Успехи, достигнутые с помощью спектроскопии и фотометрии [1981 Херрман Д.Б.

Немецкий астрофизик Цёльнер, пионер в области применения фотометрии для астрономических исследований, исходя из теоретических соображений, выдвинул в 1865 г. собственное предположение о последовательности развития небесных тел. По его мнению, эволюция звезд проходит следующие 5 стадий:

3) образование охлажденной несветящейся внешней поверхности;

4) эрупция (взрыв) под действием внутренних расплавленных масс;

Цёльнер полагал, что космические тела, находящиеся в различных фазах своего развития, по-разному выглядят для удаленного наблюдателя, и считал спектроскоп наиболее подходящим прибором для обнаружения этих различий. Примерно в 1870 г. в работе, посвященной изучению влияния температуры на спектры расплавленных газов, Цёльнер писал: "... спектры различных звезд при прочих равных условиях имеют тем больше спектральных линий, чем ниже температура звезд". Таким образом, последовательность спектральных классов оказалась одновременно и температурной последовательностью.

Занимаясь на рубеже столетий разработкой используемой и по сей день классификации звездных спектров, Антония Мур и Энни Кэннон установили, что спектры различных звезд заметно различаются по интенсивности спектральных линий. Было высказано предположение, что звезды, характеризуемые наиболее интенсивными линиями, могут по своему строению существенно отличаться от других звезд и что, возможно, они представляют собой исключения из общей последовательности развития. Развивая эту мысль, датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) в своих работах вплотную подошел к решению задачи о различиях в "яркостях звезд, приведенных к равным расстояниям" (т.е. в так называемых абсолютных звездных величинах). Согласно принятой тогда концепции эволюции звезд, следовало ожидать, что абсолютные звездные величины должны уменьшаться с "покраснением". Но, к сожалению, ученые располагали очень ограниченными данными о космических расстояниях, а последние были чрезвычайно важны при определении абсолютных звездных величин. Таким образом, величины светимостей следовало выводить из других данных, например из наблюдений собственных движений звезд. Результаты исследований Герцшпрунга (1905 и 1907 гг.) оказались поистине удивительными: на диаграмме абсолютная звездная величина-спектральный класс большинство звезд располагалось примерно вдоль диагонали, проведенной из левого верхнего в правый нижний угол. Звезды спектральных классов, начиная с класса G, разделялись у Герцшпрунга на две группы: очень яркие и слабо светящиеся. Оказалось, что в этом интервале отсутствует однозначная связь между абсолютной звездной величиной и спектральным классом звезды^*.

^*(Доказав, что звезды с одинаковой температурой могут иметь различные светимости, Герцшпрунг открыл существование звезд-гигантов и звезд-карликов. - Прим. перев.)

Эйнар Герцшпрунг

Хотя Герцшпрунг вначале не сумел объяснить, чем вызвано наблюдаемое различие звезд, названия "гиганты" и "карлики" прочно вошли в обиход. Каково же в целом значение открытий Герцшпрунга для познания эволюции звезд, космогонии и космологии?

В 1909 г. известный немецкий астроном Карл Шварцшильд (1873-1916) писал: "В высшей степени знаменательно, что ни одна теория эволюции звезд не предусматривала, что среди обычных звезд могут быть рассеяны эти гиганты". Следует подчеркнуть, что вновь открытые гиганты никак нельзя было увязать с представлениями об эволюции, если ограничиваться ее чисто качественным рассмотрением. Данные Герцшпрунга вынудили ученых существенно пересмотреть господствовавший тогда подход к звездной эволюции. Было высказано предположение, что "холодные" гиганты скорее всего находятся в самом начале звездной эволюции. Вследствие непрерывного сжатия (контракции) космические объекты постепенно разогреваются, высвобождая тепловую энергию, и в конце концов переходят из "поздних" спектральных классов в "ранние". Это, можно сказать, кульминационная точка их эволюции, откуда они начинают опять двигаться "вниз" - к "поздним" классам. Согласно такой концепции, каждая звезда должна была дважды пройти последовательность спектральных классов, но в противоположных направлениях: сначала, в "юности", - от красной звезды к белой, а затем, во второй половине жизни, - наоборот, от белой к красной. Таким образом, в начале и в конце жизни звезда должна быть красной, но в первом случае-это "красный гигант", а во втором - "красный карлик".

Схематическое изображение процесса эволюции звезд (представление, сложившееся после открытия гигантов и карликов). Красные гиганты (звезды с малой плотностью) - начало жизненного пути звезд и белые карлики (звезды с высокой плотностью) - конец звездной эволюции

Этот взгляд прекрасно согласовывался с теоретическими исследованиями, почти 40 лет назад выполненными английским физиком Дж. Г. Лейном. В работе, опубликованной в 1870 г., он на основании известных газовых законов и закона сохранения энергии доказал, что газовый шар в результате сжатия должен выделять энергию, которая превращается в тепло, вследствие чего он разогревается; это происходит потому, что уплотняющийся газовый шар вырабатывает энергии больше, чем теряет путем излучения. Однако на определенной стадии соотношение меняется на обратное, и тогда начинается процесс остывания.

Данное представление было несколько модифицировано под влиянием новых результатов наблюдений. В 1911 г. американский астроном Генри Норрис Рессел (1877-1957) нашел, что по своим массам "гиганты" превосходят другие звезды. Поскольку горячие звезды класса В также в среднем превышают по массе другие звезды, Рессел предположил, что эти два факта как-то связаны между собой. Он сделал вывод, что звезды-"гиганты" в процессе сжатия развиваются до спектрального класса В, тогда как звезды меньшей массы так и не достигают этого класса. С точки зрения истории астрономии интересно заметить, что уже тогда допускалась возможность зависимости между процессом развития звезд и их массами.

Звездная спектроскопия заметно стимулировала развитие теории эволюции звезд. Тем не менее явно ощущалась нехватка информации, поскольку ничего не было известно о внутреннем строении звезд и механизмах получения звездной энергии. Лишь благодаря контактам астрономии с теоретической физикой в результате последовательного и глубокого анализа астрономических и физических данных, стал возможным тот принципиальный поворот на пути изучения космоса, который привел к созданию современной теории звездной эволюции. Большие успехи космогонии в прошлом убедительно подтверждают правоту Энгельса, который, оценивая во введении к "Диалектике природы" значение "Всеобщей естественной истории и теории неба", отметил, что "в открытии Канта заключалась отправная точка всего дальнейшего движения вперед".