Занимательно об астрономии - Страница 43

Свет Полярной — великий путешественник. 472 года находится он в полете, прежде чем достигает Земли. Значит, наблюдая сегодня звезду в телескоп, мы на самом деле видим ее такой, какой она была примерно во времена Колумба. Но что для звезд человеческие сроки…

Что же представляет собой Полярная? Сверхгигант, принадлежащий к спектральному классу F7, — а значит, она несколько погорячее Солнца. Температура на поверхности порядка 7 тысяч градусов, цвет излучения — желтый. Рядом с Солнцем Полярную лучше не ставить. Ее диаметр в 120 раз превосходит солнечный. Правда, плотность ее при этом в 3 тысячи раз меньше плотности воды. Это означает, что внешние слои звезды состоят из почти неуловимого газа. Даже не газа, а скорее «неощутимого эфира».

Мало того, Полярная звезда переменна. Огромное раскаленное тело непрерывно пульсирует. Ровно четверо земных суток длится таинственный цикл в недрах ее, заставляющий звезду то сжиматься, то раздуваться, меняя температуру, спектр и блеск. От 1 ^m,96 абсолютной звездной величины блеск ее меняется до 2 ^m,05 с точностью хронометра. А вот почему — неизвестно.

Но чтобы любое разнообразие было особенно наглядным, принято приводить в качестве примеров крайности.

Не будем и мы отступать от этого правила.

Звезда VV Цефея по объему в 20 миллионов раз больше Солнца! Но и это не предел. Желтый сверхгигант из двойной системы Эпсилона Возничего — «Эпсилон В» — по объему в 17 700 миллионов раз превосходит наше светило! То есть если посчитать Солнце блохой, то «Эпсилон В» — два слона!!! Но только по размерам. Стоит поставить звезды на весы, как выяснится удивительнейшее правило. Что бы уравновесить сверхгиганта, понадобилось бы всего… 25 Солнц. Разница в массах не так ощутима, как в объемах. Да и вообще найти звезду, в сотни раз превосходящую Солнце по массе, пока не удалось никому. А размеры? Размеры что! Чем больше они, тем разреженнее вещество, составляющее тело звезды. Сверхгиганты состоят из вещества, в миллиарды раз более разреженного, чем воздух, которым мы с вами дышим.

А теперь из одной крайности в другую.

Звезда Ван-Маанена светит в 5 тысяч раз слабее Солнца. По объему она в 3 миллиона раз меньше его, а по массе? И снова парадокс. Разница не превышает десяти. Наперсток вещества звезды Ван-Маанена весит на Земле… четверть тонны! Но и это не предел.

Самая маленькая из известных звезд — 457 Вольфа. По своим размерам она почти Луна. А по массе — Солнце.

Здесь правило такое: если масса небесного тела меньше сотой доли солнечной, давление в центре его уже не поднимет температуру настолько, чтобы начались термоядерные процессы. Такому небесному телу звездой не быть. Вспомните судьбу Юпитера. Звание «звезды» ко многому обязывает. Может быть, потому так трудно бывает выиграть и конкурс красоты на Земле? Не был ли неудавшимся астрономом человек, предложивший впервые у нас на планете «конкурс звезд»?

Звезды невероятно разнообразны. Но нельзя же все их бесконечное множество изучать поштучно. Какая же тогда наука? Наука — это прежде всего общие закономерности. В поисках закономерностей и обратили люди внимание на спектры звезд.

Изучение началось с Солнца. И спектральный анализ далеких светил возник на основе наблюдений солнечного спектра. Это пробовал делать еще Фраунгофер. Но у великого оптика никогда не было достаточно времени на серьезную теоретическую работу. Да и знания его заставляли желать лучшего.

Истинное исследование звездных спектров началось после опубликования работ двух профессоров Гейдельбергского университета — Г. Кирхгофа и Р. Бунзена. Это было замечательное содружество. Кирхгоф — великолепный теоретик, обладавший прекрасной научной интуицией; Бунзен — один из наиболее блестящих экспериментаторов своего времени. Они заложили основы научного спектрального анализа и первыми применили его для строгого исследования атмосферы Солнца.

Спектроскописты различают три вида спектров излучения: непрерывные, представляющие собой радужную полоску всех цветов, затем линейчатые и полосатые спектры, состоящие из ярких цветных линий, или полос, на темном фоне. Кроме того, существуют еще спектры поглощения, представляющие собой картину обратную — темные линии, или полосы, на фоне непрерывного спектра.

Кирхгоф так сформулировал законы спектрального анализа: непрерывный спектр дают только раскаленные твердые или жидкие тела. Линейчатые и полосатые спектры излучения — светящийся газ при низком давлении и высокой температуре или пар. Спектр поглощения получается в том случае, когда перед источником, дающим непрерывный спектр, имеется слой более холодных газов, или паров, поглощающих как раз те лучи, которые сами способны испускать в раскаленном состоянии. При этом линии каждого химического элемента занимают в спектре строго определенные положения.

За сто лет своего существования спектральный анализ превратился в мощное оружие исследования не только химического состава, но и физического состояния раскаленных тел. Потому что нейтральные атомы и молекулы дают спектры, отличные от тех же атомов и молекул в ионизированном состоянии.

В общем с самого начала спектры будто приглашали астрономов заняться их сравнением. «Так ли разнообразен состав звезд, насколько сами они многочисленны?» — писал итальянский астроном Анджело Секки в 1886 году.

Работы Кирхгофа и Бунзена немедленно привлекли к себе внимание ученых всего мира. Всем ведущим астрономам возможности нового метода казались поистине безграничными.

Но действительные успехи в исследовании звездных спектров стали возможны значительно позже, после появления атомной теории, разработанной Нильсом Бором, и квантовой гипотезы Макса Планка. Лишь после этого спектры стали настоящими «паспортами звезд».

К 1924 году установилась спектральная последовательность, которой астрономы придерживаются в наше время. Звезды разделились на 10 классов. Причем каждый класс имеет для большей точности еще 10 ступеней — подклассов. Класс обозначается буквой, подкласс — цифрой от 0 до 9. Получается лесенка из 100 ступенек.

Классы О, В, A, F, G, К, М — основные. Классы R, N и S — дополнительные, объединяющие сравнительно небольшое количество холодных звезд. В их спектрах заметны яркие полосы монохроматического света, излучаемого молекулами окисей металлов, углерода и циана. Это классы умирающих светил. Они светятся слабо; может быть, среди них есть и вовсе несветящиеся — черные, недоступные оптическим телескопам. Существует предположение, что таких несветящихся звезд во вселенной довольно много, хотя открыть их и тем подтвердить гипотезу пока что никому не удалось.

Спектральные классы дали возможность классифицировать звезды по температуре. Красным цветом светятся наиболее холодные звезды. Чем температура выше, тем звезды яростнее, белее. Хоть это и не вызывает сомнений, автор все-таки хочет напомнить, что и у нас, на Земле, раскаленный добела гвоздь горячее гвоздя, нагретого до красного каления.

Однажды известный всему миру физик был остановлен полицейским за то, что въехал под красный свет светофора. Попавшемуся на нарушении свойственно оправдываться.

— Видите ли, сержант, я ехал настолько быстро, что красный свет показался мне зеленым.