Благодаря измерениям абсолютной светимости и температуры поверхности
астрономы получили один из ключей к пониманию звезд. В начале века датский Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Рассел независимо друг от друга обнаружили, что существует очень сильная корреляция между абсолютной светимостью и температурой поверхности звезд. Они использовали данные, доступные в то время, и у них была идея нарисовать диаграмму, показывающую эти два свойства.
Герцшпрунг и Рассел тогда поняли, что подавляющее большинство звезд было на большой диагонали, называемой главной последовательностью, которая варьировалась от холодных тусклых звезд до теплых ярких звезд. В дополнение к этой группе появились еще три группы. Две группы были выше главной последовательности при более высокой яркости, группы гигантские и сверхгиганты. Третья группа была размещена под основной последовательностью, при более низкой светимости, у белых карликов.
Эти четыре группы соответствуют четко определенным этапам жизни звезд.
Размер звёзд
В 1879 году австрийский физик Йозеф Стефан, который интересовался излучением горячих тел, обнаружил, что полная энергия, излучаемая объектом, пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры. Это означало, например, что тело в 6000 градусов испускало в 16 раз больше энергии, чем 3000 градусов. Стефан также установил более общий закон, который дает интенсивность, излучаемую данным поверхностным телом при определенной температуре.
Для астрономов закон Стефана обеспечивает относительно простой способ вычисления размера звезды, после того как определены ее поверхностная температура и абсолютная светимость. Зная температуру поверхности звезды, мы можем использовать этот закон для расчета общей светимости, излучаемой данной площадью поверхности. Тогда достаточно сравнить этот результат с абсолютной светимостью, излучаемой телом в целом, чтобы получить поверхность звезды, а значит, и ее размер.
Этот метод дал очень хорошие результаты. Сначала это показало, что звезды главной последовательности не все одинакового размера, но, тем не менее, имеют относительно небольшой диапазон. Горячие звезды в 10 раз больше Солнца, в то время как холодные звезды достигают лишь одной десятой этой величины.
Другие группы на диаграмме Герцшпрунга-Рассела имеют очень разные размеры. Гиганты от десяти до ста раз больше Солнца. Супергиганты могут быть в тысячу раз больше Солнца. Огромная светимость этих звезд, следовательно, связана с их размером. Наконец, белые карлики, как правило, в сто раз меньше Солнца, что дает им размер, аналогичный Земле, и объясняет их слабое освещение.
Чтобы пойти дальше в понимании диаграммы Герцшпрунга-Рассела, необходимо было определить другой параметр: массу звёзд .
Масса звезд
Двойные звезды
Чтобы понять природу и эволюцию звезд, астрономы должны были попытаться определить важный параметр: их массу. Это трудно определить, потому что ни измерения яркости, ни спектральный анализ не помогают. Единственное решение состоит в том, чтобы использовать астрометрию (точное измерение звездных положений) и применить ее к так называемым двойным системам, то есть парам звезд, связанным притяжением, взаимной гравитацией и вращением вокруг друг друга.
В солнечной системе существует закон, называемый третьим законом Кеплера , который связывает размер и период каждой планетарной орбиты и включает массу Солнца. Этот закон может быть распространен на все тела на орбите, в частности на участников двойной системы. Вместо массы Солнца учитывается общая масса пары. Таким образом, если бы можно было измерить путем наблюдения период и размер бинарной системы, было бы достаточно применить этот закон, чтобы иметь возможность рассчитать общую массу пары.
Астрономы прошлых веков должны были найти двойные звезды на небе и измерить их период и их орбиту. Это было, к сожалению, очень сложно на практике. Кажущееся движение звезд чрезвычайно медленное, периоды могут достигать сотен лет, и для полного изучения могут потребоваться несколько поколений астрономов.
После измерения видимой орбиты необходимо было вывести реальную орбиту. Здесь снова возникли трудности, потому что орбиты в основном наклонены к нашему лучу зрения, что искажает оценки размерности.
Когда наблюдения шли хорошо, метод, основанный на законе Кеплера, мог исчислить полную массу звездной пары. Чтобы определить массу каждой звезды, а не только пары, астроном должен был более подробно изучить относительное движение двух небесных тел. Это позволило ему определить долю каждой звезды в общей массе и, наконец, получить массу каждого тела.
Масса звезд
Исследования такого типа были проведены на многих звездах. Сначала они обнаружили, что каждая группа на диаграмме Герцшпрунга-Рассела имеет разные свойства. В основной последовательности диапазон масс довольно велик - от одной десятой солнечной массы до нескольких десятков раз. Другие группы имеют более ограниченный диапазон. Супергиганты очень массивные, со значениями в диапазоне от 20 солнечных масс, в то время как белые карлики имеют аналогичную массу, что и Солнце.
Вторым важным выводом такого рода исследований является демонстрация связи между массой и абсолютной светимостью для звезд главной последовательности: чем массивнее звезда, тем больше она сияет. Таким образом, основным параметром, который диктует звездам главной последовательности их положение на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, является масса. Она определяет такие свойства, как абсолютную яркость и температуру поверхности.
Это соотношение между массой и яркостью вполне естественно. Чем массивнее звезда, тем больше вес ее внешних слоев. Давление в центре звезды, которое должно выдерживать этот вес, должно быть сильнее. В результате ядерные реакции происходят с более высокой скоростью, что приводит к более высокому выделению энергии и большей яркости.
Первые шаги в теоретическом изучении звезд были сделаны в начале двадцатого века немцем Карлом Шварцшильдом и британцем Артуром Эддингтоном. Шварцшильд применил законы физики к газовому шару, чтобы получить первое математическое описание звезды. Чуть позже Эддингтон завершил эту работу, рассмотрев процессы, которыми Шварцшильд пренебрег. В частности, ему удалось показать, что должна существовать связь между массой и светимостью обычной звезды, что позже было подтверждено в результате наблюдений.
Источник энергии звезд
Чтобы не развалиться под собственным весом и продолжать сиять, звездам необходимо много энергии. Откуда она взялась?
Первая гипотеза имела химическое происхождение. Может быть, солнце просто горело, как куча дров? Расчеты показали, что это было невозможно. Даже с учетом превосходных видов топлива теоретические оценки времени жизни Солнца составляли всего несколько тысяч или десятки тысяч лет, что намного меньше, чем требовалось.
В конце XIX века британским лордом Кельвином и немецким Германом фон Гельмгольцем была выдвинута еще одна возможность. Может быть, Солнце постепенно сжималось и преобразовывало свою гравитационную энергию в тепло? Но продолжительность жизни, рассчитанная по сокращению Кельвина-Гельмгольца, составляла лишь порядка десятков миллионов лет, слишком коротка.
Источник энергии Солнца оставался загадкой до начала 1930-х годов,когда его природа была наконец раскрыта это ядерные реакции, происходящие в центре Солнца.
Ядерные реакции в звездах
Обычная материя состоит из микроскопических объектов, называемых атомами. В центре каждого атома находится ядро, группа частиц, называемых протонами и нейтронами. Ядро очень компактное, примерно в 100 000 раз меньше самого атома.
Из-за очень высоких температур в центре звезды все частицы очень подвижны. Электроны и ядра не могут объединяться в атомы, и тогда вещество ионизируется, то есть образуется из электронов и свободных ядер. Столкновения между ядрами очень многочисленны, и два ядра могут иногда прилипать друг к другу и сливаться, чтобы родить новое ядро, это то, что называется реакцией ядерного синтеза.
На Солнце, состоящем в основном из водорода, конечным результатом ряда ядерных реакций является превращение четырех протонов в ядро гелия (состоящее из двух нейтронов и двух протонов). Замечательным свойством этой реакции является то, что масса ядра гелия несколько меньше суммы масс четырех протонов. Поэтому реакция ядерного синтеза сопровождается потерей массы.
Альберт Эйнштейн показал в своей теории относительности, что масса и энергия являются двумя эквивалентными величинами. Это его знаменитое уравнение E = mc 2, которое утверждает, что энергия равна произведению массы на квадрат скорости света. В центре Солнца потеря массы, сопровождающая превращение четырех протонов в ядро гелия, соответствует значительному выделению энергии. Таким образом, преобразовывая часть своей массы, Солнце находит энергию, необходимую для сияния в течение 10 миллиардов лет.