Книга: 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

Температура внутри

Температура внутри

Оказывается, температура внутри стабильной звезды зависит только от ее массы, яркости (связанной с температурой) и состава. Непринципиально, как именно поддерживается жар внутри звезды: достаточно того, чтобы ее температура поддерживала необходимое для сопротивления гравитационной силе сжатия давление. Масса Солнца известна нам по его воздействию на орбиты планет, и, как только стало понятно, что оно состоит преимущественно из водорода и гелия, удалось рассчитать температуру в центре Солнца – примерно 15 млн К. Если оно обычная звезда, температуры внутри других светил должны иметь сопоставимые значения. Однако, чтобы доказать это, астрономам было необходимо вычислить массу хотя бы еще нескольких звезд. К счастью, это удалось сделать, применив те же законы гравитации, которые определяют орбиты планет вокруг Солнца, к звездным системам, в которых друг вокруг друга вращаются две звезды (двойные звезды) или даже три. Кстати, примерно половина всех видимых на небе звезд – двойные. И снова для этих измерений пригодилась спектроскопия.

Согласно открытию Бунзена и Кирхгофа, каждый элемент порождает в спектре линии с конкретными длинами волн. Но если объект, спектр которого мы изучаем, сдвигается относительно измерительных инструментов, наблюдаемые длины волн этих линий тоже сдвигаются. Если он движется на нас, длины их волн становятся короче (более высокие частоты) – это явление получило название синего смещения, поскольку длины волн синего цвета короче, чем красного. Если же объект удаляется, волны как бы растягиваются (более низкие частоты), становятся длиннее, и это красное смещение[49]. Если объект движется под углом к нам, ситуация усложняется, но терпение и знания помогут разобраться и здесь. Такие сложные смещения называются доплеровскими в честь немецкого физика Кристиана Доплера[50], в 1840-х годах изучавшего этот эффект на примере звуковых волн. Важно, что доплеровские смещения зависят от скорости движения объекта, поэтому для изучения двойных звезд нужно знать, насколько быстро они движутся по орбитам друг относительно друга.

Из основ физики астрономам было известно, что существует довольно ограниченный диапазон возможных масс для ярких звезд. Если газовый шар имеет слишком малую массу: в десять или более раз меньшую, чем Солнце, то он не сможет разогреться в достаточной степени и превратится в холодное тело, похожее на разросшуюся планету Юпитер и известное как коричневый карлик. Однако если масса газового шара будет превышать солнечную больше чем в несколько сотен раз, то в попытке компенсировать эффект сжатия он разогреется так сильно, что взорвется. Сильно округляя, можно считать, что массы ярких звезд ограничены диапазоном от 0,1 до 100 солнечных масс (эти значения в 1920-х годах выведены астрофизиком Артуром Эддингтоном, тем, который вдохновил на занятия астрономией Сесилию Пейн). К счастью для основ физики (и физиков), исследования реальных звезд в двойных системах подтвердили эти выкладки. Но они показали кое-что еще более важное. Между массой звезды и ее истинной яркостью, или светимостью, есть прямая зависимость, и это указывает на то, что звезды с очень разными массами и светимостями имеют сопоставимую внутреннюю температуру.

Термин «истинный» в применимости к яркости принципиально важен. Звезды с одним и тем же показателем этой характеристики могут восприниматься тусклее или ярче в зависимости от расстояния. Сияющая на небе звезда может быть сравнительно тусклой, но очень близкой к нам, а еле заметная – очень яркой, но удаленной. Поскольку существуют способы измерения расстояний до звезд (я подробнее расскажу о них в главе 5), эти сбивающие с толку визуальные эффекты можно устранить, вычислив абсолютную звездную величину, то есть яркость, которую имела бы звезда при рассмотрении с расстояния в 10 парсек (примерно 32,6 световых года).

В зависимости от массы звезды точное соотношение массы и светимости несколько меняется, но для масс в диапазоне от 0,3 до 7 солнечных светимость пропорциональна массе в четвертой степени. Таким образом, звезда, имеющая массу в два раза больше солнечной, окажется в шестнадцать раз ярче него, поскольку 2⁴ = 16. Связанная с этим пропорция показывает, что диаметр звезды, похожей на Солнце, находится в прямой пропорции к ее массе, то есть это гипотетическое светило, будучи в два раза тяжелее Солнца, окажется в два же раза больше него (не в 16 раз!). О том, что соотношение массы и яркости подразумевает схожую внутреннюю температуру звезд, догадался Артур Эддингтон. Сегодня известно, что эта температура равна примерно 15 млн К, но в середине 1920-х годов Эддингтон не знал, что звезды состоят в основном из водорода и гелия: открытие Сесилии Пейн еще не стало общепризнанным фактом. Поэтому его вычисления оказались преувеличенными, в опубликованной в 1926 году книге The Internal Constitution of the Stars («Внутреннее строение звезд») он приводит энергоемкость двух конкретных звезд и пишет, в частности:

Далее в этой же книге он приводит некоторые подробности. При образовании звезды из сжимающегося облака газа, утверждает Эддингтон, она сжимается до тех пор, пока температура в ее центре не достигнет 40 млн градусов и внезапно не высвободится основной запас энергии ‹…› [Затем] звезда должна удерживать при температуре выше критической достаточное количество материи, чтобы обеспечивать необходимый запас энергии.

Важнейший вопрос, возникший в 1926 году, звучал так: откуда же берется энергия, необходимая для света звезд, таких как наше Солнце? Эддингтон считал, что он знает ответ, и вскоре его правота была доказана и открыла возможности для понимания не только современного состояния звезд, но и всего их жизненного цикла, а в итоге и возраста самых старых звезд во Вселенной[51]. Но сначала ученым предстояло понять, сколько лет Солнцу…