Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Согласно некоторым гипотезам, она, предположительно, включала в себя временну́ю шкалу эволюции, не имеющую аналогов в других астрономических теориях, – временну́ю шкалу, составляющую порядка миллиона миллионов (или триллиона) лет. Теперь получалось, что массивной звезде, скажем, класса O или B, потребуется очень много времени для уменьшения своей массы до белого карлика. Этот вопрос был одним из тех, которые использовались позднее для того, чтобы связать теорию звездной эволюции с теориями возраста Вселенной. Эддингтон, будучи одним из ведущих сторонников теории относительности Эйнштейна, источника многих космологических идей, был не чужд концепции эквивалентности массы и энергии и уже в 1917 г. разработал теорию субатомного происхождения звездной энергии (за счет электронно-протонной аннигиляции). Позже он выработал альтернативные объяснения (особенно связанные с электронно-протонной аннигиляцией) и дожил до того момента, когда они были учтены при решении проблемы, поставленной Хансом Бете и Карлом фон Вайцзеккером в 1938 г., а именно – проблемы CNO-цикла (или цикла углерод-азот-кислород-углерод, о нем см. ниже на с. 818). Тема строения звезд еще будет обсуждаться в этой главе (с. 798). Это одна из тем, которые, по всей видимости, составляют самую суть астрономии, однако на первых этапах своего развития она казалась многим астрономам экзотическим островком со своей специфической культурой.

На следующих страницах мы будем неоднократно ссылаться на диаграмму ГР или, скорее, на целый тип диаграмм, поскольку она претерпела некоторые изменения в оформлении и обозначениях. Мы не будем рассматривать их подробно, но некоторые главные альтернативные варианты вполне заслуживают упоминания. Первоначально диаграммы отображали спектральные классы звезд по горизонтальной оси, а абсолютные звездные величины – по вертикальной. Поскольку спектральный класс всегда оставлял место для определенного сомнения, спустя какое-то время он был заменен на числовой параметр, характеризующий цвет, – «показатель цвета», вследствие чего у диаграммы появилось альтернативное название – «диаграмма цвет – звездная величина». Однако и этот параметр не всегда удавалось определить точно. Исходно на показатель цвета ссылались для того, чтобы определить разницу звездных величин, определенных визуально и фотографически (фотографические пластинки в подавляющем числе случаев более чувствительны к синему цвету). С улучшением фотометрии в середине XX в. стали использоваться светофильтры, позволяющие производить сравнение между звездными величинами, измеренными в различных, но хорошо определенных интервалах длин волн. Так, величина «B – V» часто приводится без дальнейших пояснений, хотя в данном случае B и V обозначают примерное соответствие звездным величинам на длинах волн, преобладающих в фотографических (blue) и визуальных измерениях. Показатель цвета B – V (расположенный на нижней оси диаграммы) мог быть легко и быстро измерен и являлся достаточно надежным индикатором спектрального класса. Другим необычным шагом, позволяющим облегчить и ускорить работу, было отображение не абсолютных, а видимых звездных величин. Это создавало диаграмму, основанную только на наблюдаемых характеристиках, и обычно предполагало ее последующую калибровку. В другом родственном типе диаграмм температурам звезд противопоставлялась их светимость. Эффективную температуру можно было получить из показателя B – V. Диаграммы температура – светимость часто используются для моделирования звездной эволюции. Нет нужды говорить, что точное преобразование одной диаграммы в другую является нетривиальной процедурой и зависит от многих других (зачастую весьма проблематичных) параметров.

НЕКОТОРЫЕ РАННИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД

В то время, когда астрономы столь остро нуждались в методах определения расстояний, в их руках неожиданно оказался способ, полученный из гарвардских работ по изучению переменности блеска звезд. Этот столь важный сегодня предмет практически отсутствовал в астрономии вплоть до последних десятилетий XVIII в., хотя, разумеется, были новые звезды 1572 и 1604 гг. и очень немногочисленные исследования, посвященные этому вопросу, в XVII в. Несмотря на свою крайнюю нерегулярность, они хорошо иллюстрируют то, как определенные направления исследований, которые в течение столетий трактовались как не связанные друг с другом, в итоге, будучи собранными вместе, привели к большому прорыву.

Первые важные открытия западных астрономов, касающиеся переменности блеска звезд, сделали два человека, считавшие себя фризами. Первым был Давид Фабриций из Эзенса, Восточная Фрисландия (тогда независимая страна, а ныне часть Германии). В августе 1596 г. он заметил долговременну́ю периодичность звезды в созвездии Кит. В течение нескольких месяцев он наблюдал, как она теряет свой блеск от третьей звездной величины до полной невидимости. Эта звезда не входила в каталог Птолемея, но была известна как ο (омикрон) Кита после выхода в 1603 г. каталога Байера. Фабриций заметил, как в 1609 г. она снова стала звездой третьей величины, и предположил, что это одна из разновидностей новых звезд; данное мнение разделялось многими астрономами вплоть до конца XIX в. В 1631 г. эту странную звезду снова наблюдал А. Г. Пингре, но на какое-то время она была забыта до ее повторного открытия в 1638 г. Яном Фокилидом Холварда из Франекера, Фрисландия (одноименная провинции на севере Нидерландов). Холварда установил, что она меняет свой блеск периодически с периодом одиннадцать месяцев. (У нее нерегулярный период, но действительно близкий к 332 суткам.) К несчастью, Фабриций не смог познакомиться с находками Холварда, поскольку в 1617 г. он был убит заступом местным крестьянином, которого обвинил с церковной кафедры в краже гуся.

Позже Ян Гевелий назвал необычную звезду Мира («Удивительная») – и это слово до сих пор используется для определения целого класса долгопериодических переменных. (Фактически это гигант спектрального класса М, но существуют и другие звезды класса М, являющиеся карликами.) Ее периодичность изучалась французским католическим священником и астрономом Исмаэлем Буйо, который в 1660‐х гг. установил ее период в 333 дня и предположил, что она является вращающимся «полусолнцем», звездой с обширными темными пятнами. Как мы увидим далее, принимая во внимание вращение Солнца и феномен солнечных пятен, гипотезы такого рода пользовались большой популярностью еще на протяжении следующих двух столетий.

Другая переменная типа мирид, χ Лебедя, была обнаружена в 1687 г. Готфридом Кирхом, который непродолжительное время работал с Гевелием в 1674 г., познакомившись с ним ранее, когда тот был азартным охотником за кометами. Большая амплитуда колебаний звезд типа Миры, видимых невооруженным глазом, делает их довольно легкими для обнаружения, и представляется маловероятным, что в будущем смогут найти много подобных звезд. Другое дело – телескопические экземпляры. К 1896 г. удалось открыть 251 переменную типа Миры, в основном фотографическими методами, а к концу XX в. их обнаружили уже более 6000.

В конце XVII в. было сделано много заявлений об открытии других переменных звезд, но когда скептически настроенный Эдмонд Галлей пересмотрел эти данные в 1715 г., он сумел добавить к известному количеству только три звезды – все из созвездия Цефей. Он не включил звезду Алголь (β Персея), переменность которой заметил Джеминиано Монтанари из Болоньи в 1670 г. (Аргумент, что в переводе с арабского ее название означает «Демон», а потому ее переменность должны были заметить задолго до того, не выдерживает критики.) Однако Монтанари не учел должным образом тот факт, что переменность Алголя периодическая, а период короткий – менее трех дней. То, как была открыта эта периодичность, демонстрирует, каким интересным образом укреплял свои позиции растущий класс относительно обеспеченных любителей, которые, будучи удаленными от крупных европейских центров (как Фабриций и Холварда), могли позволить себе купить лучшие инструменты и использовать их в свое удовольствие.

Эдуард Пиготт не открыл истинную природу периодичности Алголя, однако сыграл в этом важную роль, поскольку являлся наставником человека, совершившего это открытие, – Джона Гудрайка. В это время они оба проживали в Йорке, на севере Англии, и оба были хорошо обеспечены. Пиготт происходил из старого католического рода со связями в Йоркшире, но его мать была из