Читать интересную книгу Занимательно о космогонии - Анатолий Томилин

Самые горячие звезды объединены в класс О. В следующих классах температура снижается.

В начале нашего столетия два астронома Эйнар Герпшпрунг в Дании и Г. Рессел, о котором мы уже говорили, независимо друг от друга составили любопытные зависимости. На диаграммах они отложили по горизонтальной оси спектральные классы, а по вертикали — светимости, или абсолютные звездные величины. Можно было ожидать, что все поле диаграммы равномерно засеется точками звезд. На деле же получилось совсем не так. Подавляющее большинство звезд расположилось длинным хвостом по диагонали от верхнего левого угла диаграммы к нижнему правому. Эту диагональ назвали главной последовательностью, на которой где-то в середине ее затерялось наше Солнце.

Прежде всего на диаграмме расположились сверхгиганты и яркие гиганты. В левой части главной последовательности собрались горячие голубые звезды. За ними по степени уменьшения температуры вправо и вниз расположились белые звезды, потом желтые карлики, ниже красные звезды, и, наконец, совсем уж тусклые красные карлики заняли нижний угол диаграммы.

Результаты этой работы вызвали в астрономическом мире прямо-таки ликование. Ну еще бы: ведь в те годы считалось, что главным источником энергии звезды является ее гравитационное сжатие. И диаграмма вроде бы подтверждала эту гипотезу. Сжимаясь, каждая звезда проходила все этапы эволюции: от протозвезды к мрачному багрово-красному сверхгиганту, потом, по мере дальнейшего разогрева, ее цвет становился желтым и звезда получала название желтого гиганта, после чего она становилась голубовато-белой, ослепительно яркой; и горячей. С этого момента энергии сжатия на нагрев хватать переставало, и звезда, перейдя в разряд желтых карликов, начинала потихоньку остывать, становясь последовательно желтым карликом, красным карликом и в конце концов черным карликом. На этом жизненный путь звезды заканчивался!

Очень стройная гипотеза и диаграмма «Г — Р», как стали ее называть специалисты по именам создателей, весьма наглядно представляла этот путь. Разогреваясь, звезда двигалась в верхней части диаграммы справа налево, пока не достигала начала диагонали. Затем, в процессе остывания, начинала скользить по главной последовательности вниз. Тут все находило объяснение; даже незначительный разброс масс. Действительно, если все стадии развития проходила одна и та же звезда, то не мудрено, что массы сверхгигантов немногим отличаются от масс карликов. Не то что объемы звезд, или их плотности…

Однако любая гипотеза хороша, пока не высказана вслух. Скоро обнаружилось, что существует немало звезд, не влезающих в главную последовательность. Диаграмма «Г — Р» распалась на ряд иных последовательностей. А там и эволюция звезд оказалась куда сложнее, чем спокойное сжатие и скольжение по главной последовательности от тепла к холоду. Звезды, сидящие совсем рядом на диагонали, вопреки ожиданиям не обнаруживали никаких родственных черт. Тут были и старые, заслуженные ветераны неба и молодые, недавно образовавшиеся светила. Потом А. Эддингтон, исполненный самых лучших намерений, решил хоть как-то рассчитать соотношение «масса — светимость». И пришел к неожиданному выводу, что карлики в принципе могут быть горячее гигантов.

В общем, что ни год, то все новые и новые несоответствия гипотезы «скользящей эволюции» лишали астрономов покоя. В конце концов от нее пришлось отказаться. Но диаграмма-то «Г — Р» была построена по данным наблюдения! И поэтому она осталась. Мало того, она по-прежнему играет чрезвычайно важную роль в астрофизике, став даже богаче содержанием и… увы, сложнее. Читатель сам увидит, как ее призрак будет стоять за многими рассуждениями, которые ожидают его в последующих разделах нашей книги Нет, в науке, как в образцовом хозяйстве, ничто не пропадает бесследно. Можете поверить.

Классическое направление звездной космогонии

В середине XX века специалисты по звездной астрономии разработали более или менее надежные способы оценки возрастов отдельных скоплений. Началась новая жизнь и у диаграммы «Г — Р». Астрономы стали строить ее не для всех звезд, скажем, Галактики, сразу, а для отдельных скоплений, в которые входят звезды-ровесники. Это дало множество интересных сведений.

К нашим дням все звездное множество, входящее в Галактику, астрономы разбили на пять основных типов звездного населения.

Крайнее население первого типа объединяет самые горячие звезды спектральных классов О и В, а также очень молодые галактические скопления и ассоциации. Сюда же относится и такой строительный материал, как космическая пыль и межзвездный нейтральный водород. В следующую группу населения того же первого типа входят обычные звезды спектральных классов A и F, красные сверхгиганты и галактические скопления. И наконец, последняя, третья, группа населения первого типа объединяет старые звезды главной последовательности и гиганты спектральных классов G и K.

Население второго типа разделено на две группы. Первая объединяет белые карлики, а также многие типы переменных звезд. Вторая — это имеющие почтенный возраст шаровые скопления и субкарлики.

Уже по одному виду приведенной классификации можно догадаться о схеме эволюции звезд, которой придерживаются ее авторы. Они явно исходят из того, что все молодые скопления и ассоциации соседствуют с большими массами строительного материала: пыли и газа. Эти астрономы являются сторонниками классических гипотез, утверждающих образование звезд «из газопылевых комплексов путем конденсации рассеянного вещества». Гипотезы эти разработаны достаточно подробно и отличаются лишь силами да механизмами действия тех сил, которым их авторы отдают предпочтение.

Говоря о классическом направлении звездной космогонии, важно отметить, что весь процесс рождения нового светила можно разделить на два этапа. Первый — сжатие и переход от газопылевого облака к протозвезде. И второй — включение в ее недрах термоядерных источников энергии. Но прежде всего нужно решить вопрос — почему бы это вдруг облаку, состоящему из рассеянных частиц пыли и газа, перейти в неустойчивое состояние и начать сжиматься?

Изучением условий устойчивости небесных тел занимался в свое время небезызвестный уже нам Дж. Джинс. Он был крупным физиком-теоретиком, интересующимся, в частности, вопросами излучения и кинетической теорией газов. И можно смело сказать, что именно успехи в физике заложили фундамент его будущих астрономических работ.

Из условий существования разреженной газовой туманности в межзвездной среде нетрудно сделать вывод, что есть три возможности. Первая: сохраняя равновесие, оставаться в неизменном состоянии. Вторая — рассеяться в пространстве. И третья — начать сжиматься. Все зависит от того, что больше: собственное (тепловое) движение молекул, создающее внутреннее давление, которое стремится разогнать и рассеять туманность, или суммарное притяжение всей массы вещества.

Дж. Джинс, используя свои знания в области газовой динамики, сумел вывести математический критерий неустойчивости таких туманностей. Требования оказались достаточно жесткими. Чтобы газовая туманность в межзвездном пространстве начала сжиматься, масса ее при определенной плотности должна быть примерно в тысячу раз больше солнечной. Только тогда силы тяготения в ней станут превышать газовое давление. Читатель вправе возразить: звезд с такими массами не бывает. Сколько раз мы говорили, что даже самые массивные могут быть ненамного тяжелее Солнца. А может быть, облако, сжимаясь, запасает материал сразу на целую ассоциацию звезд?

Попробуем представить себе, как это происходит. Гигантский газопылевой комплекс сжимается сначала как единое целое. По мере загустевания критерий неустойчивости начинает выполняться и для отдельных его частей. И тогда первоначальная туманность дробится. После чего каждая часть продолжает сжиматься отдельно и вполне самостоятельно образует свою протозвезду.

Теперь давайте выберем одно из сгущений, близкое по массе к тому, из которого могло некогда образоваться Солнце, и проследим за его эволюцией дальше. Подобную задачу решали многие теоретики. И целый ряд ее этапов подробно рассчитан.

Прежде всего, что представляет собой выбранная нами часть сжимающейся пылевой туманности? Масса ее должна быть близка к солнечной. Значит, при нормальной плотности она будет иметь радиус порядка десятых долей парсека. Математически его можно записать так: 1 парсек = 3,26 светового года = 3,083 · 1013 километров, следовательно, одна десятая парсека равна 3 083 000 000 000 километров.

Для дальнейшего сжатия туманности нужно, чтобы давление тяготения и в некоторой степени давление окружающего газа продолжало оставаться выше собственного внутреннего давления, вызванного тепловым движением частиц. Тогда через некоторое время туманность достигнет критической плотности и перейдет в следующую категорию — в протозвезду. Температура газа должна бы при этом повышаться, но теоретики утверждают, что она остается примерно постоянной из-за сильного охлаждения межзвездной средой.