 |
Астронет: Ю. А. Насимович Звёзды http://variable-stars.ru/db/msg/1222187/sect04.html |
| << Часть 1. Общие сведения о звёздах | | Оглавление | | О методах изучения звёзд >> |
КРАТКАЯ ИСТОРИЯ ИЗУЧЕНИЯ ЗВЁЗД
|
Знания и представления о звёздах в древнем мире и античности
(I тысячелетие до н.э. и I тысячелетие н.э.)
Звёзды издавна и по-разному объединялись разными народами в созвездия. В настоящее время принято деление неба на 88 участков-созвездий, названия которым даны, в основном, древними греками, хотя близ южного полюса небесной сферы представлены и недавние "придумки", т.к. европейцы заглянули "под" Земной Шар лишь в последние века (плавание Магеллана и т.п.).
Первые звёздные каталоги (по крайней мере, дошедшие до нас) были составлены за несколько веков до начала нашей эры. Например, в 355 г. до н.э. китайский астроном Ши-Шень включил в свой каталог ("Синг-Чинг") 809 звёзд [здесь и далее, в основном, по "Справочнику любителя астрономии" П.Г.Куликовского, 2002]. В 294-272 гг. до н.э. началось систематическое определение звёздных положений при помощи угломерных инструментов, что делалось, в частности, Аристилом с Самоса и Тимохарисом из Александрии [Куликовский, 2002]. В 129 г. до н.э. древнегреческий астроном Гиппарх ввёл используемую до сих пор шкалу видимых звёздных величин (6 градаций) и составил первый в Европе звёздный каталог [Дагаев, 1955; Скульптура..., 2005], т.е. ещё с античности в Европе и на прилегающих территориях началось систематическое накопление фактического материала о звёздах. Каталог Гиппарха считался утраченным, но американский историк астрономии Б.Шефер (B.Schaefer) полагает, что ему удалось найти представление каталога Гиппарха на мраморной композиции из фигуры титана Атласа, держащего на плечах глобус, на котором выгравировано 41 созвездие. Считается, что скульптура создана в 125 г. до н.э., что рано для Птолемея (автора каталога "Альмагест"), но совпадает со временами Гиппарха. Положение звёзд на глобусе соответствует дошедшим до нас "Комментариям" Гиппарха [Скульптура..., 2005]. Три книги "Альмагеста" александрийского астронома Клавдия Птолемея появились в 140 г. нашей эры. В этом каталоге представлено 1022 звезды с разделением их на те же 6 величин, как у Гиппарха.
Античность подарила нам и первые правильные догадки о природе звёзд. Идея о дозвёздном этапе эволюции мира, т.е. о хаосе, присутствовала уже в мифах Древнего Вавилона и Древней Греции задолго до начала нашей эры. Известно также, что Марк Туллий Цицерон в I в. до н.э. считал, что звёзды, которые мы видим, были не всегда и что они рождаются из тончайшего огненного эфира, заполняющего Вселенную [Сурдин, 1999]. Уже Анаксагор в V в. до н.э. утверждал, что Солнце "глыба, огненная насквозь, а величиной оно больше Пелопоннеса" [Диоген Лаэртский, 1979]. Слово "глыба" можно переводить как "камень", но, наверное, и как "образование", "сгусток" и т.п. Значит, Анаксагор мог и не считать Солнце твёрдым. Важнее, что он признавал его огненным [Ю.Н.]. Демокрит в IV-V веках до н.э. предполагал, что Солнце огромно по сравнению с Землёй, а Млечный Путь состоит из множества звёзд [Куликовский, 2002]. Аристотель в IV в. до н.э. писал о предполагаемой шарообразности звёзд, а Цицерон в I в. до н.э. не сомневался, что Солнце большая и близкая звезда [Сурдин, 1999]. В книге Николая Коперника мы читаем, что "Он [Цицерон] рассказывает, что Никет допускал движение Земли. После этого я прочёл у Плутарха, что и другие придерживались этого мнения" [Масевич, Тутуков, 1988, с.15]. Идея сходства далёких звёзд с Солнцем позволяла переносить на них те сведения, которыми человечество обладало относительно ближайшей звезды и её окрестностей, а по этому поводу имелись очень смелые идеи. Так, например, в 280-265 гг. до н.э. Аристарх Самосский высказывал мысль о движении Земли с Луной и планет вокруг Солнца, находящегося в центре Вселенной [или только в центре Солнечной системы? - Ю.Н.]. Ему же принадлежит первая оценка расстояния от Земли до Солнца - 1200 земных радиусов [Куликовский, 2002]. Вселенная могла представать мысленному взору некоторых античных мыслителей бесконечно большой и обладающей бесчисленным множеством населённых миров. Мы знаем, что такие идеи высказывались Анаксагором, Эпикуром, Лукрецием.
Вне Средиземноморья на рубеже двух эр известны лишь отдельные наблюдения в области звёздной астрономии, которые не сводились бы к составлению каталогов. Так, например, в марте 328 г. до нашей эры в китайской летописи первого года Хэ-Пин династии Хань впервые упоминаются солнечные пятна. Особо нужно сказать о труде китайского астронома Чжан Хэна (78-139), который во 2 в. н.э. оценил число видимых звёзд в Китае в 2500, разделил их на 124 созвездия и дал собственные имена 320 звёздам. Чжан Хэн писал о шарообразности небесных тел и безграничности Вселенной в пространстве и времени. Он понимал причину солнечных и лунных затмений, независимо от астрономов Средиземноморья открыл явление прецессии - движения точки весеннего равноденствия по эклиптике навстречу кажущемуся годичному движению Солнца.
Изучение звёзд в Средней Азии и вне её в первой половине II тысячелетия нашей эры
Дальнейшее изучение звёзд на каком-то этапе истории было связано с успехами наук в Средней Азии. Большой астрономический трактат Птолемея был переведён на арабский язык, где и обрёл привычное нам название - "Альмагест". Около 1031 г. появился "Канон Масуда", созданный Абу Рейхана ал-Бируни из Хорезма. Он содержал описание 1029 звёзд. В 1437-1446 гг. Улугбеком из Самарканда и его сотрудниками был создан каталог 1018 звёзд. Необходимо отметить, что важны не столько количество звёзд в каталогах, сколько точность описания их яркости и местоположения на небе. Каталог Улугбека был создан на большой обсерватории, где имелись совершенные для тех дней угломерные инструменты. Из конкретных астрономических открытий арабов важно обнаружение переменности звезды Алголь ("Глаз Дьявола"). Это первое в мире открытие переменной звезды.
Примерно к этому же времени относятся отдельные интересные астрономические наблюдения звёзд вне Средней Азии. Так, например, 4 июня 1054 г. в Тельце произошла вспышка сверхновой звезды, что было зафиксировано в европейских, японских и китайских хрониках. Звёздный мир впервые предстал человеческому взору меняющимся, причём меняющимся очень быстро, хотя соответствующие философские выводы были сделаны лишь через несколько столетий. Из других примечательных наблюдений можно отметить упоминание в русской летописи о солнечном протуберанце при полном солнечном затмении в 1064 г. Первое европейское наблюдение солнечных пятен тоже содержится в русских летописях и относится к 1371 г.
Звёздная астрономия в Западной Европе в 15-19 веках
Дальнейший этап развития звёздной астрономии связан преимущественно с Западной Европой, где философская мысль оказалась в наибольшей степени раскрепощена, а для наблюдений неба стал использоваться изобретённый здесь телескоп. В середине 15 в. немецкий философ Николай Кузанский (1401-1464) первым в западноевропейской науке выдвинул идеи, которые шли вразрез не только с геоцентрической, но и с гелиоцентрической системой мира: "Вечно движущаяся Вселенная не имеет ни центра, ни окружности, ни верха, ни низа, она однородна, в разных частях её господствуют одинаковые законы"; "Вселенная есть сфера, центр которой всюду, а окружность нигде" [В мире науки, 2005, N7, с.86]. Труд Николая Кузанского (Николая Кребса) "О движении Земли" появился в 1440 г. [Куликовский, 2002]. Позднее эти идеи, в т.ч. идея множественности обитаемых миров, связывались с именем Джордано Бруно, который посвятил жизнь их пропаганде. Книга Джордано Бруно "О бесконечности Вселенной и мирах" была издана в Лондоне в 1584 г. [Куликовский, 2002]. Определённое значение для звёздной астрономии имела и гелиоцентрическая система Коперника, в которой в центр Мира ставилось Солнце с вращающимися вокруг него планетами. И хотя в системе Коперника по-прежнему присутствовала "сфера неподвижных звёзд", вкладом в звёздную астрономию было правильное представление о Солнце как центре планетной системы.
Если же вернуться к собственно звёздной астрономии, то здесь первоначальные события были связаны с двумя вспышками сверхновых звёзд. В 1572 г. Тихо Браге, а в 1604 г. И.Кеплер, Г.Галилей и Д.Фабрициус (отец) наблюдали "появление" на небе новой звезды, т.е. вспышку сверхновой, как мы говорим теперь. Хотя Тихо Браге ошибочно полагал, что "новая" звезда сконденсировалась из вещества Млечного Пути, это всё равно означало, что и в мире "вечных" и "неподвижных" звёзд иногда происходят изменения. Галилей считал звёзды более плотными участками небес и из наличия противоположных состояний в плотности неба делал вывод о том, что звёзды возникают и уничтожаются. Для своего времени это были очень смелые идеи, т.к., например, И.Кеплер, писал, что в будущем учёные "воздержаться от того, чтобы вместе с Браге рассматривать кометы и новые звёзды как порождение Млечного Пути, если только они не желают говорить нелепости о гибели совершенных и вечных небесных тел" [Сурдин, 1999, с.13].
Последующие события в западноевропейской астрономии, в основном, связаны с появлением телескопа. Зрительная труба была изобретена голландцем Г.Липперегеем в 1608 г. Это изобретение вскоре было повторено Галилеем, который впервые применил трубу для наблюдений неба. В 1610 г. он увидел Млечный Путь разделённым на множество звёзд, а также, как обычно считается, открыл солнечные пятна. По крайней мере, европейская наука узнала об этих пятнах именно от Галилея. В 1611 г. И.Холдсмитом, И.Фабрициусом (сыном) и тем же Галилеем по перемещению солнечных пятен было обнаружено вращение Солнца вокруг своей оси. Уже в 1630 г. Х.Шейнер (Германия), наблюдая солнечные пятна, открыл зависимость периода вращения Солнца от гелиографической широты: на экваторе Солнце вращается быстрее, чем в умеренных широтах, т.е. не может быть монолитным твёрдым телом. Так началось изучение физической природы звёзд, хотя долгое время единственным объектом такого изучения служило Солнце.
Необходимо отметить также открытие 13 августа 1596 г. (ещё до изобретения телескопа) Д.Фабрициусом переменности Миры Кита. Значительно позднее, с 1639 г., нидерландец И.Гольварда начал систематическое исследование переменности этой звезды. К 1667 г. француз И.Буйо определил повторяемость колебаний блеска в 333 дня. В этом же году итальянец Г.Монтанари первым в Европе обнаружил переменность звезды Алголь. Все эти факты свидетельствовали, что миру звёзд свойственны разнообразные изменения - как внезапные (в виде сверхновых звёзд), так и периодические. Позднее изучение переменных звёзд становится одной из важнейших тем звёздной астрономии. В 1782-1784 гг. переменные звёзды систематически исследуются английскими астрономами- любителями Дж.Гудрайком и Э.Пиготтом, выдвигается правильная гипотеза относительно природы некоторых из них (две близкие звезды, которые вращаются вокруг общего центра масс, периодически затмевая одна другую) [Куликовский, 2002]. Гудрайк и Пиготт открыли в 1984 г. и первые цефеиды [Бердников, 2006]. В 1894 г. А.А.Белопольский на Пулковской обсерватории обнаружил периодическое изменение лучевых скоростей у цефеид, что позволило Н.А.Умову предположить пульсацию размеров этих звёзд [Бачинский, 1916; Люди русской науки, 1961]. Зависимость между звёздной величиной и периодом пульсации цефеид была выяснена в 1912 г. Г.Ливитт на примере 26 цефеид Малого Магелланова Облака [Бердников и др., 2006]. Первый каталог переменных звёзд, содержащий 12 таких объектов опубликован Пиготтом в 1786 г. [Куликовский, 2002]. С 1895 г. фотографирование неба и каталогизация переменных звёзд начались на Московской обсерватории под руководством В.К.Цераского, что привело данную обсерваторию к мировому лидерству в данной области [Блажко, 1940]. В 20 в. в каталогах, которые составлялись в Москве под руководством П.П.Паренаго, были уже данные о 30 тысячах таких звёзд.
Другая столь же важная тема - визуально-двойные звёзды. Двойственность Мицара впервые была отмечена в 1611 г. Галилеем. Серьёзное исследование визуально- двойных звёзд произвёл с 1776 по 1821 гг. Хр. Майер. В 1779 г. он опубликовал первый каталог таких звёзд: 690 объектов, причём 60 из них открыты впервые [Куликовский, 2002]. По другим данным, в каталоге Майера, опубликованном в 1784 г., значилось 80 двойных звёзд [возможно, речь идёт о более позднем каталоге, куда было включено больше двойных звёзд, открытых самим Майром? - Ю.Н.]. Вильям Гершель знал 269 двойных звёзд, В.Струве - 3133 [Масевич, Тутуков, 1988]. К 1803 г. Вильям Гершель, в течение 25 лет наблюдавший двойные звёзды, установил, что некоторые из них являются подлинными системами из двух звёзд, а не просто видны нам почти на одной линии [Куликовский, 2002], т.е. члены таких систем перемещаются в пространстве, вращаясь вокруг общего центра масс. Это означало верность закона тяготения не только для Солнечной системы.
В 1717-1718 гг. Эдмунд Галлей открыл собственное движение трёх звёзд: Альдебарана, Сириуса и Арктура [Куликовский, 2002]. Так как звёзды хоть и медленно, но перемещаются на небесной сфере, одной из важнейших задач астрономии оказалось составление подробных каталогов с точнейшим описанием местоположения звёзд. В каталогах указывались и другие параметры звёзд, доступные той или иной эпохе (в частности, астрофотометрические данные, спектральные характеристики). Сначала каталоги составлялись при помощи угломерных инструментов без использования телескопа, потом применялся также телескоп, а ближе к нашим дням подобная деятельность уже не мыслилась без использования фотографии. В 1690 г. было осуществлено посмертное издание каталога 1564 звёзд, созданного польским астрономом Яном Гевелием ещё без использования оптики. В 1725 г. вышел в свет последний (третий) том звёздного каталога Дж. Флемстида (Англия). В каталоге приведены сведения примерно о 3000 звёздах. В 1762 г. англичанин Дж. Брадлей завершил цикл из 60 тысяч измерений 3268 звёзд. В 1763 г. появился составленный Н.Лакайлем каталог более 10 тысяч звёзд южного неба. В 1778 г. был опубликован "Атлас неба" И.Боде, содержащий на 20 листах изображения 17240 звёзд. В каталоге, составленном англичанином П.Лаландом и опубликованном в 1801 г., указывалось положение уже 47 380 звёзд. Все эти каталоги не утратили значения до настоящего времени, хотя современная фотографическая техника позволила создать более подробные и точные описания.
Наблюдения за собственным движением звёзд ознаменовались в 1783 г. одним из величайших достижений звёздной астрономии: открыв расхождение звёзд в созвездиях Лиры и Геркулеса, Вильям Гершель сделал вывод о движении Солнца в этом направлении [Дагаев, 1955]. Изучив собственное движение Сириуса, Бессель в 1834 г. предсказал наличие у него спутника, который был открыт американцем Кларком в 1862 г. В 1840 г. было обнаружено общее собственное движение ярких звёзд скопления Плеяды, что означало, что данная группа звёзд перемещается в пространстве как одно целое.
В 1785-1786 гг. Вильям Гершель для изучения неравномерности распределения звёзд по небу впервые применил метод "звёздных черпков". Так впервые были оценены размеры и форма Нашей Галактики, хотя представление о галактике как одной из звёздных систем пришло значительно позднее. Суть метода состояла в том, что в каждом из направлений подробно изучался какой-то один "кусочек" неба.
Постепенно пополнялся арсенал наблюдательных методов звёздной астрономии. 1728-й г. является началом астрофотометрии (П.Бугер, Франция). В 1859- 1860 гг. Р.Бунзеном и Г.Кирхгофом был открыт спектральный анализ, ставший одним из основных инструментов звёздной астрономии (звёздная спектроскопия). В 1842 г. англичанином Х.Доплером был сформулирован закон, вошедший в историю как "принцип Доплера". В 1894-1899 гг. принцип Доплера был доказан экспериментально [Куликовский, 2002]. В 1900 г. петербургский астроном А.А.Белопольский в лабораторных условиях подтвердил применимость принципа Доплера к световым явлениям в опыте с вращающимися зеркалами [Люди русской науки, 1961]. В 1872 г. была установлена связь температуры тела и его излучения (закон Стефана) [Куликовский, 2002]. В 1899 г. московский физик П.Н.Лебедев открыл и сумел измерить давление света на твёрдые тела [Лазарев, 1937]. Открытие каждого из таких законов и принципов резко расширяло возможности изучения далёких астрономических объектов, способствовало пониманию процессов, происходящих на них и вблизи них. Так, например, уже в 1863 г., через 3 года после открытия спектрального анализа, появилась первая классификация звёздных спектров (А.Секки) и в спектрах ряда звёзд были отождествлены линии нескольких химических элементов (У.Хёггинс). А в 1872 г. Г.Фогель опубликовал "Спектроскопические наблюдения звёзд" - первый каталог спектров 4051 звезды в одной из широких полос неба. В 1889-1890 гг. были открыты первые спектрально-двойные звёзды (Э.Пикеринг в США, Г.Фогель и Ю.Шейнер в Германии) [Куликовский, 2002].
Расстояние до ближайших звёзд впервые было определено методом годичного параллакса (см. ниже). Годичный параллакс звезды впервые был измерен в 1835-1836 гг. русским астрономом Василием Яковлевичем Струве на Пулковской обсерватории близ Петербурга. Сделано это было для Веги - ярчайшей звезды северного неба [Дагаев, 1955]. В 1837 г. годичный параллакс был определён Ф.Бесселем для звезды 61 Лебедя. В течение десятилетия после этого были определены параллаксы для многих относительно близких звёзд.
Успехи астрономии в свою очередь способствовали развитию физики. Так, например, ещё в 1675 гг. датчанин Рёмер по наблюдениям моментов затмения спутников Юпитера сделал вывод о конечности скорости света и измерил эту скорость. Зная о конечности скорости света, Дж. Мичел в 1783 г. [Хокинг, 2000] и П.С.Лаплас в 1796 г. [Куликовский, 2002] смогли предсказать возможность существования объектов, которые мы теперь называем "чёрными дырами".
В 18-19 веках продолжилось инструментальное изучение Солнца, начатое ещё в 1610 г. Галилео Галилеем. В 1715 г. Эдмунд Галлей открыл хромосферу Солнца. В 1774 г. состоялось открытие воронкообразной формы солнечных пятен (А.Вилсон из Шотландии). В 1814-1815 гг. И.Фраунгофер описал более 300 линий солнечного спектра и измерил длины их волн. В 1843-1844 гг. Г.Швабе из Германии установил периодичность появления солнечных пятен. В 1860 г. итальянец А.Секки и англичанин У.Де ла Рю впервые успешно сфотографировали корону и протуберанцы во время полного солнечного затмения [Куликовский, 2002]. В 1868 г. англичане Дж.Н.Локьер и Н.Погсон методом спектрального анализа открыли на Солнце новый элемент, названный гелием. В 1895 г. Рамзай, тоже англичанин, выделил гелий из "земного" минерала клевеита [Энциклопедический словарь, 1963], что послужило подтверждением больших возможностей спектрального анализа. В 1903-1905 гг. москвич В.К.Цераский определил звёздную величину Солнца, а в 1908 г. Дж. Хейл обнаружил магнитные поля солнечных пятен, но последние два открытия уже относятся к 20 в. [Куликовский, 2002].
Лавинообразное накопление астрономических знаний в 17-19 веках способствовало появлению космогонических и т.п. гипотез, объясняющих происхождение и эволюцию Мира. Считается, что в первой половине 17 в. Рене Декарт (1596-1650) впервые выдвинул космогоническую идею о формировании звёзд и планет в результате вихревого движения эфира [Сурдин, 1999]. Но, если читатель обратил внимание на эпиграф перед этой главой, то, наверное, согласится, что эта идея была известна и в античности. Она хорошо иллюстрируется при помешивании чая с чаинками [Ю.Н.]. Тем не менее, в рамках западно-европейской науки гипотеза Декарта оказалась важным шагом к правильному пониманию механизма эволюции небесных тел.
В конце 17 в. был открыт закон всемирного тяготения (Борелли, Гюйгенс, Гук, Ньютон), и с 18 в. данный закон стал фигурировать во всех космогонических гипотезах. Примечательно, однако, что притяжение к центру Земли было известно ещё Пифагору в V в. до н.э. ("... земля тоже шаровидна и населена со всех сторон. Существуют даже антиподы, и наш низ - для них верх") [Диоген Лаэртский, 1979, с.339]. Предполагать всемирное значение тяготения мог пифагореец Аристарх в III в. до н.э. Он предложил гелиоцентрическую систему и мог догадываться о подобии Солнца и звёзд [ЭС, 1963; др.]. Но, конечно, эти догадки не были восприняты его современниками, а Ньютон сумел убедить мир в своей правоте.
В 1755 г. была опубликована "Всеобщая естественная история и теория неба" немецкого философа И.Канта. В этой книге предлагалась первая космогоническая гипотеза происхождения небесных тел и их систем из пылевых туманностей. В 1761 г. в "Космологических письмах об устройстве Вселенной" Ламберт представил идею иерархической структуры бесконечной Вселенной. В 1796 г. появилось пятитомное "Изложение системы мира" П.Лапласа, и в его 5-й книге была выдвинута гипотеза образования планет из вращающейся газовой туманности (гипотеза Канта-Лапласа).
Поиски источника энергии звёзд в 19-20 веках
Важным вопросом на протяжении 19-20 вв. был поиск источника энергии звёзд. Имелись следующие гипотезы [Масевич, Тутуков, 1988]:
- аккреционная: звёзды разогреваются от падающих комет (Ньютон) или от падающего метеорного вещества (Ю.Майер, 1848). Гипотеза оказалась верной для первых этапов формирования звезды;
- гравитационная: звёзды разогреваются из-за постепенного сжатия (Гельмгольц). Верно для отдельных и относительно кратких этапов в жизни нормальных звёзд, а также для белых карликов. Если Солнце, к примеру, утратит термоядерный источник энергии, то сможет светиться с примерно такой же силой ещё 2 миллиарда лет, пока не сожмётся до вырожденного состояния;
- радиоактивная (урановая): энергию даёт распад урана; устарела;
- аннигиляционная: энергия возникает в результате аннигиляции, к примеру, электронов и позитронов. Верно только при коллапсе;
- термоядерная: за счёт превращения водорода в гелий и далее в другие элементы. Устоявшиеся взгляды, которые подтверждаются опытом многих десятилетий. Основной источник энергии звёзд. Гипотеза принадлежит английскому астроному и физику Артуру Стэнли Эддингтону (1923, 1929). Важные последующие шаги в этом направлении сделали К.Вайцзекер (1938), Г.Гамов и Э.Теллер (1938), Бете (1938, 1939) и др. Примечательно, что предположение о возможном превращении водорода в гелий на Солнце было выдвинуто Перреном ещё в 1919 г. [Куликовский, 2002].
Звёздная астрономия в 20 веке
Развитие звёздной астрономии в 20 в. вряд ли целесообразно описывать в короткой вводной главе уж очень подробно, т.к. открытиям этого времени посвящён остальной текст рукописи. Упомянем лишь отдельные "вехи" этого процесса.
В 1911-1914 гг. для скоплений Плеяды и Гиады была построена диаграмма "цвет - звёздная величина", которая привела к диаграмме "спектр - светимость" Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма легла в основу современной классификации звёзд. А в 1919-1923 гг. была установлена зависимость "масса-светимость", связанная с именами Эйнара Герцшпрунга, Генри Норисса Ресселла и Артура Стенли Эддингтона.
В 1914-1919 гг. американцем Х.Шепли была разработана пульсационная теория цефеид [Куликовский, 2002]. Так как период пульсации цефеид жёстко связан с их абсолютной светимостью, цефеиды "помогли" определить расстояние до тех звёздных систем, в которых они расположены. Астрономы приобрели один из надёжных способов определения космических расстояний.
В течение почти всего 20 в. продолжалось открытие принципиально новых типов звёздных объектов. В 1915 г. американцем Адамсом был открыт первый белый карлик. В 1932 г. Л.Д.Ландау предсказал возможность существования нейтронных звёзд. В 1933 г. американцы В.Бааде и Ф.Цвики предположили, что вспышки сверхновых звёзд обусловлены катастрофическим сжатием нормальных звёзд, которые превращаются в нейтронные звёзды. В 1967 г. английской исследовательницей (аспиранткой) Дж.Белл и Э.Хьюишем (её руководителем) были открыты первые пульсары, оказавшиеся предсказанными нейтронными звёздами. В 1970 г. советский физик В.Ф.Шварцман предсказал рентгеновское излучение от пульсаров в двойных системах, а в 1971 был открыт первый рентгеновский пульсар. В 1939 г. американцы Р.Оппенгеймер и Х.Снайдер на уровне знаний 20 в. опять предсказали возможность существования "чёрных дыр", о которых писал ещё Лаплас. Ближе к концу 20 в. "чёрные дыры" были найдены и относительно хорошо изучены.
В конце 20 в. последовал комплекс открытий, связанных с внесолнечными планетами. В 1984 г. впервые был обнаружен протопланетный диск вокруг звезды Бэта Живописца. В 1992 г. американские исследователи А.Вольцшан и Д.Фрейл открыли первую внесолнечную планету (у радиопульсара, по колебаниям частоты его излучения). В 1995 г. швейцарцами М.Майром и Д.Квелоти была впервые найдена планета типа Юпитера вблизи нормальной звезды.
Не слишком важное в теоретическом плане, но весьма символичное событие произошло в звёздной астрономии в 1996 г.: впервые - с помощью Космического телескопа им. Хаббла - было получено изображение диска звезды [Разглядеть Бетельгейзе "в лицо", 1996]. Удалось разглядеть диск красного сверхгиганта Бетельгейзе и даже пятна на нём! Звёзды перестали быть точками...
Звёздная астрономия в 21 веке
В 2004 г. впервые получен фотоснимок экзопланеты. Сфотографирован объект, который в 100 раз тусклее коричневого карлика, являющегося центром данной системы [Вибе, 2006].
В настоящее время мы достаточно хорошо представляем химический состав и внутреннее строение звёзд, а также процессы, идущие в их недрах и атмосферах. Мы знаем, как рождаются, эволюционируют и умирают звёзды, причём нам известны различные варианты этих событий в зависимости от изначальной массы звезды. Мы знаем, как сменяются поколения звёзд и чем они отличаются. Сформировалось представление о звезде как гигантском термоядерном реакторе, за счёт работы которого выделяется энергия, препятствующая сжатию звезды и обеспечивающая её свечение. В последние десятилетия были изучены многие объекты, которые по массе близки к звёздам, но в формальном отношении звёздами не являются из-за отсутствия термоядерных реакций. Это белые и коричневые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры, а также протозвёзды.
| << Часть 1. Общие сведения о звёздах | | Оглавление | | О методах изучения звёзд >> |