Происхождение миров - страница 9

оказался в несколько тысяч раз больше радиуса Солнца; это значит, что объем этой звезды в несколько миллиардов раз превышает объем Солнца (объем сферы пропорционален кубу ее радиуса). Радиус самых маленьких звезд оказался меньше радиуса Земли, т. е. меньше сотой доли радиуса Солнца, так что объем этих звезд составляет менее миллионной доли объема Солнца.

Если бы все звезды были по плотности близки к плотности Солнца, то их массы также должны были бы меняться в пределах от одной миллионной доли массы Солнца до нескольких миллиардов масс Солнца. Однако, как мы отметили выше, таких колебаний совсем нет. Масса самых больших по своим размерам звезд превышает массу Солнца не в несколько миллиардов, а всего лишь в десять-двадцать раз. Следовательно, вещество, из которого состоят эти звезды, находится в очень разреженном состоянии. Рассуждая аналогичным образом, мы придем к выводу, что вещество, из которого состоят самые маленькие звезды, должно находиться в очень плотном состоянии.

Таким образом, различают звезды-гиганты, имеющие очень большие размеры, значительную массу, но очень малую плотность, и звезды-карлики, имеющие небольшой радиус, сравнительно малую массу, но очень большую плотность.

Для уточнения этой классификации астрономы различают среди звезд-гигантов так называемые сверхгиганты и «обычные» гиганты, а среди звезд-карликов — так называемые субкарлики, «обычные» карлики и, наконец, белые карлики — наиболее плотные из известных звезд. Изученном последних много занимался американский астроном Койпер. Белый карлик, открытый Койпером в 1934 г., состоит из вещества, плотность которого в 6500 раз больше средней плотности Земли: кубический дециметр такого вещества должен весить около 36 000 тонн, в то время как кубический дециметр вещества Земли весит в среднем около пяти с половиной килограммов. Но Койпер, а также Лейтен открыли белые карлики, плотность которых еще в сотни раз больше.

Заметим, что Солнце относится к «обычным» карликам.

б) Физическое строение и светимость. Благодаря методам спектроскопии астрономы смогли составить довольно точное представление о физическом строении звезд, которое в общем подобно строению Солнца. Помимо этого, оказалось возможным оценивать температуру внешних слоев звезд, т. е. тех слоев, которые излучают свет. Полученные значения температуры колеблются между 1700° для красных звезд, являющихся наиболее холодными, и несколькими десятками тысяч градусов для голубых звезд, являющихся самыми горячими. Различают также промежуточные типы звезд: оранжевые, желтые и белые, расположенные между двумя крайними типами в порядке возрастания их температуры. Заметим, что различие в цвете, по которому классифицируются звезды в астрономии, заметно и при наблюдении невооруженным глазом. Солнце является желтой звездой.

Что касается температуры внутри звезд, то согласно самым последним теориям она достигает многих миллионов градусов. До недавнего времени такие температуры были недостижимы в земных условиях. Только в реакциях, происходящих при взрывах атомных и водородных бомб, развиваются температуры в миллионы градусов.

Зная температуру звезды и количество света, доходящего от нее до нас, легко вычислить общее количество лучистой энергии, излучаемой звездой за определенный промежуток времени. Можно определить таким образом так называемую светимость или абсолютную яркость звезды. Сравнивая светимость различных звезд, например, со светимостью Солнца, можно ввести новую их классификацию. Звезды наибольшей светимости излучают в пространство в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. С другой стороны, имеются также звезды, абсолютная яркость которых в 10 000 раз меньше яркости Солнца.

в) Диаграмма Рессела. Вполне естественными были попытки найти связь между указанными различными характеристиками звезд. В 1912–1913 гг. американский астроном X. Р. Рессел и голландский астроном Герцшпрунг обнаружили связь между цветом звезд, т. е. их поверхностной температурой, и их абсолютной яркостью. Полученные результаты Рессел представил в виде диаграммы, которая была уточнена в ходе многочисленных позднейших работ. На этой диаграмме (рис. 3) по горизонтали нанесены значения температур, убывающие слева направо от 30 000 до 2500°. По вертикали нанесены абсолютные яркости звезд, причем абсолютная яркость Солнца принята за единицу. Каждой звезде соответствует на диаграмме точка, расстояние которой от левого края диаграммы определяется температурой звезды, а от нижнего — абсолютной яркостью звезды.