Иосиф Самуилович Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

звезды — светимость— определяется, если известна видимая величина и расстояние до нее. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояния до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающее нескольких десятков парсек, расстояния определяются известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, т. е. в разное время года. Этот метод дает наибольшую точность и очень надежен. Однако для огромного большинства более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезды надо измерять — меньше сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения. На всех этих методах мы, конечно, останавливаться здесь не можем и отсылаем интересующихся читателей к специальным руководствам, например, к содержательной книге Ю. Н. Ефремова «В глубины Вселенной» («Наука», 1977). Вообще, проблема определения расстояния до удаленных космических объектов (звезд, туманностей, галактик) всегда была и сейчас остается одной из центральных в астрономии.

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. В настоящее время техника астрономических спектральных исследований стала очень тонкой и рафинированной. В частности, широко применяются новейшие достижения электроники и других областей современной технической физики. Мы, естественно, не можем здесь по этому поводу писать сколько-нибудь подробно. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами О, В, A, F, G, К, М. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами В и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и т. д. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой T. Эти температуры плавно меняются от 40—50 тысяч кельвинов у звезд класса О до 3000 кельвинов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходится на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности Земли. Однако в последние годы были запущены специализированные искусственные спутники Земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение звезд.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам (рис. 1.1). Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Прежде всего, в итоге большой работы удалось выполнить количественный химический анализ этих слоев. Несмотря на то, что спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга, химический состав в первом приближении оказался удивительно сходным. Различия в спектрах в первую очередь объясняются различием в температурах наружных слоев звезд. По этой причине состояние ионизации и возбуждения разных элементов в наружных слоях звезд резко отличается, что приводит к сильным различиям в спектрах.

Рис. 1.1: Спектры звезд разных классов.
Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10 000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд — это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью --">