Астронет > Новые и сверхновые звезды >> Глава I. АСТРОНОМЫ ИССЛЕДУЮТ ЗВЕЗДЫ

Астронет: Ю. П. Псковский/ГАИШ Новые и Сверхновые звезды
http://variable-stars.ru/db/msg/1201870/01.html

Введение | Оглавление | Глава II. Будни вселенной

Глава I. АСТРОНОМЫ ИССЛЕДУЮТ ЗВЕЗДЫ

Звезды, изменяющие блеск

Как сообщает древнеримский историк Плиний Старший, около 134 г. до н.э. в созвездии Скорпиона наблюдалась вспышка новой звезды. Заинтересовавшись этим, крупнейший астроном древнего мира Гиппарх решил переписать все звезды, чтобы можно было обнаружить появление новых звезд в будущем.

Знаменитый звездный каталог Гиппарха насчитывал около 500 звезд. В нем не только было описано положение звезд в созвездиях, но и указывалось, какая из них и насколько ярче или слабее соседних. Для этой цели Гиппарх распределил звезды на шесть классов по их блеску. Самые яркие получили наименование звезд 1-й величины, а самые слабые видимые глазом - 6-й. Звезды 2-й величины выглядели слабее звезд 1-й величины на столько же, на сколько звезды 2-й величины выглядели ярче звезд 3-й величины и т. д.

Впоследствии, уже в XIX в., выяснилось, что такое подразделение звезд по величинам отражает логарифмический характер восприятия силы света человеческим глазом: если блеск звезд ослабевает в геометрической прогрессии, то глаз это ощущает как ослабление светового воздействия в арифметической прогрессии, т. е. как убывание блеска на постоянную величину. Поскольку звезды 6-й величины на пять величин слабее по блеску звезд 1-й величины, причем количество света, приходящее от них, различается в сто раз, то из этих установленных наблюдениями фактов можно вычислить, что знаменатель геометрической прогрессии, на котором Гиппарх интуитивно основал систему звездных величин, равнялся 2.512. Иными словами, мы получаем изменение на одну величину при уменьшении блеска в 2.512 раза.

Итак, блеск в звездных величинах - это выражение в логарифмической шкале меры световой энергии звезды, принимаемой глазом в единицу времени, а математически - это величина, пропорциональная логарифму освещенности.

Пусть освещенность, создаваемая первой звездой, будет E₁, а второй - E₂. Тогда разность их блеска в звездных величинах будет выражаться так называемой формулой Погсона: m₁ - m₂ = - 2.5 lg E₁/E₂, где m₁ - звездная величина первой, а m₂ - второй звезды.

Это простое соотношение между звездными величинами и освещенностями составляет основу звездной фотометрии, т.е. методов точного измерения блеска звезд. Теперь астрономы умеют измерять блеск звезд очень точно, и звездная величина записывается с одним или двумя знаками после запятой и отмечается значком ^m.

В 1610 г. Галилей впервые направил на небо телескоп. С этого момента началась триумфальная эпоха телескопической астрономии. В телескопы астрономы увидели бесчисленные множества звезд, бывших ранее неизвестными из-за слабого блеска. Выяснилась природа Млечного Пути. Эта светящаяся полоса, как бы поясом охватывающая небо, оказалась состоящей из слабых звезд. Дальнейшее изучение Млечного Пути показало, что наше Солнце и все видимые простым глазом звезды тоже принадлежат этому большому облаку звезд, называемому теперь Галактикой (от греческого галактос - млечный).

Около столетия назад начали применять фотографирование небесных светил. Телескоп стал служить гигантским фотоаппаратом. Оказалось, что фотографирование сочетает ценнейшие качества, какими не обладают даже многие новейшие средства наблюдений. Оно позволяет быстро, документально точно и подробно зарегистрировать явление и окружающие его детали. Другие новые средства наблюдений: спектроскопия, фотоэлектроника, телевизионная и радиоастрономическая техника - наиболее успешно применяются совместно с фотографией.

С появлением фотографии определение блеска звезд стало проводиться фотографическим способом. Однако следует отметить, что наш глаз, фотопластинки и фотоэлементы по-разному чувствительны к синим, желтым и другим лучам. Глаз, например, лучше воспринимает желтые, а фотопластинка - синие, а у фотоэлементов чувствительность к цвету излучения зависит от химического состава вещества фотоэлемента.

В результате получается, что звезды голубоватого цвета на снимках выходят более яркими по блеску, чем они оценены с помощью глаза. Чтобы учесть это различие, фотографирование звезд проводят на изопанхроматических пластинках со специальными желтыми светофильтрами, позволяющими имитировать "визуальное" цветовосприятие, характерное для глаза. Блеск большинства светил сейчас измерен в синих лучах в так называемых фотографических звездных величинах в отличие от оценок в желтых лучах (визуальные звездные величины). Разность фотографической и визуальной звездных величин светила называется его показателем цвета. Для голубоватых звезд он отрицателен, для белых близок к нулю, т. е, блеск таких звезд в тех и других лучах одинаков. Для желтых и красных звезд показатель цвета положителен.

Нам теперь следует оговорить, что вспышки новых звезд наблюдались и до Гиппарха. Древнейшие из дошедших до нас сведений о них относятся, по-видимому, к четвертому тысячелетию до нашей эры. В древние времена внимание к необычным небесным явлениям было не случайным. Тогда существовало убеждение, что небесные явления - это знаки, предсказывающие важные события в жизни государств и людей. Наблюдение за небом носило характер важного государственного мероприятия. Заметки древних астрономов, бывших поневоле и астрологами, служат источником информации о небесных явлениях, происходивших много веков назад.

В эпоху телескопической астрономии были обнаружены разнообразные по свойствам звезды, изменяющие блеск. Они получили название переменных. Новые звезды также являются одним из классов переменных звезд. Важнейшей характеристикой любой переменной звезды является так называемая кривая блеска, т. е. график изменения ее блеска со временем. Переменные звезды по характеру причин переменности блеска подразделяются на две группы: на физические переменные и затменные переменные. У первых изменение блеска вызвано внутренними физическими причинами, вторые же являются разновидностью так называемых двойных звезд.

Физические переменные по характеру подразделяются на три группы: пульсирующие, эруптивные и взрывные. Пульсирующие звезды периодически изменяют блеск, что отражает колебания размеров их газовых шаров. Наиболее важный класс пульсирующих звезд - цефеиды, пульсация которых отличается строгой периодичностью. Наблюдениями обнаружено, что чем длиннее период изменения блеска цефеиды, тем больше мощность ее излучения. Поэтому по видимому блеску и длине периода пульсации цефеиды можно определять расстояние до нее.

К эруптивным переменным относятся звезды, прожившие малую долю своей жизни, с нерегулярными во времени и по величине изменениями блеска вследствие происходящих в них взрывных процессов умеренной силы (эрупций).

Наконец, взрывные переменные, которым посвящена эта книга, это звезды "на склоне лет", в которых происходят внезапные освобождения большого количества энергии в механической и тепловой формах (взрывы), что на некоторое время во много раз увеличивает их блеск. В порядке убывания мощности вспышки различают: сверхновые, новые, карликовые новые или переменные типа U Близнецов и новоподобные переменные. Вспышки звезд трех последних классов носят циклический характер, т. е. могут повторяться через некоторые промежутки времени.

Остановимся теперь на двойных звездах. По способу выявления их двойственности они подразделяются на визуально-двойные, спектрально-двойные и затменные переменные. И спутник, и главная звезда в визуально-двойной системе видны в телескоп. Наблюдения за ними в течение многих лет позволяют рассчитать орбиту движения спутника около главной звезды, а по орбите определить массы обеих звезд. Это единственный прямой путь определения масс звезд в астрономии. Масса же звезды, как мы увидим, самая важная характеристика, предопределяющая все существование звезды.

Спектрально-двойные звезды образуются такими близкими парами, что присутствие двух звезд можно обнаружить только с помощью спектральных приборов. Мы встретимся с ними в главе IV, посвященной объяснению явления новых звезд.

Особую роль в современной астрономии играют так называемые тесные двойные системы, поскольку одна из звезд такой пары может перетянуть к себе значительную часть массы другой звезды. Такой "звездный каннибализм" имеет далеко идущие последствия, связанные с судьбами этих звезд, рентгеновских источников и, возможно, некоторых типов сверхновых звезд.

Наконец, затменные переменные звезды. Это - двойные звезды, которые при своем обращении по орбитам поочередно заслоняют друг друга для наблюдателя на Земле, вследствие чего мы видим систематические колебания блеска, а также часто и спектрально-двойную переменность.

Спектральный анализ

С конца прошлого века важным средством исследования небесных светил стал спектральный анализ. С его помощью получены сведения о природе светил, их движении, развитии и химическом составе.

Спектральный анализ основан на свойстве света разлагаться на составляющие его цветовые лучи, т. е. в спектр. По зрительному ощущению мы различаем в спектре семь основных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый, но в действительности наблюдается переход от одного цвета к другому через промежуточные оттенки. Почему цвета в спектре располагаются в строго определенном порядке, установлено исследованием природы света. Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах - ангстремах ( $\AA$ ), составляющих одну стомиллионную часть сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 $\AA$ ) до фиолетовых (около 4000 $\AA$ ). Длины волн остальных цветов заключены между ними. К видимым лучам примыкают невидимые: короче 4000 $\AA$ - ультрафиолетовые и длиннее 7000 $\AA$ - инфракрасные (рис. 1).

Рис. 1. Шкала электромагнитных волн и "окна прозрачности" земной атмосферы.

Разлагают свет в спектр спектральные приборы, важнейшая деталь которых-стеклянная призма или дифракционная решетка. Свет в призме преломляется, причем лучи с большей длиной волн отклоняются от первоначального направления меньше, чем лучи с короткой длиной волны. Разделившиеся лучи попадают в зрительную трубу или фотокамеру.

Спектральные исследования небесных тел основаны на законах излучения. При разогревании тел повышается их температура. У твердых тел она представляет собой меру колебательной энергии их атомов, а у жидких и газообразных - меру кинетической энергии свободных атомов и молекул. У нагретых твердых и жидких тел излучение имеет плавный, непрерывный по длинам волн спектр. Яркость того или иного участка спектра характеризует количество излучаемой телом энергии на этой длине волны. Например, у тел, нагретых до 4000 К, наиболее ярким будет красный участок спектра, а по мере дальнейшего повышения температуры ярче его становятся последовательно другие участки спектра. У тел, нагретых выше 7000 К, излучение всего ярче в ультрафиолетовых лучах. Глаз не различает эти лучи, зато их чувствуют фотоэлементы и фотоэмульсии. Например, обычные фотопластинки воспринимают излучения с длинами волн от 2000 $\AA$ . Но имеются специальные сорта фотопластинок и так называемые фотосопротивления, которые воспринимают инфракрасные излучения, а еще более длинноволновые излучения измеряются термоэлементами и радиоприемными аппаратами.

Сплошные спектры излучают только твердые и жидкие накаленные тела. У газообразных тел спектры совсем иного характера. Дело в том, что нагретой газ излучает свет в узких участках спектра, имеющих вид ярких линий, называемых спектральными. Это очень важное свойство спектров газов, позволившее разносторонне исследовать газообразные небесные тела - звезды, туманности и атмосферы планет.

Почему газы излучают спектральные линии, объяснила квантовая теория излучения. Атомы поглощают и отдают (излучают) энергию строго определенными порциями (квантами). Чем больше порция, тем в более возбужденном состоянии оказывается атом, поглотивший энергию. Напомним, что сам атом, как известно из физики, представляет собой систему, состоящую из ядра и облака электронов. Процесс поглощения порции энергии состоит в том, что ее получает один самый удаленный от ядра электрон. Чем больше квант энергии, тем независимее ведет себя этот электрон по отношению к атому. Тот и другой находятся, как говорят, в возбужденном состоянии. Если квант, захваченный электроном, достаточно велик, то электрон может совсем оторваться от атома: происходит ионизация. Атом, потеряв электрон, становится положительно заряженным ионом (один раз ионизованным), а электрон - свободным. В остальных случаях энергии кванта на ионизацию атома не хватает и через считанные доли секунды атом (его электрон) отдает порцию энергии в виде излучения. Энергия может отдаваться одной большой порцией или несколькими малыми, которым соответствуют определенные длины волн, т. е. спектральные линии. Эта линии мы и исследуем в спектрах газообразных тел.

Распределение энергии излучения по непрерывному спектру и его зависимость от температуры излучающего тела устанавливаются законом Планка. График выражаемой им зависимости для нескольких температур и график распределения энергии в спектре Солнца приведены рис. 2. С законом Планка тесно связан закон Стефана, определяющий соотношение между температурой источника и полным количеством энергии, проходящим через квадратный сантиметр его излучающей поверхности (эта величина носит название полного потока излучения). Полный поток излучения согласно закону Стефана пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела.

Рис. 2. Ход интенсивности планковского (теплового) излучения по спектру для четырех температур и для излучения по спектру Солнца. Стрелками обозначены максимумы интенсивности (по вертикали - относительная интенсивность).

Но действительные закономерности излучения небесных светил более сложны, чем закон Планка. Во внутренних слоях звезд этот закон соблюдается неуклонно, но излучение оттуда к нам прямо не приходит, а поглощается атомами наружных слоев звезды. Величина же этого поглощения в сильной степени зависит от химического состава и температуры излучающих слоев звезды. И хотя распределение по спектру выходящей из звезды энергии отличается от закона Планка, мы можем по нему найти значение полного потока излучения и с помощью закона Стефана вычислить соответствующую этому потоку температуру. Эта температура носит название эффективной температуры и характеризует нагрев излучающей звездной поверхности.

Еще один важный закон связывает излучение и поглощение света газами. Если газ поместить перед более горячим источником с непрерывным спектром излучения, то на фоне яркого сплошного спектра появятся темные спектральные линии поглощения нашего газа - те же самые, что ранее были видны в спектре газа как яркие спектральные линии (закон Кирхгофа). Поэтому обнаружение тех или иных линий поглощения в спектре звезды указывает на присутствие в ней химических элементов, которым они принадлежат. Правда, отсутствие спектральных линий того или иного элемента еще не означает, что его нет в звездной оболочке. Просто в звезде могут быть такие условия, что линии элемента весьма слабы и поэтому незаметны.

С помощью закона Кирхгофа астрономы анализируют строение звездных оболочек и их химический состав.

Интенсивность спектральных линий поглощения зависит не только от числа атомов данного элемента, но и от температуры и плотности слоев звездной атмосферы, где они образуются. По интенсивности линий можно установить поэтому температуру, плотность и другие характеристики звездных атмосфер.

Очень важную роль в спектральном анализе играет эффект Доплера. Он заключается в том, что если источник излучения движется к нам, то длины волн спектральных линий в его спектре уменьшаются, а если удаляется, то увеличиваются. Смещение спектральных линий, таким образом, характеризует скорость движения источника по направлению луча зрения. Эту скорость называют лучевой скоростью светила $\upsilon$ . Выраженная в километрах в секунду, она пропорциональна смещению длины волны наблюдаемой линии по сравнению с ее длиной волны $\lambda_0$ в неподвижном источнике:

$\upsilon = c (\lambda - \lambda_0)/ \lambda_0$
где с - скорость света.

Используя эффект Доплера, астрономы измерили тысячи лучевых скоростей звезд, газовых туманностей н их деталей, внегалактических объектов, выяснили закономерности движений звезд и вращения звездных систем, нашли массы звездных скоплений и галактик. Кроме того, исследование лучевых скоростей далеких галактик играет важную роль в изучении общих закономерностей Вселенной в целом.

По характеру спектров звезды делятся на спектральные классы (рис. 3), которые различаются между собой интенсивностями важнейших спектральных линий поглощения. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, и все вместе они образуют сплошную последовательность от класса 05 до класса М9, вдоль которой вместе с изменением интенсивности линий изменяются также и эффективные температуры, цвет и ряд других физических характеристик звезд.

Рис. 3. Спектры звезд основных спектральных классов.
Отмечены характерные спектральные линии водорода ( $H_\varepsilon$ , $H_\delta$ , $H_\gamma$ ), не ионизованного и ионизованного кальция (СаI и СаII) и полосы окиси титана (ТiO). Резкие линии СаII в спектре горячей звезды класса O6 имеют межзвездное происхождение и не относятся к атмосфере звезд>.

Звезды классов O, B и A называют горячими, F и G-звездами класса Солнца, а K и M-холодными.

Линии многих ионизованных элементов в спектрах звезд оказываются чувствительными к степени разреженности звездных атмосфер, поэтому они интенсивнее в разреженных атмосферах звезд, являющихся по размерам сверхгигантами. На этом основано определение размеров и мощности излучения звезд по их спектрам.

В табл. 1 даны характеристики спектров звезд основных классов, знакомство с которыми мы продолжим далее.

Таблица 1. Характеристики звезд главных спектральных классов
Спектральный класс	Цвет звезды	Температура поверхности, K	Наиболее заметные детали в спектре звезды
O	Голубой	45000	Линии ионизованного гелия
B	Голубовато-белый	30000	Линии нейтрального гелия
A	Белый	11000	Линии водорода
F	Светло-желтый	7500	Линии водорода и ионизованного кальция
O	Желтый	6000	Те же
K	Оранжевый	5000	Линии ионизованного кальция
M	Красный	3600	Полосы окиси титана

Расстояния до звезд

Находясь на Земле, астрономы могут измерять только видимый блеск звезд и угловые расстояния между ними. Чтобы установить линейные размеры, мощность излучения и размещение звезд в пространстве, нужно уметь находить расстояние до них. Однако в астрономии нет единого, как говорят, универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких светил к далеким один способ сменяется другим, так что для определения расстояния до очень далеких объектов приходится, в сущности, пройти ступеньки целой лестницы способов. Первая ступенька - определение среднего расстояния от Солнца до Земли (его называют еще астрономической единицей длины). До недавнего времени для вычисления этого расстояния требовалось измерить геодезическими средствами радиус Земли. Сейчас по радиолокационным измерениям расстояний до планет и по наблюдениям за движением межпланетных станций астрономическая единица определяется очень точно и найдена равной 149.6 млн. км.

Для определения расстояний до звезд в астрономии используется мера длины более крупная, чем астрономическая единица. Ее называют парсеком (пс), она содержит 206265 астрономических единиц или 30.8*10¹² км (читается: 30.8 триллиона км). Тысяча парсеков составляет килопарсек (кпс), а миллион парсеков - мегапарсек (Мпс).

Расстояние до самой близкой от Солнца звезды - Проксимы (что в переводе с греческого означает "ближайшая") - в созвездии Центавра равно 1.32 пс, т. е. 40.7 триллиона км.

Часто используется и еще одна астрономическая мера расстояний - световой год, т. е. путь, который свет проходит за год. Он равен 9.46*10¹² км, или 0.307 пс, другими словами, 1 пс равен 3.26 светового года.

Не будем здесь останавливаться на способах определения расстояний до ближайших звезд, подробно описанных в книгах по элементарной астрономии, и остановимся на способе, широко применяемом для оценок расстояний до далеких звезд. Это - метод сравнения видимого блеска и светимости звезд. Светимостью называется мощность всей излучаемой светилом энергии. Вычисление светимости в энергетических единицах-задача сложная и не всегда выполнимая. Но, к счастью, для сравнения светимостей достаточно знать блеск светил в видимых звездных величинах m и расстояние r до них, выраженное в парсеках. В этом случае мерой светимости будут служить так называемые абсолютные звездные величины.

Чтобы сравнить светимости звезд, их нужно условно отнести на одинаковое расстояние от наблюдателя. Это расстояние выбрано равным 10 пс. Освещенности, создаваемые одинаковыми источниками, согласно закону освещенностей, обратно пропорциональны квадратам расстояний до источников света. Следовательно, если звезда на расстоянии r от наблюдателя имеет блеск m , то на расстоянии в 10 пс она будет иметь блеск М, который соответствует изменению освещенности, создаваемой звездой, в (10/r )² раз. Подставив теперь эти соотношения в формулу Погсона, получим такое выражение для М:

М = m + 5 - 5lg r.
Звездная величина М, которую имеет светило на расстоянии 10 пс от наблюдателя, и называется его абсолютной звездной величиной.

Из последней формулы можно найти и расстояние r в парсеках, если известны видимая m и абсолютная М звездные величины светила. Следует еще отметить, что видимые звездные величины удаленных объектов ослабляются не только вследствие закона падения освещенностей, но еще и из-за поглощения света пылинками, имеющимися в межзвездном пространстве. Поэтому видимая звездная величина светила должна быть предварительно исправлена, После исправления формула для определения расстояния будет такая:

lg r = 0,2(m - M) + 1.

Таким образом, чтобы найти расстояние до светила, нужно знать его абсолютную величину. Имеется несколько способов оценить ее. Мы уже упоминали, что период колебаний блеска переменных звезд - цефеид - тем длиннее, чем больше их абсолютные величины. Следовательно, сравнительно простым способом - по длительности периода колебаний блеска - мы можем узнать расстояние до цефеиды и до того скопления или звездной системы, где эта цефеида находится.

Если звезды, абсолютные величины которых известны, сопоставить с их спектральными классами, то обнаружится систематическое убывание абсолютных величин большинства звезд по мере перехода от горячих классов к холодным, т. е. от классов O и B к классам K и M (рис. 4). Это большинство, так называемые обыкновенные звезды-карлики, образует главную последовательность на этой диаграмме. Некоторая часть звезд классов F-M сохраняет почти одинаковые высокие абсолютные величины; это - последовательность звезд-гигантов. Самые мощные по светимости звезды, называемые сверхгигантами, встречаются чрезвычайно редко и имеют самые различные спектральные классы. Немного ниже главной последовательности располагаются на диаграмме звезды, называемые субкарликами, а еще ниже - звезды особой категории, называемые белыми карликами.

Рис. 4. Диаграмма спектр - светимость (Герцшпрунга - Рессела).
На нижней горизонтальной рамке отмечены спектральные классы и температуры звезд главной последовательности, на верхней рамке - то же для звезд гигантов. На левой вертикальной рамке отмечены абсолютные величины звезд, а на правой - светимости и массы звезд, выраженные в долях светимости и массы Солнца.

Графическая зависимость между абсолютными величинами и спектральными классами, изображенная на рис. 4, носит название диаграммы Герцшпрунга - Рессела по имени астрономов, получивших ее впервые в начале текущего века. По горизонтальной оси на ней откладываются спектральные классы (а иногда цвет или температура звезд), а по вертикальной - абсолютные величины звезд (или их светимости). Как мы увидим впоследствии, диаграмма Герцшпрунга - Рессела помогает разобраться в эволюции звезд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звездных скоплений.

Хотя карликовые и гигантские звезды могут иметь один и тот же спектральный класс, второстепенные детали их спектров различны. Например, у карликов усилены линии водорода, тогда как у гигантов в спектрах интенсивными становятся линии ионизованных атомов. Благодаря этому по интенсивности линий оказалось возможным оценивать абсолютные величины звезд, принадлежащих одному и тому же спектральному классу. В этом и заключается спектральный способ определения абсолютных величин звезд и расстояний до них. Этим способов найдены расстояния до множества далеких от нас звезд.

Введение | Оглавление | Глава II. Будни вселенной