Развитие спектроскопии и фотографии создало новую науку астрофизику, которая менее чем за столетие объяснит природу, функционирование и эволюцию звезд. Мы сосредоточимся здесь на историческом аспекте звездной астрофизики и не будем вдаваться в более технические детали.
Звездная классификация: Эдвард Пикеринг и его калькуляторы
Американец Генри Дрейпер, врач и астроном-любитель, является пионером в астрофотографии. В 1872 году он сделал первую фотографию призрака звезды Веги.
Работа по фотографии, анализу и классификации, уже начатая ранее, огромна и, вероятно, является первым проектом «промышленной» астрономии. Эдвард Пикеринг сначала нанимает мужчин-помощников, но, разочарованный их невниманием к деталям, увольняет их и нанимает женщин для анализа и классификации работы. Работа женщин по данному направлению начинается в 1881 году с Вильямины Флеминг, шотландской домохозяйки, бывшей учительницы, которая, таким образом, становится первым специальстом обсерватории и разрабатывает первый метод классификации звезд на основе интенсивности линий поглощения водорода (спектральный тип A для наиболее отмеченных линий, затем B, вплоть до спектрального типа O, где линии почти невидимы).
Антония Мори, племянница Генри Дрейпера, присоединилась к компании в 1887 году и представила более сложную систему классификации, основанную на ширине спектральной линии. Она обнаруживает, что звезды, кажется, принадлежат к двум отдельным группам, но Пикеринг предпочитает не сохранять эту классификацию, потому что считает ее слишком сложной.
Энни Джамп Кэннон присоединилась к компании Эдварда Пикеринга в 1896 году, она пришла к компромиссу между классификациями Вильямины Флеминг и Антонии Мори. Энни Джамп Кэннон создает классификацию по семи спектральным типам (O, B, A, F, G, K, M), которые организуют звезды в соответствии с их температурой поверхности. Эта классификация, получившая название Гарвард, принята Международным астрономическим союзом в 1910 году и используется до сих пор.
Самым известным астрономом команды Пикеринга, конечно же, является Генриетта Свон Ливитт, которая присоединилась к группе в 1893 году. Именно она обнаруживает связь между периодом и яркостью Цефеид и революционизирует внегалоктическую астрономию.
Каталог звёзд будет опубликован в девяти томах между 1918 и 1924 годами и будет содержать информацию о позициях, величинах и спектральной классификации 225.300 звезд.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Датский химик Эйнар Герцшпрунг начинает интересоваться астрономией в 1902 году. Он работает в небольших датских обсерваториях и полагается на классификацию Антонии Мори, чтобы подтвердить две различные группы: гигантскую, очень яркую и карликовую (звезды главной последовательности). Он также обнаруживает, что существует четкая связь между цветом звезды, температурой поверхности и абсолютной яркостью. В 1905 и 1907 годах он опубликовал две статьи об этом отношении, но в фотографическом журнале, который читали немногие астрономы.
Американский астроном Генри Норрис Рассел из Принстонского университета, также обнаруживает эту связь между цветом и яркостью. В 1913 году он представил на заседании Королевского астрономического общества знаменитую диаграмму, которая четко показывает гигантов и гномов в разных группах и показывает, как абсолютная яркость звезд меняется в зависимости от их цвета. Эта диаграмма, фундаментальный элемент астрофизики, теперь будет называться диаграммой Герцшпрунга-Рассела (HR).
Но первая интерпретация была неверна. Астрономы в то время, все еще полагали, что энергия звезд исходит от сжатия, которое выделяет гравитационную энергию, поэтому Расселу кажется естественным предположить, что те звезды, которые являются гигантами, перемещаются очень медленно.
Артур Эддингтон
Английский астроном Артур Эддингтон, главный помощник Королевской Гринвичской обсерватории присутствовал на совещании 1913 года и вдохновился в этой эмпирической диаграммой к новому периоду исследований. Он на основании теоретической физики смоделирует процессы, происходящие в звездах, под воздействием постоянной борьбы между гравитацией одной стороны и тепловым давлением и радиационным давлением с другой.
В 1924 году Эддингтон открыл связь между массой и светимостью звезд и опубликовал в 1926 году свой трактат «Внутреннее строение звезд», где он объяснил диаграмму Герцшпрунга-Рассела с точки зрения теории физики. В частности, он показал, что звезды не мигрируют и что переход из одной группы в другую может быть очень быстрым только с большой потерей массы.
С классификацией звёзд разработанной специалистами обсерватории Гарвардского колледжа, и прогрессом, связанным с публикацией диаграммы Герцшпрунга-Рассела , следующим шагом в изучении звезд является более глубокое понимание их состава и исследование источника их энергии.
Водород: самый распространенный элемент Вселенной
Сесилия Пэйн с 1921 года начала работать с Харлоу Шепли, директором Гарвардской обсерватории. Она увлекается теоретической работой индийского астрофизика Мегнада Саха по ионизации газов для изучения взаимосвязи между спектральным типом звезды и температурой на ее поверхности. Сесилия заканчивает диссертацию в 1925 году, в которой доказывает, что спектральные линии звезды определяются ионизацией газа на его поверхности, следовательно, его температурой, а не химическим составом. Поэтому спектральные типы, наблюдаемые специалистами Эдварда Пекеринга, объясняются диапазоном температур, а не диапазоном химического состава объектов.
Сесилия Пейн сделала ещё одно замечательное открытие. Она впервые подчеркнула, что звезды содержат гораздо больше водорода и гелия, по сравнению с более тяжелыми элементами, такими как углерод или железо. Таким образом, водород является самый распространенным элементом во Вселенной. К сожалению своим открытием Сесилия Пэйн практически опережает свое время, поскольку астрономическое сообщество того времени всё ещё предполагало, что состав звезд должен быть очень похож на состав Земли. Генри Норрис Рассел, один из авторитетов того времени, убедил ее в неправильности сделанных выводов.
Рассел продолжит более детально изучать линии звездного поглощения и в 1929 году придет к аналогичному выводу: водород является основным компонентом атмосферы звезды. Датский астроном Бенгт Стремгрен в 1932 году покажет, что эти же выводы относятся и к внутреннему строению звезд.
Источник энергии звезд
В начале века источник энергии звезд остается загадкой. Предположение о том, что энергия образуется за счёт преобразования гравитационной энергии в тепло по причине сжатия, позволило бы звезде солнечного типа сиять только в течение нескольких десятков миллионов лет. Но наблюдения, накопленные геологами и биологами об эволюции нашей планеты, указывали на то, что Солнце должно было светить сотни миллионов лет.
Ответ возник на субатомном уровне. Радиоактивность урана была открыта в 1896 году Анри Беккерелем, полоний и радий - Марией Кюри в 1898 году. Радий является гораздо более радиоактивным, чем уран, это показывает, что в основе материи лежит источник необычайной энергии. Однако,тяжелые элементы, такие как уран и радий, однако, слишком редки, чтобы объяснить энергию Солнца.
Эквивалентность между массой и энергией была предложена в 1900 году Анри Пуанкаре и установлена в качестве общего принципа Альбертом Эйнштейном в 1905 году. Эта эквивалентность показывает, что вещество может превращаться в энергию и производить гораздо большее количество энергии, чем реакции химических веществ.
В 1915 и 1919 годах американский химик Уильям Дрэйпер Харкинс и французский физик Жан Перрен предположили, что звезды получают энергию от превращения водорода в гелий, не имея возможности предоставить очень точные детали.
В 1920 году британский химик Фрэнсис Уильям Астон проводит очень точные измерения массы атомов и показывает, что масса ядра гелия, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, меньше массы четырех протонов и составляет, около 0,7 процента. Артур Эддингтон понимает важность этого результата и предполагает, что если звезды преобразуют свой водород в гелий, эта разность масс на атомном уровне выделяется в виде энергии. Знаменитая формула Эйнштейна позволяет ему оценить эту энергию, и Эддингтон показывает, что звезда солнечного типа может сиять таким образом в течение миллиардов лет.
Звездный нуклеосинтез
Однако детали остаются весьма расплывчатыми, потому что ядерная физика только начала своё развитие, как с экспериментальной, так и с теоретической точки зрения. Наконец, в 1939 году немецкий физик Ганс Бете дает полное количественное объяснение генерации энергии путем преобразования водорода внутри звезд, похожих по массе на Солнце.
Осталось описать работу более массивных звезд и объяснить происхождение элементов более тяжелых, чем гелий. Эта работа будет завершена британским астрофизиком Фредом Хойлом, который в 1954 году объясняет образование тяжелых элементов впоть до железа. А затем, в 1957 году, Маргарет Бербидж, Джеффри Бербидж, Уильям Фаулер и Фред Хойл, совместно публикуют работу « Синтез элементов в Звезды» и справочная статью по нуклеосинтезу звёзд, объясняющую, как образуются все элементы при взрывах звезд или созданию сверхновых звёзд.