Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

приступил к исследованию солнечного спектра, усовершенствовав более раннюю карту солнечных линий, составленную Кирхгофом и Ангстремом, но вскоре был вынужден признать превосходство аналогичного исследования американского физика Г. А. Роуланда, проведенного в конце 1880‐х гг. (Именно этому человеку мы обязаны известной каждому физику «дифракционной решеткой Роуланда», которая намного превосходит призму на широких спектральных интервалах.)

На этом этапе Фогель вернулся к своим исследованиям звездных спектров, но теперь с намерением классифицировать звезды в надежде понять, наконец, их эволюционные пути. В 1883 г. он опубликовал первый каталог звездных спектров, полученных в его обсерватории. Анализируя их, он открыл «спектрально-двойные» – двойные звезды, компоненты которых не могут быть разрешены визуально, но могут быть обнаружены по смешению двух наборов спектральных линий, сдвинутых доплеровским смещением. Даже в том случае, если виден только спектр более яркого компонента, в случае двойной системы спектральные линии будут колебаться с определенной периодичностью. Фогель не только измерил положение спектральных линий, он также изобрел хитроумный фотометрический метод; он оценивал яркость линий, сравнивая результаты, полученные с разным временем фотографической экспозиции. Проведя кропотливый анализ, он спектроскопически показал, что яркие звезды Алголь (β Персея) и Спика (α Девы) являются затменными двойными, и 1889 г. счел возможным объявить внушающие доверие данные об общей массе каждой пары и расстояниях между их компонентами. (В том же году Э. Ч. Пикеринг из обсерватории Гарвардского колледжа заметил спектральные смещения у звезды Мицар, ζ Большой Медведицы.) И наконец, в 1888–1892 гг. Фогелю удалось сделать то, что он безуспешно пытался сделать в обсерватории фон Бюлова: он надежно измерил доплеровские смещения у пятидесяти звезд – гораздо большие и гораздо более определенные, чем у какого-либо наблюдателя, делавшего подобную работу до него.

Потсдамский спектрографический каталог шаг за шагом набирал силу, и его детализация была образцовой. В долгосрочной перспективе его громкая репутация намного превзошла славу спектральной классификации Фогеля. Даже вторая ее версия вызвала определенное разочарование, хотя ученый сумел учесть в ней линии гелия, отождествленные после того, как Локьер открыл этот элемент. Схемы Фогеля интересны главным образом тем, что основное внимание в них уделялось тонким различиям в характере водородных линий, а позже – гелиевых линий, которые в итоге однозначным образом вписались в картину эволюции звезд. Дальнейший прогресс в этой области был достигнут не в Потсдаме. Он пришел из страны массового производства благодаря применению технического приема, который с ретроспективной точки зрения кажется поразительно простым.

В 1886 г. вдова Нью-Йоркского врача и астронома Генри Дрэпера основала в память о своем покойном муже фонд в поддержку фотографирования, измерения и классификации звездных спектров и публикации полученных результатов. Эдуард Чарльз Пикеринг, имевший базовое физическое образование, был директором обсерватории Гарвардского колледжа с 1869 г., и теперь ему и его коллегам благодаря миссис Дрэпер выделили средства на фотографирование, измерение и классификацию звездных спектров и публикацию полученных результатов в память о ее покойном муже. К тому времени Пикеринг изобрел новый и простой технический способ получения спектрограмм многих звезд разом: он размещал большую узкую призму с малой дисперсией перед объективом своего телескопа с тем, чтобы каждая звезда создавала на фотографической пластинке не точечное изображение, а узкую спектральную полоску. Небольшая потеря разрешения с избытком компенсировалась массовым производством спектров, которое позволяла осуществлять такая установка. Спектры, конечно же, нужно было еще измерять и анализировать, но «Каталог Генри Дрэпера» по существу удалось завершить еще до конца столетия. Основную часть работы, в девяти томах, опубликовали только в 1918–1924 гг., но это произошло в основном потому, что материалы каталога прочесывали вдоль и поперек в надежде извлечь какую-нибудь схему классификации звезд. В отличие от классической астрономии, для астрофизики это был каталог беспрецедентных масштабов, если принять во внимание около четверти миллиона звездных спектров, содержащихся в нем.

Способы классификации получившихся спектров неоднократно менялись. Сначала их классифицировали по интенсивности водородных линий поглощения, для чего использовали серии линий, обозначенные в алфавитном порядке (A, B, C…). Но оказалось, что эта последовательность не имеет никакого отношения к линиям других химических элементов. В этом проекте Пикерингу ассистировали Вильямина П. Флеминг, Антония Мори (племянница Дрэпера), Энни Джамп Кэннон и более дюжины других женщин, помогавших ему в вычислительной работе. Миссис Флеминг была шотландкой, принятой в качестве второй служанки в дом Пикеринга. Ее усидчивость и аккуратность впечатлили Пикеринга, и в 1879 г. он нанял ее на неполную ставку в обсерваторию, а с 1881 г. до самой своей смерти в 1911 г. она была полноценным штатным сотрудником (ил. 221). Однако не она, а Энни Кэннон, присоединившаяся к этой команде в 1895 г., нашла способ перераспределения спектров (подвергнув более дробному делению некоторые из них и изменив классификацию классов C и D) таким образом, что постепенное изменение линий выглядело более или менее регламентированным для всех классов. Это привело к нарушению порядка прежних букв, но было уже слишком поздно, чтобы без труда заменить их на другие, и возникшая в результате последовательность стала основой для классификации, используемой до сих пор. Исходная последовательность приобрела следующий вид: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Генри Норрису Расселу приписывается полезное мнемоническое правило, одна из версий которого звучит следующим образом: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Smack». Сегодня осмотрительные астрономы произносят эту фразу только про себя и никогда не упоминают о «гареме Пикеринга».

221

Э. Ч. Пикеринг и его «вычислительницы» у обсерватории Гарвардского колледжа. Май 1913 г. Энни Джамп Кэннон стоит в заднем ряду, четвертая справа.

Уже к 1901 г. Энни Кэннон удалось опубликовать спектры более чем тысячи ярких звезд; в девяти последующих томах «Каталога Дрэпера» она составила список из 225 300 спектров, многие из которых принадлежали слабым звездам порядка 10‐й звездной величины. Она овладела редкой сноровкой быстрой классификации и обнаружения отличий, но ей так и не удалось создать теорию, способную объяснить обнаруженную ею последовательность. Несколько астрофизиков очень быстро осознали, что эта последовательность каким-то образом связана с температурой поверхности, в которой звезды класса O являются наиболее горячими, и первой, кто принял во внимание то, что даже в пределах одного и того же класса возможно существование различий в ширине спектральных линий, оказалась Антония Мори. Все это представляло собой сырой материал для чрезвычайно важного открытия, которое было сделано почти одновременно двумя астрономами, работавшими в большом удалении друг от друга, – Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом.

Датский астроном Герцшпрунг получил высшее образование инженера-химика, но затем работал в Германии вместе с Карлом Шварцшильдом сначала в Гёттингене, а потом и в Потсдаме. Его посещение обсерватории Маунт-Вилсон в 1912 г. должно было иметь особенно важное значение, но еще до этого вышли две его специальные статьи, опубликованные в 1905 и 1907 гг. в журнале, посвященном фотографии и близко примыкающей к ней химии Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie, где он показал, как ширина линий Антонии Мори может быть связана со светимостью звезд. Использовав для определения расстояний собственные движения и найдя из них светимость (то есть абсолютную звездную величину, о которой подробнее см. выше на с. 750), Герцшпрунг показал, что ее звезды с-типа с четкими интенсивными линиями поглощения являются более яркими, чем остальные. Таким образом, он выдвинул идею «спектрального параллакса» – идею, согласно которой ширина линии, как правило, коррелирует с абсолютной звездной величиной, а значит второе значение может быть напрямую найдено из первого. Поскольку типы a, b и с, по Мори, являлись подклассами данного спектрального класса, температуру всех