Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы ее измеряем? На оптических снимках звезда четко ограничена в пространстве, и кажется, что вокруг ничего нет. Значит, сфотографировали Бетельгейзе в видимом свете, приложили линейку к изображению — и готово? Но это, оказывается, еще не всё. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения (рис. 11.15) видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон — и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, она в несколько раз крупнее всей нашей Солнечной системы.
Звезда в общем случае — это газовое образование, которое не замкнуто в жестких стенках (в космосе их нет) и поэтому не имеет границ. Формально любая звезда простирается бесконечно (точнее, пока не достигнет соседней звезды), интенсивно испуская газ, который называют звездным ветром (по аналогии с солнечным ветром). Поэтому, говоря о размере звезды, всегда нужно уточнять, в каком диапазоне излучения мы его определяем, тогда будет более понятно, о чем речь.
Размеры и массы звезд
Диаметр Солнца — 1 392 000 км, что в 109 раз больше диаметра Земли и примерно в 10 раз — диаметра Юпитера. Как видим, наша звезда намного крупнее входящих в ее систему планет. Масса Солнца (М☉) составляет около 2 · 1030 кг: оно массивнее Земли в 333 000 раз и Юпитера — в 1000 раз. Размер и массу других звезд обычно выражают в единицах размера и массы Солнца — довольно типичной звезды.
Самые массивные среди известных звезд примерно в 150 раз массивнее Солнца. А вот указать минимальную массу звезды не так просто: для этого нужно решить, как именно провести границу между звездами и планетами. Из теоретических расчетов известно, что масса звезды, светящейся, подобно Солнцу, за счет термоядерных реакций, не может быть меньше 0,07 М☉. Следовательно, самые массивные звезды всего в 1500 раз «тяжелее» самых маломассивных. Удивительно, что светимости звезд при этом различаются почти в триллион раз!
Размеры звезд различаются не так сильно, но тоже значительно — почти в миллиард раз (если принимать в расчет нейтронные звезды). При этом самые большие звезды — не обязательно самые массивные. Известны звезды, которые больше нашего Солнца по диаметру примерно в 1500 раз, при этом некоторые из них не отличаются существенно от Солнца по массе, а значит, имеют среднюю плотность в миллионы раз меньше, чем Солнце. И это при том, что средняя плотность Солнца не особенно впечатляет: она равна 1,4 т/м3, лишь немногим больше плотности воды.
Самые маленькие в мире звезд — белые карлики и нейтронные звезды. Белые карлики сравнимы по размеру с Землей, но при этом их массы близки к солнечной. Поэтому средняя плотность вещества белого карлика превышает солнечную в десятки миллионов раз. Нейтронные звезды в несколько раз массивнее белых карликов и намного меньше их — всего несколько километров в диаметре, а значит, они еще в миллион раз плотнее (~1014 т/м3). Это самые плотные тела, известные человеку.
Точные данные о массах, радиусах и светимости звезд — это фундамент, на котором покоится теория строения и эволюции звезд. К сожалению, астрономы не могут похвастаться высокой точностью определения этих параметров. Для вычисления каждого из них необходимо знать расстояние до звезды, а измерить его с высокой точностью удается лишь для ближайших к Солнцу звезд, среди которых преобладают маломассивные карлики и почти нет гигантов и звезд большой массы. Кроме этого, определить массу звезды возможно лишь в том случае, если она является членом двойной или кратной системы, что еще сильнее сужает круг пригодных для измерения объектов. Но еще труднее измерить размер звезды. Сделать это удается, если в двойной системе звезды затмевают друг друга, сканируя своим диском оказавшегося за ним соседа, но при этом взаимная близость звезд может существенно исказить их эволюцию.
Гарвардская классификация спектров
Настоящие спектры звезд, несомненно, очень сложны. Они совсем не похожи на спектры отдельных химических элементов, которые мы привыкли видеть в справочниках. Например, даже в узком оптическом диапазоне солнечного спектра — от фиолетовой области до красной, — который наш глаз как раз и видит, линий очень много (рис. 11.16), и разобраться в них совсем не просто. Узнать даже на основе детального, высокодисперсного спектра, какие химические элементы и в каком количестве присутствуют в атмосфере звезды, — большая проблема, которую астрономы не могут решить до конца.
Рис. 11.16. В одном только оптическом диапазоне спектра солнечного света содержатся десятки тысяч линий, по которым можно расшифровать элементный состав солнечной атмосферы.
Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадаются гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX в. была открыта радиоактивность, и когда люди задумались об источниках энергии звезд, они вспомнили, что в спектре Солнца много линий металлов, и предположили, что распад урана или радия греет внутренности нашего Солнца. Однако оказалось, что это не так.
Первая классификация звездных спектров была создана в Гарвардской обсерватории (США) руками примерно дюжины женщин. Кстати, почему именно женщин — вопрос интересный. Обработка спектров — это очень тонкая и кропотливая работа, для выполнения которой директору обсерватории Э. Пикерингу надо было взять помощников. Женский труд в науке тогда не очень приветствовался и оплачивался намного хуже мужского: на те деньги, которые были у этой небольшой обсерватории, можно было нанять либо двух мужчин, либо дюжину женщин. И тогда впервые в астрономию было призвано большое количество женщин, которые сформировали так называемый «гарем Пикеринга». Созданная ими спектральная классификация была первым вкладом в науку женского коллектива, который оказался гораздо более эффективным, чем ожидалось.
Рис. 11.17. Схема электронных энергетических уровней атома водорода и переходов между ними.
В то время люди вообще не представляли, на основе каких физических явлений формируется спектр, его просто фотографировали. Пытаясь построить классификацию, астрономы рассуждали так: в спектре любой звезды есть линии водорода, по убыванию их интенсивности можно упорядочить все спектры и сгруппировать их. Группы спектров обозначили латинскими буквами по алфавиту: с самыми сильными линиями — класс A, слабее — класс B и т. д.
Вроде бы все было сделано правильно. Но через несколько лет родилась квантовая механика, и мы поняли, что вовсе не обязательно, чтобы обильный элемент был представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак себя не проявлял. Многое зависит от температуры.
Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарного водорода: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но как эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном (холодном) состоянии все электроны «сидят» на первом уровне, а на втором почти ничего нет. Значит, нам надо нагреть водород, чтобы какая-то доля электронов запрыгнула на второй уровень (потом они снова вернутся вниз, но перед этим какое-то время там проведут) — и тогда пролетающий оптический квант может быть поглощен электроном со второго уровня, что проявится в видимом спектре.
Рис. 11.18. Для каждой спектральной линии существует температура, при которой она имеет наибольшую интенсивность.
Итак, холодный водород не будет выдавать бальмеровскую серию, а теплый — будет. А если мы еще сильнее нагреем водород? Тогда много электронов «запрыгнет» на третий и более высокие уровни, а второй уровень снова обеднеет. Очень горячий водород тоже не даст спектральных линий, которые можно увидеть в оптическом диапазоне. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то мы увидим, что линии любого элемента могут быть достаточно хорошо представлены в спектре лишь в узком диапазоне температур.
Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже называется гарвардской, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 000 K, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 000 K ионизуется. Аналогично обстоит дело с другими химическими элементами. Кстати, в спектрах звезд холоднее 4000 K присутствуют не только линии отдельных химических элементов, но и полосы, соответствующие устойчивым при таких температурах молекулам сложных веществ (например, оксидов титана и железа).
Получившуюся при упорядочивании классов по температуре последовательность букв OBAFGKM студентам-астрономам довольно просто запомнить, тем более что придуманы всякие мнемонические поговорки. Самая известная на английском — «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!» Диапазон температур поверхности таков: у самых горячих звезд — десятки тысяч градусов, у самых холодных — две с небольшим тысячи (рис. 11.19). Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 11.
Рис. 11.19. Типичные спектры звезд ряда спектральных подклассов, характеризующихся температурой поверхности.
Замечу, что оптические спектры фотографируют в цвете только для красоты, а для научных исследований это бессмысленно, поэтому обычно делают черно-белые изображения.
Редко, но бывает, что звезды демонстрируют линии не поглощения (темные на ярком фоне), а излучения (яркие на темном фоне). Их происхождение уже не так легко понять, хотя это тоже довольно элементарно. В начале лекции мы видели, что разреженное облачко горячего газа дает нам линии излучения. Когда мы смотрим на звезду с линиями излучения в спектре, мы понимаем, что источником этих линий служит разреженный, полупрозрачный газ, находящийся на периферии звезды, в ее атмосфере. То есть это звезды с протяженной горячей атмосферой, которая прозрачна в континууме (в промежутках между линиями), а значит, почти нич