С учетом температурных эффектов можно определить химический состав звезд и увидеть, что водород, несомненно, самый распространенный элемент; за ним следует гелий, которого намного меньше, и совсем мало остальных элементов. Такой «космический состав» типичен для звезд и совершенно не похож на состав Земли. Это стало великим открытием.

Карлики и гиганты.

В конце XIX века обсуждались два альтернативных взгляда на эволюцию звезд. Согласно одной точке зрения, звезды рождаются горячими и голубыми, а затем, в процессе эволюции, постепенно остывают и краснеют. Другая идея заключалась в том, что в начале своей жизни звезды большие и красные, а затем они постепенно сжимаются, становясь горячее и голубее.

Из наблюдений невозможно понять, какая из этих двух версий правильная. Но можно попробовать решить проблему математически. Одним из первых попытавшихся сделать это был американский физик Джонатан Лейн (1819–1880) из Патентного бюро США, который задался вопросом, что случится с газовым облаком размером с Солнце, которое удерживается от расширения за счет собственной гравитации. Он обнаружил, что такой газовый шар не будет похож на Солнце. Тем не менее это была первая модель звезды: она указывала давление, температуру и плотности газа внутри облака на разных расстояниях от центра. Несмотря на первое разочарование, изучение газового шара продолжалось. В 1907 году Роберт Эмден из Мюнхенского технического университета опубликовал работу под названием «Газовые шары», в которой он собрал все известное по этому поводу. К тому времени теория атома была еще недостаточно разработана, чтобы с ее помощью описывать звезды в виде газовых шаров. К тому же оставалось неясно, что заставляет звезды светиться.

Датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) обнаружил, что одни звезды имеют умеренный размер, как у Солнца, а другие намного больше — их назвали красными гигантами. Этот вывод был сделан косвенным путем, так как видимый размер звезд на небе слишком мал, чтобы различить их диски. Чем меньше температура звезды, тем меньше энергии она излучает в секунду с квадратного метра своей поверхности. Но некоторые красные (то есть относительно холодные) звезды излучают в сотни раз больше энергии за секунду, чем наше Солнце. Значит, площадь их поверхности гораздо больше, чем у Солнца. В 1906 году Герцшпрунг рассчитал, что звезда Арктур имеет такой же размер, как орбита Марса вокруг Солнца. Лишь через много лет эти расчеты удалось подтвердить наблюдениями с помощью специальной техники, а затем и прямыми снимками с космического телескопа «Хаббл», на которых виден огромный диск красного гиганта Бетельгейзе. Генри Норрис Рассел (1877–1957) из Принстонского университета сравнил особенности гигантов и других звезд. Он обнаружил, что, несмотря на разницу в размерах, массы этих звезд близки. Это означает, что звезды-гиганты состоят из газа, который намного сильнее разрежен, чем солнечный газ, и даже более разрежен, чем земная атмосфера. Но ядра гигантов могут быть плотными.

Эти исследования привели Герцшпрунга и Рассела к выводу, что существует два типа звезд: звезды главной последовательности и красные гиганты. Можно построить так называемую диаграмму Герцшпрунга-Рассела (ГР-диаграмму), где по горизонтальной оси отложен спектральный класс или температура поверхности звезды, а по вертикальной оси — ее светимость (то есть полная мощность излучения). Чем голубее (горячее) звезда главной последовательности, тем мощнее ее излучение. На ГР-диаграмме эти звезды четко отделены от звезд-гигантов. На рис. 19.2 представлена ГР-диаграмма с некоторыми широко известными звездами. Мы видим, что Бетельгейзе находится среди звезд-гигантов, а Сириус — на главной последовательности, среди звезд, более горячих, чем Солнце. В нижней части ГР-диаграммы видны белые карлики, о которых мы расскажем позднее.

Почему на ГР-диаграмме существует узкая полоса звезд? Быть может, звезды эволюционируют вдоль главной последовательности: остывают и смещаются слева направо? Но при этом они должны были бы терять огромную массу, так как горячие звезды главной последовательности намного массивнее холодных. Поэтому выглядит невероятным, что одна и та же звезда в процессе своей эволюции может пройти вдоль всей главной последовательности. Артур Эддингтон, ставший профессором астрономии Кембриджского университета в 1913 году, был одним из пионеров исследования звезд в эпоху квантовой механики (рис. 19.3). Он вычислил, что светимость звезды в первую очередь зависит от ее массы: чем массивнее газовый шар, тем ярче он светит. Но главная последовательность как раз и является последовательностью масс. Светимость, масса и температура поверхности возрастают справа налево — от маломассивных звезд главной последовательности к более массивным ее звездам.

Рис. 19.2. На диаграмме Герцгипрунга-Рассела звезды разделены на группы: звезды главной последовательности, красные гиганты и белые карлики занимают отдельные места на диаграмме. Горизонтальная ось указывает температуру поверхности (и спектральный класс), а вертикальная — светимость звезды в единицах светимости Солнца. Разгадка смысла этой диаграммы стала одним из достижений астрономии XX века.

Отметим, что в то время все это было не так уж и очевидно, и работа Эддингтона вызвала жаркие дебаты на собрании Королевского астрономического общества между самим Эддингтоном и ведущим английским астрономом-теоретиком того времени Джеймсом Джинсом (1877–1946). В итоге прав оказался Эддингтон, хотя многие детали звездной эволюции и для него остались непонятными.

Рис. 19.3. Артур Эддингтон (1882–1944).

Внутренняя структура типичной звезды главной последовательности — Солнца.

Примерно 4,6 млрд лет назад Солнце родилось из газа, содержащего 73 % (по массе) водорода, 25 % гелия и небольшое количество более тяжелых элементов. Радиус Солнца сейчас составляет 694 000 км, мощность излучаемой им энергии равна 3,90 х 1026 Вт. Этот «светящийся шар», по-видимому, сохраняет свою светимость и размер на протяжении истории человечества, а судя по ископаемым остаткам — и на протяжении большей части геологической истории Земли.

Мы не можем заглянуть в недра Солнца, но царящие там условия можно вывести из того факта, что Солнце не расширяется и не сжимается. Чтобы удержать Солнце от коллапса, в его центре должна быть высокая температура и большая плотность вещества. Внутренние характеристики Солнца, вычисленные в модели газового шара, приведены в табл. 19.1. Изучив эту таблицу, мы видим, что температура и плотность очень круто падают от центра к поверхности, тогда как доля водорода остается неизменной во внешних двух третях солнечного радиуса и уменьшается только в самых глубоких слоях солнечного ядра (результат «сгорания» водорода).

У Солнца нет твердой поверхности. Его свет излучается с различных глубин слоя толщиной около 300 км, называемого фотосферой. Когда говорят о температуре Солнца, обычно называют цифру 5500 °C, но это средняя температура разных слоев фотосферы.