"Природа", №01-02, 1926 год, стр. 21-34.

Звезды-гиганты.

Проф. К. Д. Покровский.

Что звезды представляют собой отдаленные самосветящиеся тела, по природе подобные нашему громадному солнцу, — это общеизвестный факт, давно установленный. Но только недавно, лишь за последние годы, стали выясняться размеры звезд и было сделано удивительное открытие существования таких огромных светил, которые по сравнению с нашим солнцем являются как гиганты перед карликом. Вместе с тем более определенно выяснился и процесс эволюции звездных миров. Вот по какому пути развивались исследования такого рода.

Спектральный анализ дал прочное обоснование естественному предположению, что звезды не что иное, как самосветящиеся, раскаленные солнца. Различие в спектрах позволило судить и о степени раскаленности звезд, что оказалось в хорошем согласии с различием в цвете их.
 

Первая классификация звезд, данная иезуитом Секки, намечает четыре главных класса:

I тип.

Белые звезды, в спектре которых резко выступают только линии водорода, других линий совсем нет или они очень слабы (Сириус, Вега). (Рис. 1).

II тип.

Желтые звезды, имеющие спектры, подобные спектру нашего солнца, с большим числом тонких линий (Капелла, Арктур).

III тип.

Оранжевые и красные звезды, в спектрах которых выступают темные полосы, резко ограниченные со стороны фиолетового конца спектра и размытые в сторону красного (α Ориона, α Геркулеса).

IV тип.

Слабые, темнокрасные звезды, спектры которых характеризуются широкими темными полосами, с резкой границей в сторону красного края спектра и размытыми к фиолетовому концу.

Рис. 1. Типы звездных спектров по Секки.

Из последующих классификаций, усчитывающих более мелкие детали в спектрах, наибольшее применение имела та, которая дана мисс Кеннон на Гарвардской обсерватории.

Буквой О обозначен небольшой класс белых и желтых звезд с светлыми линиями гелия в спектре.

Буквой В — белые звезды с слабыми линиями водорода и характерными линиями гелия (звезды в Орионе, Плеядах, в Персее).

Буквой А — белые звезды, в спектре которых преобладают водородные линии, очень интенсивные, но размытые. Линий гелия нет (Сириус, Вега).

Буквой F — желтые звезды. Водородные линии слабеют, более определенно выступают линии кальция Н и К (δ Орла).

Буквой G — желтые звезды. Типичный солнечный спектр. Водородные линии слабы, выступают линии металлов (Солнце, Капелла).

Буквой К — интенсивно желтые звезды. Усиленные линии солнечного спектра, водородные линии очень слабы, фиолетовый конец спектра бледен (Арктур, β Близнецы).

Буквой М — красновато-желтые звезды. Резкие кальциевые линии Н и К, появляются полосы окислов титана (Бетельгейзе, Антарес).

Буквой N — красно-желтые звезды, большею частью переменные, длинного или неправильного периода со спектрами, напоминающими спектры углеводорода и циона.

Голубой и фиолетовой части спектра совсем нет. Этот класс соответствует вполне IV кл. Секки (звезда 19 в созв. Рыб).

Для промежуточных спектров введены обозначения буквами, например, В₀А, A₅F или сокращенно В₆, А₅ и т. д.

Примерами могут быть следующие звезды (см. табл. на стран. 25—26).

Очевидно, что звезды белые, классов В и А (I тип Секки), наиболее горячие звезды с легкой прозрачной атмосферой. Звезды желтые, классов F и G (II тип Секки), менее горячие, в атмосфере которых появляются уже пары металлов. Красноватые звезды, классов К и М (III тип Секки), еще менее раскаленные, в их атмосферах плавают сгущенные пары, которые производят еще большее поглощение лучей, идущих от ядра, так что в спектрах появляются более или менее широкие полосы.

Оказалось возможным степень раскаленности звезд различных типов характеризовать даже некоторыми числами. Так температуру наружных слоев белых звезд оценивают в 15.000°—10.000° С, желтых — в 7000°—5000° С (для солнца около 6000°), красных 4000°—2500 С.

По цвету или, что тоже, по спектру мы устанавливаем этапы в эволюции звезды — от стадии наибольшей раскаленности (белая звезда) до сравнительно мало нагретой (красная звезда), за которой естественно следует стадия темного, потухшего солнца, и наше солнце, как желтая звезда, повидимому, находится уже на второй ступени к своей погибели.

Очень красивая и стройная картина жизни звезды!

Остается только неясным, почему первой стадией в этой эволюции звезды надо принять высшую степень накаливания? Почему намечается только путь, ведущий от этой высшей точки к концу.

Но какой же путь звезда проходит прежде, чем она достигает наибольшей степени накаливания? Разве состояние это есть начало жизни звезды? Не представляют ли красные звезды наоборот не солнца потухающие, а звезды возгорающиеся, которые при большем сжатии, большем накаливании переходят в желтые и затем белые звезды? Эти идеи нашли себе отголосок в сложной теории Локьера, которая намечала две ветви в эволюции звезды: восходящую и нисходящую. Более ясно и определенно они выступают в новейшей теории Рёсселя, подкрепленной исследованиями Герцшпрунга и Эддингтона. Эта замечательная теория является вдохновенным синтезом различных достижений наших относительно расстояний звезд от нас, их яркости, способности излучения поверхности и пр. и представляет полную революцию в наших взглядах на природу звезды.

Кропотливыми усилиями многих астрономов определены для некоторых звезд надежные параллаксы, так что стало можно говорить о расстояниях их от нас. В некоторых случаях судить более или менее определенно о расстояниях можно было по установленным параллельным движениям групп звезд, так называемым звездным потокам. Эти данные позволили сделать сравнения звезд в отношении яркости.

Если расстояния звезд не известны, мы не можем сказать, какие из них на самом деле более ярки. Какая-нибудь звезда может казаться нам ярче другой не потому, что она действительно очень ярка, а потому, что она значительно ближе к нам. Но если расстояния звезд будут известны, то нетрудно рассчитать, какую яркость будет иметь каждая из этих звезд, если все их вообразить на каком-нибудь одинаковом от нас расстоянии. Тогда можно будет судить об относительной яркости звезд. Удобно выбрать для такого сравнения расстояние, соответствующее параллаксу равному 0".I, т.-е. в 32,6 световых лет. Яркость звезды, вычисленную для этого расстояния, принято теперь называть абсолютной в отличие от видимой яркости, определяемой непосредственными наблюдениями. И вот, когда по известным параллаксам звезд и видимой их яркости вычислили абсолютные яркости и сопоставили их со спектрами, то обнаружился поразительный факт. Некоторые желтые и красные звезды, как оказалось, имеют громадную яркость в сравнении с подобными, на вид ничем особенно не отличающимися, звездами. Наше яркое солнце, если бы мы смотрели на него на расстоянии 32,6 световых лет, казалось бы нам маленькой звездочкой, едва доступной невооруженному глазу. А звезда Бетельгейзе (альфа Ориона), наоборот, несмотря на то, что звезда эта красная спектрального класса М, следовательно слабо накаленная, оказалась бы на таком расстоянии еще более яркой. Ее абсолютная яркость, оказывается, в 1500 раз больше яркости солнца. Чем же обусловливается ее такая большая яркость? А только лишь большой поверхностью ее, огромными размерами этого небесного тела. Можно было рассчитать, что диаметр его в 270 раз больше диаметра солнца. Это гигант по сравнению с карликом. Объем Бетельгейзе в 20.000.000 раз больше объема солнца. Если бы центр этого тела совместить с центром солнца, то наружная поверхность его оказалась бы вне орбиты Марса. Этот гигантский шар заключил бы внутрь себя и огромное солнце и движущиеся вокруг него на громадных расстояниях планеты: Меркурия, Венеру, Землю и Марса. Еще больше по размерам оказывается другая красноватая звезда — прекрасный Антарес (альфа Скорпиона), украшающий наше летнее небо в интересной конфигурации, особенно эффектно выступающий в южных широтах (Крым, Кавказ). Но на-ряду с этими гигантами много красных звезд и другого рода, по размерам приближающихся к нашему солнцу, звезды-карлики. Спектральный тип тот же, как и у первых трех, класс М Гарвардской классификации и температура того же порядка около 3000°, но природа этих звезд иная.

Рис. 2. Сравнительные размеры Бетельгейзе, Арктура и Солнца.

Первые звезды-гиганты, громадные по размерам, но крайне разреженные тела, находятся в первоначальной стадии, это только что зародившиеся солнца, вторые же звезды-карлики, уже прошедшие степени накаливания, еще не успевшие сильно раскалиться, чрезвычайно уплотненные, уже остывшие тела, близкие к стадии потухания.

Различаются и желтые звезды: одни — гиганты на восходящей ветви эволюции звезды, другие — карлики, уже потухающие приближающиеся к красным — на нисходящей.

По теории Рёсселя эволюция звезды может быть представлена такой схемой с соответствующими примерами.

Первоначальная стадия звезды — это громадный шар из крайне разреженной материи при слабом сравнительно накаливании, но с большой абсолютной яркостью. По закону Риттера-Лоне, с течением времени, вследствие уплотнения звезды, температура ее увеличивается, но абсолютная яркость остается приблизительно неизменной, так как уменьшение яркости в зависимости от сокращения поверхности компенсируется поднятием температуры. Звезда из спектрального класса М переходит в класс К, потом в класс G и если имеет достаточно большую массу, то в класс F, А и В, достигает высшей степени накаливания и потом начинает постепенно охлаждаться, спускаясь по спектральным классам в обратном порядке от В к A, F, G, К, М.

Быстро уменьшается при этом и абсолютная яркость звезды, так как сокращается поверхность тела.

Таким образом в общем случае звезда два раза переходит через одну стадию накаливания, но в одном случае она является звездой-гигантом при очень малой плотности, в другом — это звезда-карлик, тело уплотненное, небольших размеров.

Звезда, имеющая малую массу, при своем сжатии, не может достигнуть большего накаливания и иметь очень высокую температуру, как в классе А и В.

Преобладание излучения тепла в пространство над развитием вследствие сжатия наступает в этом случае раньше, чем у звезды, имеющей большую массу, а потому звезда с малой массой переходит из разряда гигантов в разряд карликов, т.-е. с восходящей ветви вышеприведенной схемы на нисходящую, не проходя через вершину.

Рис. 3. Относительные размеры Солнца и спутника Сириуса.

Весьма замечательный факт, что звезд спектрального класса В сравнительно мало, а звезд классов G—К много. Мы заключаем отсюда, что звезды вообще имеют неодинаковые массы, что на ряду с такими звездами, которые, имея большую массу, достигают в своей эволюции класса В, существует много и звезд с массой меньшей, не поднимающихся в своей эволюции выше класса G или F. Подтверждения этому мы находим в исследованиях двойных звезд, которые позволяют судить о массах, составляющихся в сложных системах. Оказывается, что массы звезд, если принять массу солнца за единицу, имеют значения в пределах 1/10 и 50. Как исключения, недавно обнаружена большая масса двойной звезды В.D. + 6° 1309 в созвездии Единорога, в которой каждая составляющая в 80 раз, оказывается, превосходит по массе наше солнце, а по совокупности, следовательно, масса этой системы в 160 раз больше массы солнца. Различие в массах обусловливает различие звезд в спектральном отношении, но оно не влияет существенно на абсолютную яркость. В то время как наибольшая по массе звезда превосходит наше солнце в 80 раз, отношение абсолютных яркостей у звезд достигает миллионов. Таким образом, звезды могут быть разделены на гиганты и карлики лишь по объему, но ни в коем случае не по массе.

Зная объем и массу можем судить и о плотности. Предельным значением является в этом случае плотность равная плотности воздуха при давлении ртути в несколько десятых миллиметра, или другими словами газа в Гейслеровой трубке (напр., z Возничего) и плотность в 2300 раз большая плотности платины (каковую нужно думать имеет спутник Сириуса, по своему объему в миллион раз меньший нашего солнца, т.-е. едва превосходящий землю (Рис. 3). Новая теория эволюции звезд нашла блестящее подтверждение в результатах непосредственных наблюдений. Благодаря интерферометру ¹) в настоящее время могут уже измерять диаметры звезд. Те значения, которые дают наблюдения для диаметров Бетельгейзе и Арктура, находятся в хорошем согласии с числами, получаемыми по теоретическим расчетам, именно

Средние значения абсолютной яркости для различных спектральных классов могут быть представлены интересной таблицей:

т.-е. яркость гигантов приблизительно одинакова, а яркость карликов уменьшается при переходе от класса Fa к классу М, о чем уже было упомянуто и выше.

Этот закон Рёссель представил графиком, имеющим вид двух направлений, встречающихся под острым углом. Если по оси абсцисс отложить спектральные классы, а по оси ординат абсолютную яркость, то гиганты расположатся вдоль горизонтальной линии, а карлики между параллельными, спускающимися от класса В к классу М под углом (Рис. 4). Очевидно подобный график представит и эволюцию каждой отдельной звезды. Проходя стадии гигантов, звезда перемещается на графике в пределах линий ab и cd справа налево. Начиная охлаждаться, она пройдет стадии карликов между линиями de и gh. Звезда с большой массой повернет в своем шествии где-нибудь около точки b, достигнув спектрального класса А или В, звезда с малой массой начнет свой нисходящий путь вблизи пункта d, имея сравнительно невысокую температуру 6000°—7000°.

Рис. 4. Распределение гигантов и карликов в эволюционной теории Рёсселя.

Впрочем здесь необходимы поправки. В теории Рёсселя-Герценшпрунга есть несколько пунктов, которые могут вызвать некоторое недоумение. Прежде всего непонятно, каким образом звезда-гигант, имеющая чрезвычайно малую плотность, и звезда-карлик, находящаяся при той же температуре, но отличающаяся от звезды-гиганта своей громадной плотностью, могут давать одинаковые спектры. В своих теоретических изысканиях о внутреннем строении звезд, чрезвычайно полных и обстоятельных, в которых кроме силы тяготения и обычного давления усчитывались также лучистое давление, масса, радиус и абсолютная яркость, Эддингтон объясняет все главнейшие явления, наблюдающиеся для звезд-гигантов и звезд-карликов. При этом он к первым должен был применить закон упругости совершенных газов — закон Бойля-Мариотта и Гей-Люссака, тогда как для звезд-карликов он пользовался свойствами реальных газов. Эддингтон показал: 1) что абсолютная яркость гиганта с данной массой не зависит от радиуса звезды, а следовательно и от плотности, другими словами, и от эволюционной стадии; 2) что для достижения определенной температуры звезда должна иметь некоторую минимальную массу, например для того, чтобы достигнуть температуры в 14000° звезда должна иметь массу не меньшей 2,5 солнечных, а для температуры в 3000° достаточно — ¹/₇; 3) при массе меньшей, чем ¹/₇ массы солнца, звезда не может достигнуть достаточной яркости и быть видимой. В простейшем случае, т.-е. когда можно применить закон совершенных газов, яркость звезды зависит прежде всего от ее массы. Эддингтон построил кривую, связывающую абсолютную яркость и массы, и на тот же чертеж он нанес данные наблюдения. Он ждал больших отклонений от этой кривой для карликов, т. к. естественно кривая выражала свойства, имеющие место только для гигантов, но он был поражен, заметив, что и карлики располагаются вдоль этой кривой. Являлся конфликт с теорией Рёсселя—Герценшпрунга. Правда, распределение звезд по двум сторонам клина (рис. 4), которое устанавливает Рёссель, не вызывает возражения со стороны Эддингтона — эго факт, который вытекает из результатов непосредственных наблюдений, но Эддингтон не может признать статистическую кривую за путь эволюции одной и той же звезды, если не ввести одного дополнительного условия. По его исследованиям, о результатах которых опубликовано только в апреле 1924 г., никакая звезда с постоянной массой не может следовать статической кривой. Ветви этой кривой можно рассматривать как области расположения точек равновесия, но не как путь эволюции. И только в том случае, если масса звезды изменяется, если звезда сжигает энергию материи в энергию излучения, эволюция может идти по статистической кривой. Новая чрезвычайной важности идея! Подтверждения ее мы должны ждать от дальнейших исследований.

Между прочим в своей последней работе, напечатанной в 1925 г., Г. А. Шайн на основании своих наблюдений в Пулкове над двойными звездами приходит к заключению, что в системах гигантов спектр спутника относится к более раннему типу, чем спектр главной звезды, а в системах карликов спектр спутника относится к более позднему типу, из чего следует, что диаграмма Рёсселя может представить путь эволюции индивидуальной звезды. Меньшая масса (спутник) в своей эволюции всегда опережает большую массу (главная звезда).

Оканчивая наш очерк, сопоставим для некоторых наиболее типичных звезд их спектры, яркости, параллаксы, массы, плотности и диаметры.

¹⁾, ²⁾ и ³⁾ — Для солнца I. ⁴⁾ Звезда с большим собственным движением, открытая Бернардом. ⁵⁾ Слабая звездочка, в созв. Центавра, у которой параллакс оказался даже больше чем у α Центавра, и которая называется теперь "наиближайшей" (proximo).