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

Герцшпрунг, Расселл и диаграмма

Герцшпрунг, Расселл и диаграмма

Первым из этих двух астрономов был датчанин Эйнар Герцшпрунг[106], инженер-химик по образованию и увлеченный астроном. Он работал (бесплатно) в обсерватории Копенгагенского университета с 1902 года и заслужил такую репутацию, что в 1909 году ему предложили должность в Геттингенской обсерватории в Германии. Вторым стал американец, сотрудник Принстонского университета, Генри Расселл, именно он «прославился» попыткой разубедить Сесилию Пейн в реальности ее открытия состава Солнца. В 1905 и 1907 годах Герцшпрунг опубликовал статьи с описанием открытой им взаимосвязи между яркостью и цветом звезд, но в фотожурнале. Астрономы не читали фотожурналы и не заметили его прорыва. Расселл сделал то же открытие немногим позже, но проработал идею подробнее и в 1913 году рассказал о ней в научном журнале. В дальнейшем вклад Герцшпрунга был обнаружен и признан, так что в этом случае (в отличие от B?FH) его имя стоит первым и по алфавиту, и по праву, несмотря на его тогдашний «любительский» статус.

На современном виде диаграммы Герцшпрунга – Расселла (или просто Г – Р[107]) цвета (или температуры, определенные по закону Планка, связанному с черным телом) звезд расположены по оси x с понижением температуры слева направо. На этой оси также показан спектральный класс звезд[108] – эта характеристика относится к спектроскопическому анализу, но действует и для черных тел. По оси y отображена яркость звезд, увеличивающаяся снизу вверх. Здесь имеется в виду не та яркость, которая видна с земли, а абсолютная звездная величина, определяемая по яркости с расстояния в 10 парсек (примерно 32,5 световых года). Разумеется, мы можем выяснить абсолютную звездную величину, только если знаем яркость звезды в небе и ее удаленность от нас, поэтому соотношения диаграммы Г – Р не стали очевидными до тех пор, пока астрономы не научились вычислять расстояния до звезд. Как они это делают, разъясняется в главе 5.

Итак, в левом верхнем углу диаграммы Г – Р расположены самые яркие и горячие звезды, в левом нижнем – горячие, но тусклые, в правом нижнем – холодные и тусклые, а в правом верхнем – холодные, но яркие. Когда астрономы разместили на одной такой диаграмме много звезд, их поразило, что большинство из них лежат единой полосой между правым нижним (холодные и тусклые) и левым верхним (горячие и яркие) углами. Это так называемая главная последовательность, и Солнце, типичный ее представитель, располагается примерно посередине. Сегодня мы знаем, что положение звезды на главной последовательности зависит от ее массы (открыто Эддингтоном в 1920-х годах) и что внутри всех этих звезд горит водород, превращающийся в гелий (это выяснили намного позже). Поскольку массивные звезды в попытке сохранить стабильность сжигают топливо быстрее, они ярче маленьких. Следовательно, чем выше звезда на диаграмме, тем она тяжелее.

Конечно, во втором десятилетии XX века это еще не было очевидно. Для выяснения того, как эволюционируют звезды, потребовалось провести большие сложные исследования, и за следующие полвека наука несколько раз заходила в тупик; здесь не имеет смысла рассказывать обо всех этих перипетиях. Для измерения возраста звезд важно, что примерно к середине 1960-х годов выстроилась цельная картина и приблизительно в то же время Вагонер, Фаулер и Хойл сумели описать, как при Большом взрыве смогли образоваться легкие элементы.