Космические рубежи теории относительности

Чтобы выявить существование жизненного цикла звёзд, астрономы должны начать с вопроса: что такое звёзды? Глядя на небо, они видят яркие звёзды и звёзды слабые, звёзды голубоватые и красноватые. Астрономам отсюда сразу же становится ясно, что первое впечатление может оказаться совершенно неверным. Например, вы смотрите на яркую звезду в небе, а ведь вы не можете узнать, насколько ярка эта звезда на самом деле. Может быть, это исключительно яркая звезда, находящаяся очень далеко от Земли, но может быть, что это слабая звезда, только она случайно оказалась поблизости. Кажущаяся яркость звёзд не говорит астрономам ничего существенного о внутренних свойствах этих звёзд. Астроном предпочел бы знать абсолютную яркость звезды. Абсолютная яркость показывает, насколько яркой является звезда в действительности, т. е. сколько же энергии эта звезда испускает в пространство.

Видимая и абсолютная яркости звезды связаны между собой через расстояние до звезды. Чтобы понять причину этого, вспомним вид уличных фонарей темной ночью. Одного только субъективного ощущения яркости фонаря для ваших глаз вам недостаточно, чтобы сказать, насколько ярко светит этот фонарь на самом деле. Это может быть 100-ваттная лампочка поблизости или 500-ваттная - вдали от вас. Но если вы знаете расстояние до фонаря, можно прикинуть, насколько ярко светит фонарь в действительности. Существует очень простая связь между видимой яркостью, абсолютной яркостью и расстоянием. При известных видимой яркости и расстоянии всегда можно найти его действительную, или абсолютную, яркость. И эта абсолютная яркость укажет вам основное свойство источника света! Она укажет, какую мощность в ваттах лампа (или звезда) излучает в действительности.

Начиная с середины XIX в. астрономы усовершенствовали в конце концов технику измерения параллакса до такой степени, что смогли измерить расстояния до многих звёзд. Как говорилось в гл. 1, нахождение параллакса - это прямой, хотя и трудоёмкий способ непосредственного измерения расстояния до звёзд. В результате астрономы, зная расстояния до звёзд, без труда рассчитали их абсолютную яркость. Наконец-то они выяснили, насколько ярки звёзды на самом деле!

Выражать абсолютную яркость, или светимость, звезды удобно, если указать, насколько эта звезда ярче или слабее, чем Солнце. Значит, светимость Солнца принимается за единицу: Солнце светит с абсолютной яркостью в «1 Солнце». Многие звёзды излучают лишь одну сотую того света, который даёт Солнце. Их светимость равна приблизительно «1/100 Солнца». Напротив, многие звёзды излучают в тысячи раз больше света, чем наше солнце. Например, яркая голубая звезда Ригель в созвездии Ориона обладает светимостью 50000 Солнц. Выяснилось, что Ригель - это одна из самых ярких (в абсолютном смысле) звёзд, известных в астрономии.

РИС. 6.1. Спектр. Когда белый свет проходит сквозь призму, он разбивается на лучи всех цветов радуги. Такое разложение называется спектром; в нём часто содержатся тонкие чёрные линии, вызванные химическими элементами, которые содержатся в источнике света.

Кроме истинной светимости звёзд астрономы хотели бы ещё знать их температуру, химический состав, а также количество вещества, из которого они состоят. Решающие шаги в этом направлении были сделаны в результате ряда замечательных открытий, начавшихся также с середины XIX в. Со времен Исаака Ньютона было известно, что белый свет, проходя сквозь стеклянную призму, разбивается на лучи всех цветов радуги. Такая цветовая радуга называется спектром (см. рис. 6.1). В 1815 г. немецкий оптик Йозеф Фраунгофер заметил, что в спектре Солнца на яркие цвета радуги накладываются слабые темные линии. Истинная природа этих спектральных линий оставалась неизвестной вплоть до 60-х гл. XIX в., когда выяснилось, что они обусловлены различными химическими веществами, содержащимися в источнике света. Трудами великих физиков (Макса Планка, Нильса Бора и др.) было показано, что спектральные линии вызываются переходами электронов с орбиты на орбиту внутри атома. При таких переходах электроны поглощают или испускают свет строго определённых длин волн. Эти процессы и определяют картину спектральных линий. Разные химические вещества состоят из атомов разных типов и дают поэтому различные и притом вполне определённые системы спектральных линий. Иными словами, химические элементы в источнике света оставляют свои «отпечатки пальцев» на испускаемом им излучении в виде характерных спектральных линий. Отождествляя эти линии, физик или астроном может определить химический состав источника света.