Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры - Артур Миллер Страница 15

Блестящая идея Рассела состояла в построении графика зависимости блеска звезд от их температуры. Точно такой же график был построен датским астрономом и фотохимиком Эйнаром Герцшпрунгом независимо от Рассела ^[13], вот почему этот график получил название диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма). Именно эта диаграмма привлекла особое внимание Эддингтона во время доклада Рассела в 1913 году.

Рассел тогда представил диаграмму для 300 звезд, расстояния от которых до Земли были известны с высокой точностью. Он был чрезвычайно удивлен, что звезды на графике расположились вовсе не беспорядочно. Большинство звезд попало на полосу, идущую по диагонали от горячих и ярких звезд О-типа в левом верхнем углу диаграммы до холодных и тусклых звезд М-типа в правом нижнем углу графика. Эти звезды имели такой же геометрический размер, как и наше Солнце. Рассел назвал эту диагональную полосу «главной последовательностью». Другой класс звезд — больших по размеру и приблизительно одной яркости — оказался на горизонтали, отходящей от главной последовательности. По предложению Герцшпрунга Рассел назвал звезды на главной последовательности «карликами», а на горизонтальной полосе — «гигантами». Таким образом, звезды были разделены на два класса — гиганты (яркие звезды, в десятки и сотни раз больше Солнца) и карлики (равные по размеру Солнцу, с меньшей яркостью).

Позже Рассел говорил, что изобрел диаграмму, «потому что она давала возможность классифицировать звезды таким образом, чтобы они разместились на листе бумаги стандартного размера». Однако эта диаграмма оказалась гораздо большим, чем просто компактный способ представления информации. Уже вскоре стало ясно, что изучение строения звезд, их жизни и смерти напрямую связано с их положением на HR-диаграмме. Эддингтон был одним из первых астрофизиков, который осознал важность этой диаграммы и попытался интерпретировать заключенную в ней информацию о звездах. В результате ему удалось определить химический состав звезд и источники излучаемого ими света.

Одна из звезд оказалась особенно загадочной, так как полностью выпадала из упорядоченной схемы Рассела. Этой звездой была 2 Эридана В, тусклый компаньон 2 Эридана А ^[14]. Эти звезды, вращающиеся друг вокруг друга в бесконечном танце, известны как двойная звезда. 2 Эридана В не попадала на главную последовательность — эта звезда не является ни гигантом, ни карликом, имеет высокую температуру поверхности (около 10000 К), но при этом обладает низкой светимостью и на диаграмме оказывается значительно ниже главной последовательности. (Рассел поначалу посчитал эту звезду карликом, но Герцшпрунг ввел термин «темная белая звезда», или «белый карлик».)

Герцшпрунг и Рассел были весьма удивлены этим исключением из правил. Но в какой-то момент Рассел вспомнил свой разговор с Эдвардом К. Пикерингом, который в то время был самым влиятельным американским астрономом и занимал пост директора Гарвардской обсерватории. «Именно такие исключения и ведут к расширению наших познаний», — сказал ему Пикеринг в 1910 году. Через 25 лет после построения HR-диаграммы Эддингтон и Чандра попытались решить загадку белых карликов, считавшихся тогда конечной стадией эволюции любой звезды. В 1915 году астрономы впервые обнаружили поразительные свойства белого карлика Сириус В. Это открытие изменило не только жизнь Чандры и Эддингтона, но и всю астрофизику.

Сириус В является звездой-компаньоном Сириуса А, самой яркой звезды на ночном небе. Сириус привлек к себе пристальное внимание еще в 1844 году, когда знаменитый немецкий астроном и математик, директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Вильгельм Бессель рассчитал, что расстояние от Земли до этой звезды приблизительно равно 9 триллионам 460 миллиардам километров. Астрономов середины XIX века это поразило. Радиус Земли — 6290 километров, расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 миллионов километров, а до самой отдаленной планеты Солнечной системы Плутона минимальное расстояние — 4,3 миллиарда километров. Сириус А дальше от Земли на многие триллионы километров, но его мощный свет, благодаря которому звезда видна в телескоп, долго не давал возможности обнаружить звезду-компаньона.

В том же 1844 году Фридрих Бессель обнаружил, что траектория движения Сириуса А периодически изменяется, и сделал вывод о влиянии некой «скрытой массы», которая вместе с Сириусом А вращается вокруг общего центра масс с периодом в 50 лет. 31 января 1862 года американский астроном и конструктор телескопов Альван Грэхэм Кларк при тестировании нового 18-дюймового телескопа-рефрактора впервые увидел спутник Сириуса А — звезду Сириус В.

Ведущий астроном США профессор Уолтер Сидни Адамс в Маунт-Вилсоновской обсерватории в Калифорнии измерил яркость Сириуса В, определил спектр его излучения и доказал, что 2 Эридан В не является единственным исключением на HR-диаграмме.

Итак, обнаружилась еще одна странная звезда — Сириус В. Как могут такие горячие звезды испускать так мало света? Где-то допущена ошибка? А может быть, тут как раз тот случай, о котором говорил Пикеринг?

По данным о периоде обращения Сириуса А и Сириуса В, несимметричности орбиты и расстояния до Земли астрономы смогли вычислить массу Сириуса В. Она оказалась почти равной массе Солнца ^[15], то есть приблизительно 2 миллиарда триллионов триллионов граммов, или приблизительно 2×10³³ граммов (в системе единиц, используемых астрономами).

Был рассчитан также радиус Сириуса В, оказавшийся в двести раз меньше радиуса Солнца и примерно в три раза больше радиуса Земли. Другими словами, Сириус В, по массе равный Солнцу, имеет объем лишь немного больше объема Земли. А значит, его средняя плотность ошеломляюще велика — 61000 граммов на кубический сантиметр! На Земле чайная ложка такого вещества весила бы почти шесть тонн — столько весит слон! Для описания столь плотного вещества не подходят законы поведения идеального газа и требуются новые законы. Эддингтон назвал эту идею «абсурдной» ^[16], решил отложить решение проблемы белых карликов и сосредоточиться на физическом строении карликов и гигантов. Эддингтон хотел понять, почему звезды группируются в определенных областях HR-диаграммы, а не в каких-либо других ее участках.