющее большинство звезд двойных систем принадлежали главной последователь­ности диаграммы температура — светимость (см. рис. 2), включая и звезды-карлики этой последовательно­сти, имеющие плотность порядка плотности воды (тем самым оправдывалось применение Эддингтоном уравне­ния состояния идеального газа для объяснения их структуры).

Диаграмма масса - светимость

Диаграмма масса – светимость

Эддингтон, кроме того, в своих расчетах получил, что применимость уравнения состояния идеального газа возможна лишь при плотностях звезд, не превышаю­щих более чем в 100 тыс. раз плотность воды. На по­строенной им диаграмме масса — светимость (см. рис. 3) как раз две звезды — Сириус В и 40 Эридана В — резко выделялись от линии главной последова­тельности. Их плотность, как мы уже говорили, превы­шала этот предел Эддингтона и была порядка 105 г/см3. Таким образом, в 1924 г. был открыт совершенно новый тип звезд, за которым закрепилось название «бе­лые карлики». Повторим, как оно возникло: «карли­ки» — потому что у них маленькие размеры, приводя­щие к низкой светимости, а «белые» — так как первые представители этого класса, Сириус В и 40 Эридана В — это горячие, бело-голубые звезды. Их главное внутреннее отличие — плотности белых карликов в ты­сячи раз выше, чем у других звезд, и они не подчиня­ются уравнению состояния идеального газа.