Очерки о Вселенной - Борис Александрович Воронцов-Вельяминов
Для сравнения данных теории с наблюдениями надо обратиться к диаграмме Герцшпрунга — Рессела (сокращенно — диаграмме Г — Р), иначе говоря, к диаграмме спектр (или цвет, или температура поверхности) — светимость. Мы о ней говорили уже вскользь в разделе «Перепись звездного населения на диаграмме светимостей — спектров». Эта перепись вместе с кривой, связывающей массы и светимости звезд, является важнейшим обобщением наблюдений — картиной существующих сочетаний основных физических характеристик звезд. Теории звездной эволюции должны ей удовлетворять. На рис. 152 схематически полосами изображено расположение звезд основных последовательностей, которые выявлены в общей массе изученных звезд. При этом по горизонтальной оси вместо спектров или температур отложен показатель цвета — разность звездной величины звезды в синих и в визуальных лучах. Использование фотоэлектрических фотометров позволило очень точно измерять эти величины. Очень важно, что их этим способом можно измерять и у очень слабых и далеких звезд. Увеличение точности измерения цвета звезд сыграло огромную роль в развитии теории звездной эволюции. Положение звезды на диаграмме должно зависеть от ее массы, начального химического состава и возраста.
Мы видим, что диаграмма Г — Р стала гораздо сложнее, чем казалось сначала. На помощь теории эволюции звезд пришло изучение яркости и цвета звезд в разных рассеянных и шаровых скоплениях.
На рис. 194 представлена знаменитая, классическая сводная диаграмма, составленная Сандейджем в 1957 г. по наблюдениям ряда рассеянных и шарового скоплений. Названия их указаны.
Рис. 194. Диаграмма Сандейджа для звездных скоплений
Мы видим, что все скопления имеют в нижней части диаграммы Г — Р общую главную последовательность звезд (отмечено, где на ней находилось бы наше Солнце). Но верхние концы последовательности в каждом скоплении простираются неодинаково далекой все отклоняются вправо, причем ответвление вправо происходит при разной абсолютной величине (при разной светимости) и при разных значениях показателя цвета.
Обратим внимание, например, на то, что скопления χ и h (хи и аш) Персея, имеющие очень яркие голубые звезды (слева вверху), имеют еще и ветвь красных сверхгигантов (справа вверху), что ярчайшие голубые звезды Плеяд менее ярки, а в NGC 752 совсем слабы и не голубые, а желтоватые. Правая ветвь у М 67 сильно отличается от остальных и сходна больше с ветвью для шарового скопления М 3. Все это крайне важно потому, что звезды одного скопления занимают малый объем и возникли из единого облака газа, а поэтому должны были иметь одинаковый начальный химический состав. Возраст звезд скопления должен быть примерно одинаковым. Спасибо природе за существование звездных скоплений. Они заменили астрономам лаборатории, в которых физики создают известные им условия и не допускают воздействия на вещество слишком многих факторов сразу.
С другой стороны, теория позволила вычислить положение на рис. 194 теоретической линии главной последовательности для недавно образовавшихся звезд (линия «нулевого возраста» или линии начальной главной последовательности), а также линии для звезд в возрасте одного и пяти миллиардов лет. Большинство ближайших к нам звезд оказывается тогда моложе пяти миллиардов лет, так как на диаграмме Г — Р они лежат левее кривой, соответствующей 5109 лет.
На рис. 195 показаны на диаграмме Г — Р теоретические кривые Шварцвальда, соединяющие звезды равного возраста (108 лет, 2108 лет и т. д.) и эволюционные пути (треки) звезд разной массы — от 2,5 до 5 масс Солнца. По вертикальной оси отложен логарифм светимости, по горизонтальной оси логарифм температуры, которая вместо цвета используется при подлинных расчетах.
Рис. 195. Теоретические треки звезд
Но на кривых для звездных скоплений на рис. 196 различие положений звезд одного скопления должно зависеть только от их массы, а различия между кривыми разных скоплений должны зависеть от различия возраста и начального химического состава.
Более массивные и более яркие звезды быстрее сжигают водород, и их жизнь короче, а звезды, подобные Солнцу, остаются на главной последовательности около 5 млрд. лет, тогда как звезды, в 10 раз более массивные — в 1000 раз меньше. Это объясняет различие высоты верхнего конца главной последовательности у разных рассеянных скоплений.
У очень молодого скопления звезды находятся на главной последовательности. С возрастом скопления более массивные звезды первыми покидают главную последовательность и смещаются на диаграмме вправо, как показывает рис. 194. Так, со старением скопления верхний уровень главной последовательности постепенно понижается. Этот возраст определяется временем нахождения звезды верхнего конца на главной последовательности. Иначе говоря, он определяется положением точки, где звезды начинают отклоняться вправо от главной последовательности.
Таким образом находят, что скопление NGC 2362 моложе миллиона лет, Плеядам около 20 млн. лет, а М 67 и М 3 более 10 млн. лет.
После того как звезды оставляют главную последовательность, они, по теории, перемещаются вправо в область красных гигантов или сверхгигантов, в зависимости от их массы. В каждом скоплении красные гиганты или сверхгиганты имеют светимости такие же, какова светимость звезд, начавших покидать главную последовательность и смещаться вправо. Зто соответствует замене водородного ядра звезды гелиевым.
Но между смещенным концом главной последовательности и звездами-гигантами виден перерыв, пробел. Он называется пробелом Герцшпруыга, впервые его заметившим. Этот перерыв велик у молодых рассеянных скоплений с горячими звездами и тем меньше, чем рассеянное скопление старее и чем холоднее и слабее его самые яркие звезды. Это объясняется тем, что массивные яркие звезды быстро переходят в состояние красных гигантов и застать их поэтому в промежуточном состоянии трудно. Мало массивные звезды переходят в ото состояние медленнее и для них пробел Герцкшрунга сокращается. У шарового скопления М 3 этого пробела нет совсем. Отклонение от главной последовательности для М 3 происходит уже у звезд, имеющих абсолютную звездную величину +4m, т. е. лишь вдвое более ярких, чем наше Солнце.
Различие начального химического состава сказывается в следующем. Диаграммы Г — Р у шарового скопления М 3 и очень старого рассеянного скопления М 67 очень сходны и возраст их близок, так как. главные последовательности их кончаются в одной точке, около М=+4m. Однако, в М 67 красные гиганты в. 10 раз слабее, чем в М 3.
Количественный химический анализ по спектрам показывает, что звезды в гало (в ореоле или короне) Млечного Пути и шаровые скопления раз в 100–500 беднее металлами, чем звезды, образующие диск Галактики. Это делает их атмосферы более прозрачными. Их излучение приходит к нам поэтому из более глубоких и горячих слоев и они белее и
