Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

звезд которого было принято считать одинаковой, он пришел к заключению, что причина более высокой яркости отдельных звезд (с-типа) по сравнению с остальными кроется в их реальных физических размерах. По сути, он открыл звезды-гиганты, упрятанные в данных, полученных и должным образом проанализированных в Гарварде.

Герцшпрунг пошел еще дальше и решил, что звезды должны быть разделены на две группы, одна из которых известна сегодня как «главная последовательность», а другая – как последовательность звезд-гигантов с высокой светимостью. Первую диаграмму подобного рода он построил в 1906 г. для звезд из скопления Плеяды. В Америке, где Рассел разрабатывал на удивление схожие идеи, о ней никто не знал.

Согласно общераспространенному мнению, «метод спектроскопических параллаксов» по-прежнему предполагает использование того или иного вида диаграммы Герцшпрунга – Рассела для определения звездных расстояний (или параллаксов), но основан на несколько иной процедуре. Зная спектральный класс звезды (или показатель цвета), можно спроецировать его посредством вертикальной линии (или, если быть реалистом, вертикальной полосы) на какую-либо часть диаграммы; однако в конечном счете было обнаружено, что диаграмма требует включения дополнительных ветвей, которые наряду со звездами главной последовательности должны охватывать, например, красные сверхгиганты, гиганты и белые карлики. Для того чтобы выбрать правильную ветвь, нам нужно знать класс светимости звезды, после чего мы сумеем получить очень приблизительное значение абсолютной звездной величины звезды (M) по соответствующей кривой (которая тоже представляет собой скорее широкую полосу, чем четко прорисованную линию). Зная видимую звездную величину (m) из измерений, мы можем получить расстояние до звезды в парсеках (d), использовав обычную формулу: m – M = 5 lg (d ÷ 10).

После изучения астрономии в Принстоне Рассел какое-то время работал в физических лабораториях Лондона и Кембриджа (Англия), а также в Кембриджской университетской обсерватории. Там он вместе с Артуром Хинксом определял параллаксы звезд фотографическим методом; он продолжил эту работу после возвращения на свою должность в Принстонском университете в 1905 г. К 1910 г. Рассел собрал большой объем данных, что позволило ему найти корреляции между спектральным классом и абсолютной звездной величиной, как это уже было сделано Герцшпрунгом. График с различными ветвями, демонстрирующий эту взаимозависимость, известный сегодня как диаграмма Герцшпрунга – Рассела, не обладал такой широкой известностью до того, как Рассел представил свои результаты Королевскому астрономическому обществу в Лондоне в 1913 г. Обычно на нее ссылаются как на диаграмму ГР, и для краткости мы будем следовать здесь этой традиции. Некоторые ее разновидности изображены на ил. 222 и 223.

Используя собственную версию диаграммы, Рассел дал свое толкование, которое, как оказалось, отличалось от версии Герцшпрунга. И тот и другой использовали диаграмму для демонстрации разных этапов общей картины звездной эволюции. Как полагал Рассел, звезды начинают свой путь красными гигантами, потом они разогреваются до тех пор, пока не сожмутся в яркие белые звезды, а затем остывают без заметных последующих изменений в размерах. Действительно, по его словам из обращения к Королевскому астрономическому обществу, «почти каждый согласится с тем, что звезда сжимается по мере того, как становится старше», из чего он заключил: его красные гиганты находятся на ранней стадии эволюции. В течение следующих десяти лет Рассел и большинство других астрономов (но не Герцшпрунг) пытались разработать некую эволюционную модель, в которой гравитационное сжатие звезд оказывало определяющее воздействие на их развитие. Широкое признание возможности расширения звезды в противовес гравитации и того факта, что звезды-гиганты являются не молодыми звездами, шествующими в направлении «главной последовательности», а старыми звездами, покинувшими ее, пришло не ранее, чем через тридцать-сорок лет. Герцшпрунг сначала трактовал двойной график как указание на два различных эволюционных пути. Спустя некоторое время, после того как эта тема перешла к математически подкованным астрофизикам, теоретическое изучение данных вопросов достигло значительных успехов. Наиболее талантливый из них – Артур Стэнли Эддингтон, слушавший Рассела, когда тот представлял свою статью 1912 г. в Лондоне.

222

Упрощенная схема главных элементов диаграммы Герцшпрунга – Рассела, увязывающая спектральные классы звезд с их абсолютной звездной величиной.

223

Ранний вариант диаграммы, изображенной на предыдущем рисунке, сделанный Расселом (1913), в том виде, в каком он был приведен Эддингтоном в 1914 г. И Герцшпрунг, и Рассел осознавали, что звезды, сильно различающиеся по блеску, могут относиться к одному и тому же спектральному классу, в результате чего появилась гипотеза звезд «гигантов» и звезд «карликов» – идея, впоследствии развитая другими специалистами.

Эддингтон, получивший образование в Манчестере и в Кембридже, был блестящим математиком с основательным знанием обсерваторской практики, которую он приобрел, когда в течение непродолжительного времени работал в Гринвичской обсерватории. С 1913 г. до своей смерти в 1944 г. он являлся плюмианским профессором астрономии в Кембридже – с этой кафедры он выступал ни с чем не сравнимым раздражителем всей мировой астрофизики. Теперь он выбрал в качестве отправной точки своих рассуждений теорию внешней звездной атмосферы Шварцшильда, которая объясняла, каким образом давление, порождаемое излучением и направленное вовне, может быть уравновешено давлением, порождаемым гравитацией и направленным внутрь. Помимо этого, Эддингтон принял во внимание давление газа и распространил свое исследование вплоть до центра звезды. У «модели Эддингтона» обнаружилось несколько неожиданных свойств. Давление излучения стремительно нарастало по мере роста массы, и Эддингтон решил, что звезды с массами, превышающими десять солнечных масс, должны встречаться довольно редко.

Открытие взаимозависимости между массами звезд и их светимостью оказалось одним из ключевых в понимании характеристик звезд, и оно пришло в благоприятный момент. Первым, кто начал утверждать, что массы коррелируют со спектральным классом, а следовательно, со светимостью, был Якоб Хальм из Эдинбурга. Убедительное эмпирическое исследование звезд главной последовательности Эйнар Герцшпрунг опубликовал в 1919 г. Он интерпретировал это эмпирическое взаимоотношение как признак, указывающий на закон, согласно которому светимость возрастает пропорционально седьмой степени массы. (Последующие исследования снизили это соотношение до четвертой степени.) К 1924 г., по-прежнему считая, что звезды должны рассматриваться как газовые, а не жидкие сфероиды (последней точки зрения придерживался Джинс), Эддингтон опубликовал теоретическую зависимость между массой и светимостью звезды. Как было известно к тому времени, карликовые звезды должны обладать очень высокой плотностью, и многие соглашались с Джинсом: они по меньшей мере не могут быть газообразными, но эти звезды исключительно хорошо подчинялись модели Эддингтона для звезд-гигантов, и ученый принял другое решение. (Парадоксально, что предположение Эддингтона о возможности сохранения звездами газа в идеальном состоянии на протяжении всей их жизни, в значительной степени основывалось на аргументе Джинса в пользу высокой степени ионизации вещества внутри звезды.) С появлением данных, полученных Джорджем Эллери Хейлом и Уолтером С. Адамсом в обсерватории Маунт-Вилсон, модель Эддингтона восторжествовала над широко распространенным скептицизмом после того, как ее применили к компоненту Сириуса, которому приписывалась чрезвычайно высокая плотность – 50 000 граммов на кубический сантиметр. Его теория была подробно освещена Генрихом Фогтом в 1926 г., и в том же самом году Ральф Г. Фаулер дополнил ее исследованиями, посвященными сверхплотному газу (или плазме, как это назвали бы сегодня) с использованием идей, вытекающих из нового раздела физики, известного как квантовая механика.

В 1926 г. Эддингтон изложил свои идеи в книге «Внутреннее строение звезд», о которой мы еще упомянем чуть позже в связи с другими его идеями, касающимися эволюции звезд, и работами его ученика Чандрасекара. Было вполне естественно сделать то, что сделал Рассел, а именно интерпретировать диаграмму ГР как модель звездной эволюции.