Что влияет на цвет звезды в космосе
Какого цвета бывают звезды?
Если бы вы занялись профессиональным наблюдением за звездами, то вы бы довольно быстро заметили, что звезды вовсе не белого цвета, как вы, возможно, предполагали.
© wallpaperaccess.com
Более пристальное изучение позволит установить, что все звезды, видимые на ночном небе, можно разделить на группы по разным цветам.
Итак, какого же цвета бывают звезды и почему? Обо всем по порядку:
Цвет звезды указывает на температуру ее поверхности
Глядя на ночное небо, мы можем увидеть невооруженным глазом до 4548 звезд, каждая из которых имеет тот или иной цвет. Последующее изучение спектров звезд может рассказать сложные детали о природе каждого отдельного светила: температура, расстояние до Земли, светимость (яркость), масса и возраст.
Звезды ведут себя как раскаленное железо
Звезды ведут себя примерно в соответствии с физикой излучения черного тела, такого как, например, железный стержень. При нагревании металл меняет цвет с красного на оранжевый, желтый, белый и, в конечном итоге, голубой по мере повышения температуры. Самые горячие звезды во Вселенной, демонстрирующие высочайшую светимость, — голубые гиганты. Прекрасным примерного голубого гиганта является звезда Ригель в созвездии Ориона, светимость которой в 40 000 раз больше, чем у Солнца!
Спектральная классификация звезд
Звезды можно сгруппировать в следующие спектральные классы, перечисленные в порядке от горячих к холодным:
Кроме того, этим категориям дополнительно присваиваются номера от 0 до 9, где 0 означает самую горячую звезду, а 9 — самую холодную. Наше Солнце, например, представляет собой желтый карлик G2.
Большинство звезд во Вселенной относятся к более холодной разновидности K и M
Если быть точнее, то к этим спектральным классам относятся около 88% звезд во Вселенной. Звезды класса G, такие, как наше собственное Солнце, составляют лишь 8% от общего числа известных звезды. Между тем звезды класса O встречаются крайне редко: в среднем из трех миллионов звезд будет лишь одна звезда спектрального класса O.
Вне оптического диапазона все еще интереснее
Исходя из видимого цвета звезды были поделены на семь основных спектральных классов. Однако истинный спектр простирается далеко за пределы цветов, которые могут различать наши глаза. Например, нейтронные звезды испускают большую часть своего излучения в виде рентгеновских лучей.
Молодые «рентгеновские звезды» в области Тельца, региона активного звездообразования / © esa.int
Зеленые звезды кажутся нам белыми, в то время как фиолетовые звезды будут казаться нам голубыми. Да, друзья, человеческий глаз — очень плохой научный инструмент.
Цвет звезды меняется с течением времени
Цвет звезды меняется на протяжении всего ее жизненного цикла в зависимости от ее начальной массы и фазы сгорания элементов, которые она использует в качестве ядерного топлива и производит в ходе звездного нуклеосинтеза.
Зимний круг демонстрирует различные цвета звезд
Зимний круг — сезонный астеризм (легко различимая группа звезд, имеющая исторически устоявшееся самостоятельное название) в экваториальной части неба, который лучше всего различим зимой, поздней осенью и ранней весной.
В группе из шести созвездий, называемых зимним кругом, можно наблюдать прекрасный пример звезд разного цвета. Зимний круг состоит из восьми следующих разноцветных звезд:
Звёзды — какого они цвета?
Звёзды бывают голубые, белые, жёлтые, оранжевые и красные. А вот синих, зелёных и фиолетовых не бывает — так утверждают астрофизики. Отчасти это верно, но природа удивительна, и благодаря особенностям зрения, земной атмосфере и космическому газу мы можем обнаружить множество небесных цветов, которых в космосе быть не должно.
Почему так происходит?
Казалось бы, почему мы не можем увидеть зелёные звезды, несмотря на то, что максимум излучения лежит в жёлто-зелёной области? Дело в том, что зрение определяет цвет не по максимуму, а как сумму красной, жёлто-зелёной и синей составляющей излучения звезды. Например, широкополосный спектр солнечного излучения воспринимается как почти белый цвет. Более холодные звёзды имеют максимум, смещённый в красную область, соответственно приобретают красный оттенок, а более горячие звезды — голубой. Зелёных звёзд не бывает, поскольку звёзды с максимумом в жёлто-зелёной области воспринимаются белыми: распределение энергии в их спектре подобно солнечному, что и вызывает реакцию зрительных рецепторов и спектрального прибора, аналогичную белому свету. Но всё это верно, когда между звездой и наблюдателем находится вакуум. Но, во-первых, основные наблюдения проводятся с Земли, окружённой атмосферой, которая искажает восприятие цвета. Во-вторых, вокруг звёзд есть плотные облака космического газа. Хороший пример здесь планетарные туманности — при наблюдении в телескоп и на фотографиях без обработки эти объекты выглядят зелёными именно из-за газовой оболочки вокруг звезды.
Зелёные звёзды
В созвездии Весов расположена единственная звезда, имеющая зелёный оттенок, которую можно увидеть без специальных приборов. Её название — Зубен эль Шемали, или «Северная клешня Скорпиона». Почему так? Дело в том, что у средневековых арабских астрономов не было созвездия Весы, и эту область неба они изображали как продолжение клешни Скорпиона. Немецкий астроном Иоганн Байер (1572-1625) в 1603 году обозначил её греческой буквой бета и внёс в созвездие Весов, поэтому ныне она известна как бета Весов (по-латыни — Beta Librae).
О её зелёном цвете писал ещё древнегреческий учёный Эратосфен (276-194 до н.э.), чуть позднее её как изумрудную звезду описал Клавдий Птолемей (ок. 100-170). Подтверждают их описание и многие астрономы, наблюдавшие звезду в телескоп. Но что же делает её цвет зелёным? Всё дело в том, что бело-голубой гигант, превышающий наше Солнце в пять раз, вращается с огромной скоростью вокруг своей оси, полный период равен шести часам. Для сравнения: период вращения Солнца составляет чуть больше 600 часов. Из-за столь быстрого вращения, со звезды идёт выброс космического газа, который и формирует вокруг неё облако, окрашивающее её в изумрудный цвет. Между прочим, если верить Эратосфену, в его времена звезда была значительно ярче. И если астрономы смогли объяснить, почему она выглядит зелёной, то отчего она потеряла в блеске — точного ответа пока нет.
Для наблюдения других зелёных звёзд уже понадобится телескоп. Дело в том, что эти звезды находятся в двойных системах. Яркий компонент этих пар имеет жёлтый цвет, а более слабый при сравнении с ярким из-за особенностей зрения кажется зеленоватым, хотя по классификации является такой же жёлтой звездой. Эту особенность заметил ещё советский астроном Пётр Куликовский (1910-2003), он составил таблицу цветов в системах компонентов двойных звёзд, выделив три подобные системы: гамма Дельфина, эпсилон Волопаса и гамма Андромеды. Правда, цвет последней некоторые наблюдатели описывают как голубой. Возможно, такая разница в определении цвета зависит и от земной атмосферы, и от особенностей зрения наблюдателя.
Фиолетовые звёзды
Фиолетовый цвет звёзд имеет ту же природу, что и зелёный: это или газовая оболочка вокруг светила, или оптический эффект в системе двойной звезды. Правда, в отличие от зелёных, которых сейчас известно около десятка, фиолетовых звёзд мы знаем всего две.
Первая из них носит собственное имя — Плейона. Находится она в звёздном скоплении Плеяды. Впервые её фиолетовый цвет заметил в середине прошлого века американский астроном российского происхождения Отто Людвигович Струве (1897-1963), когда посмотрел на неё в один из крупнейших телескопов тех лет (диаметр его зеркала составлял два метра). Кстати, ныне этот телескоп, установленный в обсерватории Макдоналда (штат Техас, США), носит имя Отто Струве. Именно Струве и дал другое название Плейоне — Фиолетовая звезда. Она, как и бета Весов, является бело-голубым гигантом с очень высокой скоростью вращения: полный оборот она совершает за 11,8 часа. И так же извергает облака газа, только это газ имеет не зелёный, а фиолетовый цвет.
Вторая имеет романтическое имя Сердце Карла II. Находится она в созвездии Гончих Псов. Древние греки называли её Хара (в созвездии — две гончие собаки Астерион и Хара, ведомые Волопасом), а древние римляне — Астерион. Немецкий астроном Иоганн Байер отметил её греческой буквой альфа на своих картах как самую яркую звезду созвездия Гончих Псов. Однако в конце XVII века английский учёный Чарлз Скарборо (1615-1693) на картах звёздного неба в созвездии Гончих Псов изобразил казнённого Оливером Кромвелем в 1649 году короля Карла I, желая угодить старшему сыну убитого, вернувшемуся на английский престол Карлу II. Поскольку казнь короля вызвала большое негодование у монархов других стран, то новое созвездие прижилось на большинстве европейских карт звёздного неба. Правда, астрономы запутались в английских Карлах, и в итоге звезда, которая была отмечена как Сердце Карла I, стала называться Сердце Карла II. И, несмотря на, то что созвездие в честь казнённого короля было упразднено в 1922 году, звезда сохранила своё название в научно-популярной литературе и среди любителей астрономии. Она является двойной: яркий компонент имеет жёлтый цвет, а вот более слабый при наблюдении в телескоп — фиолетовый, вызванный визуальным восприятием в сравнении с ярким компонентом.
Гранатовые звёзды
Советский астроном и популяризатор науки Феликс Зигель (1920-1988) в своей книге «Сокровища звёздного неба» писал: «На полпути между альфа и дельта Цефея, недалеко от прямой, соединяющей эти звезды, есть уникальная звезда, обозначенная греческой буквой мю. Её необыкновенный тёмно-красный цвет обратил на себя внимание ещё Вильяма Гершеля (1738-1822), который назвал мю Цефея «гранатовой» звездой. Как прозрачная капелька крови, сияет в глубине небес это красное солнце — самая красная из всех ярких, доступных невооруженному глазу звёзд. Цвет мю Цефея особенно хорошо заметен, если в бинокль сначала посмотреть на белую звезду альфа Цефея, а затем сразу на «гранатовую» звезду. И здесь не обман зрения, не какие-то психофизиологические эффекты — нет, на самом деле это одна из самых холодных звёзд, температура поверхности которой вряд ли превышает 2300 K° (около 2000 градусов по Цельсию, что почти в 2,5 раза холоднее нашего Солнца, — прим. авт.).
Звёзды красного цвета известны человечеству с незапамятных времён. Среди них и «глаз Тельца» Альдебаран, и «противник Марса» Антарес из созвездия Скорпиона, и сверхгигант Бетельгейзе, взрыва которого так ждут астрономы. Но их красный цвет больше похож на цвет зрелой клубники, а цвет мю Цефея не зря сравнивают со спелым гранатом.
Впоследствии астрономы обнаружили множество подобных звёзд, правда, их цвет виден только в телескопы. Среди них стоит выделить CW Льва, которую астрономы называют самой изученной звездой подобного типа, Y Гончих Псов, считающаяся самой яркой звездой, состоящей из углерода. Эта звезда, по современным оценкам, находится на последней стадии своей жизни и через миллион-другой лет, сбросив углеродную оболочку, станет обычным белым карликом. И если сейчас её можно легко найти в обычный бинокль, то после этого она будет так слаба, что при нынешней технике её можно будет найти только в крупнейшие телескопы мира! А звезда V Овна считается одной из самых холодных в нашей галактике, температура её поверхности «всего» 1000 градусов.
Малиновая звезда
В 1845 году английский астроном Джон Хайнд (1823-1895) открыл в созвездии Зайца переменную звезду. В пике блеска её можно увидеть даже невооружённым глазом, а при наблюдении в телескоп в Омикрон Лебедя — яркая и легкодоступная для наблюдения в бинокль тройная звезда это время хорошо заметен малиновый оттенок. Впоследствии её так и назвали — Малиновая звезда Хайнда. Она, как и гранатовые, имеет невысокую по меркам звёзд температуру (около 2300 градусов Цельсия), а малиновый оттенок ей придаёт выбрасываемый углерод, который не пропускает синюю линию спектра.
Увидеть малиновый цвет звезды не так просто: пика блеска она достигает примерно каждые 424 дня, оставаясь там в течение 10-15 дней. Однако в это время звезда может находиться на небесной сфере вблизи Солнца, либо пик блеска может прийтись на ночи вблизи полнолуния, когда яркий свет нашего спутника создаёт помеху для наблюдения цвета. Да и погода может преподнести неприятный сюрприз, закрыв небо облаками.
Существует у этой звезды и загадка. Примерно раз в сорок лет она меняет величину блеска в сто раз. Во время пика блеска в этот период она видна только в крупные инструменты, а в минимуме блеска доступна только инструментам, оборудованным специальными приборами для регистрации слабых звёзд. Последний раз такое понижение яркости наблюдалось в 90-х годах XX века, а следующий раз, по прогнозам, произойдёт в 30-е годы нашего столетия. Причины этих изменений до сих пор неизвестны.
Синяя звезда
Если малиновый цвет звезды Хайнда связан с температурой её поверхности, то природа синего цвета у единственной подобной звезды объясняется особенностями зрения, как и в случае с двойными парами, в которых есть зелёные звезды. Находится синяя звезда в тройной системе под названием Омикрон 1 Лебедя. Чтобы увидеть все звезды системы, достаточно бинокля. Главная, самая яркая, звезда оранжевого цвета, а рядом расположены два спутника: один имеет чистый голубой цвет, как топаз или лазурит, а второй выглядит более тёмным, в связи с чем и кажется нам синим, как огранённый сапфир.
Журнал: Тайны 20-го века №37, сентябрь 2019 года
Рубрика: Тайны космоса
Автор: Юрий Соломонов
Почему звезды разного цвета и кому это нужно
Желтые, почти белые, голубые, красноватые – даже невооруженным глазом видно, что звезды разного цвета. А в хороший телескоп можно разглядеть еще больше оттенков. Мало того, многие из них могут менять эти оттенки, например голубой Сириус вдруг подмигивает наблюдателю глубоким синим или бледно-зеленоватым. Что это – обман зрения или реальное изменение цвета, и почему звезды мигают разными цветами с различной частотой и интенсивностью?
От чего зависит цвет звезды
Для начала вспомним, что такое звезда. Если просто, то это космическое тело, состоящее из раскаленного газа или плазмы. Их физические параметры остаются стабильными на протяжении огромного времени, и среди этих параметров есть температура. Вот именно она и обуславливает цвет звезды.
Раскаленное тело обязательно начинает светиться, и в зависимости от того, какая температура, длина световых волн будет отличаться. Человеческий глаз эти отличия воспринимает на уровне цветовых оттенков классического спектра – от красного к фиолетовому. То есть, мы видим звезды разного цвета потому, что они нагреты неодинаково:
Почему звезды мерцают разным цветом
Откуда тогда взялись звезды, мерцающие разным цветом, они что, меняют температуру? Такие тоже есть. То же «земное» Солнце меняет свою температуру на протяжении 11-летнего цикла. Но изменение не столь глобальное и слишком длинное, чтобы воспринимать его как относительно быстрое мерцание. Такое даже бывает, если это переменные звезды, у которых блеск может меняться в течение всего нескольких дней. Тут дело в другом.
Это уже старается земная атмосфера, плотность, состав и температура которой изменяется постоянно и повсеместно. Воздух «ломает» световые лучи, усиливает их или ослабляет, словно линза, меняя длину. А про длину все уже понятно. По этой же причине сильнее, чаще и в большем цветовом диапазоне мерцают те звезды, что по отношению к наблюдателю расположены низко над горизонтом. Ведь их свету приходится пройти через большую толщу атмосферы – большее количество и разнообразие воздушных «линз». И потому для наблюдателей из самолетов мерцание будет еще слабее, а в космосе оно практически отсутствует.
Транзит Луны по солнечному диску. Температура поверхности Солнца: 5780 К (желтый спектр).
Изображение с сайта nasa.gov
4glaza.ru
Февраль 2021
Статья одобрена экспертом: Марина Атланова
Использование материала полностью для общедоступной публикации на носителях информации и любых форматов запрещено. Разрешено упоминание статьи с активной ссылкой на сайт www.4glaza.ru.
Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.
Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:
Обзоры оптической техники и аксессуаров:
Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:
Все об основах астрономии и «космических» объектах:
Звёздный свет
Звезды – это, пожалуй, самое интересное, что есть в астрономии. Кроме того, их внутреннее строение и эволюцию мы понимаем лучше, чем что-либо в космосе (во всяком случае, нам так кажется). С планетами дело обстоит не очень хорошо, потому что их внутренности очень трудно исследовать – мы видим только то, что на поверхности. А что касается звезд, то большинство из нас уверено, что они устроены просто.
В начале прошлого века один молодой астрофизик высказался на семинаре у Эддингтона в том духе, что проще звезд ничего нет. На что более опытный астрофизик ответил: «Ну да, если Вас рассматривать с расстояния в миллиарды километров, то Вы тоже покажетесь простым».
На самом деле звезды не так просты, как кажутся. Но все-таки их свойства исследованы наиболее полно. Тому есть две причины. Во-первых, мы умеем численно моделировать звезды, потому что, как нам кажется, они сделаны из идеального газа. Точнее, из плазмы, которая ведет себя как идеальный газ, уравнение состояния которого довольно простое. С планетами так не получится. Во-вторых, иногда нам удается заглянуть в недра звезд, хотя пока это касается в основном Солнца.
Посоветую вам две книжки, которые до сих пор, на мой взгляд, остаются лучшими из тех, что на русском языке. «Физика звезд», автор которой – известный физик и талантливый преподаватель Самуил Аронович Каплан, написана почти сорок лет назад, но основы с тех пор не изменились. А современные сведения о физике звезд – в книге «Звезды» из серии «Астрономия и астрофизика», которую мы с коллегами сделали. Она пользуется таким интересом у читателей, что уже тремя изданиями вышла. Есть и другие книги, но в этих двух содержится практически исчерпывающая информация для тех, кто знакомится с предметом.
Такие разные звезды
Если мы посмотрим на звездное небо, то заметим, что звезды имеют разную яркость (видимый блеск) и разный цве. Понятно, что блеск может быть делом случая, поскольку одна звезда ближе, другая – дальше, по нему трудно сказать, какова звезда на самом деле. А вот цвет нам о многом рассказывает, потому что чем выше температура тела, тем дальше в голубую область сдвигается максимум в спектре излучения. Казалось бы, мы можем просто на глаз оценить температуру звезды: красная – холодная, голубая – горячая. Как правило, это действительно так и есть. Но иногда возникают и ошибки, связанные с тем, что между звездой и нами есть какая-то среда. Иногда она очень прозрачная, а иногда не очень. Всем известен пример с Солнцем: высоко над горизонтом оно белое (мы его называем желтым, но для глаза оно почти белое, потому что его свет нас ослепляет), но Солнце краснеет, когда восходит или заходит за горизонт. Очевидно, что не у самого Солнца меняется температура поверхности, а среда изменяет видимый цвет, и об этом надо помнить. К сожалению, для астрономов это большая проблема – угадать, насколько изменился цвет, т.е. видимая (цветовая) температура звезды, за счет того, что ее свет прошел сквозь межзвездный газ, атмосферу нашей планеты и прочие поглощающие среды.
Спектр звездного света – характеристика намного более надежная, потому что его трудно сильно исказить. Все, что мы знаем сегодня о звездах, мы прочитали в их спектрах. Исследование звездного спектра – это огромная, тщательно отработанная область астрофизики.
Интересно, что менее двухсот лет назад один известный философ, Огюст Конт, сказал: «мы уже многое узнали о природе, но есть такое, что мы не узнаем никогда – это химический состав звезд, потому как их вещество никогда не попадет к нам в руки». Действительно, в руки к нам вряд ли оно когда-нибудь попадет, но прошло буквально 15—20 лет и люди изобрели спектральный анализ, благодаря которому о химическом составе, как минимум, поверхности звезд мы узнали практически все. Так что никогда не говори «никогда». Напротив, всегда найдется способ сделать то, во что ты поначалу не веришь.
Но прежде чем говорить о спектре, посмотрим еще раз на цвет звезды. Мы уже знаем, что максимум интенсивности в спектре с увеличением температуры смещается в голубую область, и это надо использовать. И астрономы научились это использовать, потому что снять полный спектр – дело очень затратное. Нужен большой телескоп, длительное время наблюдения, чтобы накопить достаточно света на разных длинах волн – и при этом получить результат лишь для одной исследуемой звезды. А цвет можно очень просто измерять, причем делать это для многих звезд одновременно. И для массового статистического анализа мы просто фотографируем их два-три раза через разные светофильтры с широким окном пропускания.
Но бывает мало двух фильтров. Всегда можно ошибиться, как с Солнцем на горизонте. Астрономы обычно 3 окна пропускания используют: Visual, Blue, и третье – Ultraviolet, на границе прозрачности атмосферы. Три снимка уже вполне точно говорят нам о том, в какой мере межзвездная среда ослабляет свет каждой звезды, и какова собственная температура поверхности звезды. Для массовой классификации звезд такая 3-х полосная фотометрия – пока единственный способ, позволивший изучить более миллиарда звезд.
Вселенская паспортизация звезд
Но спектр, конечно, гораздо полнее характеризует звезду. Спектр представляет собой «паспорт» звезды, потому что спектральные линии говорят нам об очень многом. К словам «спектральные линии» мы все привыкли, представляем, что это такое (слайд 08 – спектры химических элементов в видимой области). По горизонтальной оси – длина волны, связанная с тем, на какой частоте излучается свет. Но каково происхождение формы линий, почему они выглядят как прямые вертикальные черточки, а не кружочки, треугольники или какие-нибудь загогулинки?
Спектральная линия – это монохроматическое изображение входной щели спектрографа. Если бы я сделал щель в виде крестика, то получился бы набор крестиков разного цвета. О таких простых вещах физик на третьем курсе, по-моему, должен задумываться. Или, как в армии, сказали «линия» – значит линия? Отнюдь не всегда это линия, потому что в спектрографе не обязательно используется входная щель, хотя, как правило, входное отверстие – это вертикальная прямоугольная щель, так удобнее.
В схеме любого спектрографа всегда есть диспергирующий элемент; в этом качестве может выступать призма или дифракционная решетка. Звезда – облачко горячего газа – испускает характерный набор квантов разных частот. Мы пропускаем их через входную щель и диспергирующий элемент и получаем изображения щели в разных цветах, упорядоченно расположенные по длине волны.
Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатый. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, тогда получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум – непрерывный спектр.
А вот теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спиралька. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах этого газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки» – получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»?
Потому что атому все равно куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.
Спектральные линии обычно весьма широкие и распределение яркости внутри них неравномерное. На это явление тоже надо обратить внимание и исследовать, с чем оно связано.
Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) можно, как правило, выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?
Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий, ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов от 10⁻⁸ до 10⁻¹⁰ с. Если вы синусоиду электромагнитной волны «обрежете» на концах, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.
В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина – к нам, половина – от нас, если смотреть лучевую проекцию скорости. В результате доплеровского эффекта излучение первых сдвигается в голубую сторону, других – в красную сторону. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.
Доплеровское уширение может быть и по другим причинам. Например, в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды кипит: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего – опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие — от нас. Конвективный эффект Доплера иногда бывает более сильным, чем тепловой.
Когда мы смотрим на фотографию звездного неба, нам трудно понять, какова величина звезд на самом деле. Например, есть красная и голубая. Если бы я ничего не знал о них, я бы мог подумать так: у красной звезды не очень высокая температура поверхности, но, если я вижу ее довольно яркой, следовательно, она близко ко мне расположена. Но тогда с определением относительной дальности до голубой звезды, которая светит слабее, у меня возникнет проблема. Я размышляю: так, голубая – значит горячая, но мне не понять, близко или далеко она от меня. Ведь она может быть большого размера и излучать большую мощность, но находиться столь далеко, что света оттуда приходит мало. Или же, напротив, она может светиться так слабо, потому что очень маленькая, хотя и близкая. Как же отличить звезду большую от звезды маленькой? Можно ли по спектру звезды определить ее линейный размер?
Казалось бы, нет. Но, тем не менее это возможно! Дело в том, что маленькие звезды плотные, а у больших атмосфера разрежена, поэтому газ в их атмосферах находится в разных условиях. Когда мы получаем спектры так называемых звезд-карликов и звезд-гигантов, то сразу же видим различия в характере спектральных линий (слайд 16 – Спектры звезд карликов и гигантов различаются шириной спектральных линий). В разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучают все они практически одинаково, поскольку не мешают друг другу, так что спектральные линии гигантов имеют близкую к естественной ширину. А вот карлик – звезда массивная, но очень маленькая и, значит, с очень высокой плотностью газа. В ее атмосфере атомы постоянно взаимодействуют друг с другом, мешая излучать соседу на строго определенной частоте: потому что у каждого есть свое электрическое поле, которое влияет на поле соседа. Из-за того, что атомы находятся в разных условиях окружения, происходит так называемое штарковское уширение линии. Т.е. по форме, как говорят, «крыльев» спектральных линий мы сразу угадываем плотность газа на поверхности звезды и ее типичный размер.
Доплеровский эффект может проявляться и из-за вращения звезды в целом. Мы не можем различить края удаленной звезды, она для нас выглядит как точка. Но от приближающегося к нам края все линии спектра испытывают голубое смещение, от удаляющегося от нас – красное (слайд 18 – Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий). Складываясь, это приводит к уширению спектральной линии. Оно выглядит не так, как эффект Штарка, по-другому меняет форму спектральной линии, поэтому можно угадать, в каком случае на ширину линии повлияло вращение звезды, а в каком – плотность газа в атмосфере звезды. Фактически это единственный способ измерения скорости вращения звезды, потому что звезд в виде шариков мы не видим, все они для нас – точки.
Движение звезды в пространстве тоже влияет на спектр из-за эффекта Доплера. Если две звезды движутся вокруг друг друга, оба спектра от этой пары смешиваются и ходят один на фоне другого. Т.е. периодическое смещение линий туда-сюда – признак орбитального движения звезд.
А что мы из серии меняющихся во времени спектров можем получить? Мы измеряем скорость (по амплитуде смещения), орбитальный период, а по этим двум параметрам, пользуясь третьим законом Кеплера, рассчитываем суммарную массу звезд. Иногда по косвенным признакам удается разделить эту массу между компонентами двойной системы. В большинстве случаев это единственный способ измерить массу звезд.
Кстати, диапазон масс звезд, которые мы изучили на сегодняшний день, не очень велик: разница составляет немногим больше 3 порядков величины. Наименее массивные звезды – порядка десятой доли массы Солнца. Еще меньшая масса не позволяет им запускать термоядерные реакции. Наиболее массивные звезды, которые мы недавно обнаружили – массой в 150 солнечных. Это уникумы, таких пока только 2 штуки известно из нескольких миллиардов.
Наблюдая редкие двойные системы, в орбитальной плоскости которых мы находимся, мы тоже можем многое узнать об этой паре звезд, используя только наблюдательные характеристики, т.е. которые мы можем непосредственно увидеть, а не рассчитать на основе каких-то законов. Поскольку мы не различаем их поодиночке, мы видим просто источник света, блеск которого время от времени меняется: происходят затмения, пока одна звезда проходит на фоне другой. Более глубокое затмение означает, что холодная звезда закрыла собой горячую, а менее глубокое – наоборот, горячая закрыла собой холодную (закрытые площади одинаковы, поэтому глубина затмения зависит только от их температуры). Помимо орбитального периода мы измеряем светимость звезд, из которой определяем их относительную температуру, а по длительности затмения рассчитываем размер.
Размер звезд, как мы знаем, огромен. По сравнению с планетами они просто гигантские. Солнце – самое типичное по размеру среди звезд, наравне с такими давно известными, как Альфа Кентавра и Сириус. Но размеры звезд (в отличие от их масс) укладываются в огромный диапазон – 7 порядков величины. Есть звезды заметно меньше них, одна из самых мелких (и одновременно одна из самых близких к нам) – Проксима, она чуть больше Юпитера. А есть звезды намного крупнее, причем на некоторых стадиях эволюции они раздуваются до невероятных размеров и становятся заметно больше всей нашей планетной системы.
Пожалуй, единственная звезда, диаметр которой мы измерили напрямую (благодаря тому, что она недалеко от нас), – это сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Орион, на снимках телескопа «Хаббл» она не точка, а кружок (слайд 26 – Размер звезды Бетельгейзе в сравнении с диаметрами орбиты Земли и Юпитера. Фото космического телескопа «Хаббл»). Если эту звезду поставить на место Солнца, она «съест» не только Землю, но и Юпитер, полностью накроет его орбиту.
Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы звезду 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 все. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, что это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон – и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, 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 имеющее 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.
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 в оптическом диапазоне солнечного спектра – от фиолетовой области до красной, который наш глаз как раз и видит, – линий очень много, 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 до конца не могут решить.
Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадается гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX века 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.
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. Разложили, обозначив группы спектров 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 обильный элемент представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак не проявляет себя в спектре. Многое зависит от температуры.
Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарным водородом: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но при каких условиях эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном-то (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.
Итак, холодный водород не будет нам 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 нам спектральных линий, которые мы можем в оптическом диапазоне увидеть. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то увидим, что линии любого элемента лишь в узком диапазоне температур могут быть достаточно хорошо представлены в спектре.
Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже гарвардской называется, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 тыс. градусов, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 тыс. градусов ионизуется. Аналогично дело обстоит 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. Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 9. Замечу, что оптические спектры в цвете фотографируют 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 ничего в нем не излучает (закон Кирхгофа). Но она не прозрачна в отдельных спектральных линиях, а раз не прозрачна в них, то и сильно в них излучает.
На сегодняшний день гарвардская классификация звездных спектров расширена. В нее добавлены новые классы, соответствующие горячим звездам с протяженной атмосферой, ядрам планетарных туманностей и новых звезд, а также недавно открытым довольно холодным объектам занимающим промежуточное положение между нормальными звездами и крупнейшими планетами; их называют «коричневыми карликами» или «бурыми карликами» (англ. – brown dwarf).
Есть еще ответвления от некоторых классов для звезд с оригинальным химическим составом. Это, кстати, загадка для нас: до сих пор не ясно, почему у некоторых звезд вдруг наблюдается избыток какого-то редкого химического элемента. Ведь, несмотря на разнообразие звездных спектров, химический состав их атмосфер очень схожий: на 98 % по массе Солнце и подобные ему звезды состоят из первых двух химических элементов – водорода и гелия, а все остальные элементы представлены лишь двумя оставшимися процентами массы.
Солнце – самый яркий для нас источник света, его спектр мы можем растянуть очень сильно, различить в нем десятки тысяч спектральных линий и расшифровать их. Так, установлено, что на Солнце присутствуют все элементы таблица Менделеева. Однако, открою вам секрет, до сих пор примерно 20 линий солнечного спектра, очень слабых, остались не идентифицированными. Так что даже с Солнцем проблема распознавания химического состава еще не решена до конца.
Распределение химических элементов в атмосфере Солнца обладает рядом интересных закономерностей). Считается, что это типичный состав звездного вещества. И для большинства звезд это верно. Начиная с углерода и до самых тяжелых ядер (по крайней мере, до урана) идет довольно ровный спад распространенности элементов по мере увеличения их порядкового номера. Однако между гелием и углеродом имеется очень сильный провал – так происходит потому, что литий и бериллий легче всех участвуют в термоядерных реакциях, они активнее даже водорода и гелия. И как только температура поднимается выше миллиона градусов, они очень быстро выгорают.
Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо – необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т.е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезда синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа – и все останавливается. Дальше, если мы попытаемся из железа что-то сделать новое в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, на осуществление реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.
Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.
В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.
К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде происходить несколькими механизмами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией. Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию в основном переносит излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Т.е. продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, тут циркулирует исходное вещество, из которого Солнце родилось когда-то. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше не распространяется. Выпрыгнуть на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.
Наконец, маломассивные – это самые правильные звезды: конвекция у них – главный механизм переноса тепла, внутри них происходит полное перемешивание вещества. Значит, казалось бы, на их поверхность должно всплывать то, что в центре в термоядерных реакциях наработалось. Однако в этих маленьких звездах очень медленно идут термоядерные реакции, они очень экономно расходуют свою энергию и медленно эволюционируют. Продолжительность их жизни в сотни и тысячи раз больше, чем у звезд типа Солнца, т.е. триллионы лет. А за те 14 млрд лет, что прошли с момента рождения Вселенной, в их составе практически ничего не изменилось. Они еще младенцы, многие из них еще недоформировались и не запустили нормальный термоядерный цикл.
Таким образом, о том, что находится внутри звезд, какой там химический состав вещества, мы не знаем до сих пор, натурных данных у нас нет. Только моделирование нам может что-то об этом сказать.
Диаграмма Герцшпрунга–Рассела
Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин (слайд 43), но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так по фотографии угадать.
Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость, но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто по случаю она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому как фонарь заливает своим светом окрестный кусочек неба, хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд представляют собой гораздо более мощные источники излучения, но они расположены дальше.
Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме (слайд 46), на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины – температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX века такую картинку впервые построили два астронома, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга–Рассела.
Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не как попало разбросаны, а группируются в компактные области.
Сегодня на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделяют несколько типичных групп, в которых сконцентрированы наблюдаемые в природе звезды (слайд 47). Подавляющее большинство звезд (90%) лежит в узкой полосе по диагонали диаграммы; эту группу называют главной последовательностью. Она распространяется от тусклых холодных звезд до горячих яркосветящихся: от миллионных долей до нескольких миллионов солнечных светимостей. Для физика это естественно: чем горячее поверхность, тем сильнее она излучает.
По обе стороны от главной последовательности находятся группы аномальных звезд. Некоторое количество звезд с высокой температурой обладают необычно низкой светимостью (в сотни и тысячи раз меньше солнечной) из-за своего мелкого размера – мы называем их белыми карликами, такие они по цвету. Другие исключительные звезды, в противоположном углу диаграммы, характеризуется более низкой температурой, но огромной светимостью – значит, они явно имеют больший физический размер, это гиганты.
В процессе своей эволюции звезда может менять положение на диаграмме. Об этом – в одной из следующих лекций.