Белые карлики. Будущее Вселенной

5

Изобретение великой диаграммы

Всего через три года после выявления уникальности звезды 40 Эридана В – первого по времени открытия классического белого карлика – ей нашлось место в замечательной графической конструкции, позволившей систематизировать и упорядочить известные к тому времени данные о светимости и спектральных характеристиках звезд нашей Галактики. Со временем ее возможности значительно расширились, но об этом – в конце главы.

Эта конструкция, разумеется, возникла не на пустом месте. Историки астрономии именуют вторую половину XIX в. эрой великих рефракторов. Рефрактор – это телескоп, в котором свет фокусируется системой линз (телескопы с зеркальной фокусировкой света называются рефлекторами). Великими рефракторами стали именовать телескопы с объективами диаметром более 63,5 см (25 дюймов). Первый такой инструмент был изготовлен в 1862 г., за ним до исхода столетия последовали еще девять. Самым большим (из рабочих инструментов) был и поныне остается действующий с 1897 г. метровый рефрактор Йеркской обсерватории в окрестностях Чикаго. В эти же годы появились и первые промышленные предприятия, специализировавшиеся на производстве телескопов.

В XX в. лидерство перехватили крупные телескопы-рефлекторы, установленные на юге Западного побережья США. В 1908 г. в обсерватории Маунт-Вилсон вступил в действие первый телескоп нового поколения, тот самый 152-см рефлектор, на котором работал Уолтер Адамс. В 1917 г. там же вошел в строй зеркальный телескоп имени Хукера, на котором Адамс спустя восемь лет измерил гравитационное смещение излучения компаньона Сириуса (до 1949 г. он оставался самым крупным оптическим телескопом в мире). Эти уникальные для своего времени инструменты оптической астрономии, как и метровый рефрактор Йеркской обсерватории, были созданы по инициативе Джорджа Эллери Хейла, одного из самых авторитетных американских астрономов того времени и поистине великого организатора науки – в том числе и международного масштаба. Хейл создал и возглавил сначала Йеркскую обсерваторию, а потом обсерваторию Маунт-Вилсон, он же подготовил учреждение Паломарской обсерватории, которая начала действовать вскоре после Второй мировой войны. Он сильно помог институциональному развитию своей науки, способствуя проведению конференций и организации профессиональных журналов. Хейл приложил также немало сил для превращения скромной технической школы, основанной в 1891 г. мэром Пасадины бизнесменом Эймосом Трупом, в исследовательский университет мирового класса, который в 1920 г. стал называться Калифорнийским технологическим институтом (или сокращенно Калтех). Наконец, он был одним из инициаторов учреждения в 1904 г. уже упоминавшегося Международного союза по сотрудничеству в исследованиях Солнца. Наследником этой ассоциации стал Международный астрономический союз, отметивший в 2019 г. 100-летний юбилей. В общем, неуемная энергия этого человека достойна искреннего восхищения.

Но вернемся к нашим «баранам». С помощью новых телескопов была собрана богатая информация о расстояниях до ближайших звезд (посредством измерения их годового параллакса), а также о звездных спектрах и звездной светимости. Эти данные буквально взывали к теоретическому осмыслению. И оно, как почти всегда и бывает в науке, не заставило себя ждать. Основной вклад в выполнение этой задачи внесли два замечательных исследователя, датчанин Эйнар Герцшпрунг и уже знакомый нам Генри Норрис Расселл. Сделали они это практически одновременно, причем именно в таком временном порядке.

К звездам они пришли разными дорогами – к счастью, в противоположность знаменитому изречению Луция Аннея Сенеки, не через тернии. Герцшпрунг еще в школьные годы увлекся астрономией, но отец считал занятия этой наукой делом маловыгодным. По его настоянию Герцшпрунг получил профессию инженера-химика. Окончив в 1898 г. Копенгагенский университет, он работал в России и Германии, но через три года вернулся на родину. В Копенгагене получил доступ в университетскую обсерваторию и в частную обсерваторию с превосходным 27-см рефрактором, которую устроил на чердаке своего дома в окрестностях столицы еще один поклонник астрономии (а в основное время высокопоставленный администратор датской телеграфной сети) Виктор Нильсен. Там Герцшпрунг выполнил серию абсолютно профессиональных наблюдений светимости звезд, которые легли в основу его первых статей по астрономии. Не имея шансов напечататься в каком-либо астрономическом издании из-за статуса любителя, Герцшпрунг был вынужден публиковаться в малоизвестном немецком журнале по фотографическим технологиям Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie, Photophysik und Photochemie (много лет спустя Эддингтон в традициях истинно британского юмора написал Герцшпрунгу, что считает это решение одним из грехов его юных лет).

К счастью, эти публикации увидел и оценил по достоинству ровесник Герцшпрунга, но, несмотря на молодость, уже ординарный профессор астрономии Гёттингенского университета Карл Шварцшильд. В 1908 г. он пригласил Герцшпрунга в Гёттинген, где всего через несколько месяцев (совершенно небывалый случай!) тот тоже получил профессуру. Когда год спустя Шварцшильд возглавил всемирно известную Потсдамскую астрофизическую обсерваторию, за ним последовал и его протеже. До 1919 г. Герцшпрунг вел наблюдения в Потсдаме, а потом перебрался в Голландию. Там он получил постоянную должность в обсерватории Лейденского университета, где и проработал вплоть до своей отставки с поста ее директора в 1946 г. По милости богов жизнь его была долгой – 94 года (08.10.1873–21.10.1967).

К его другу Шварцшильду судьба такого великодушия не проявила. Его великолепную научную карьеру (он успел стать членом Королевской академии наук Пруссии и Лондонского королевского общества) оборвала Первая мировая война. Он не подлежал призыву по возрасту, но пошел в армию добровольцем и оказался на русском фронте в штабе артиллерийской части, где занимался расчетом траекторий снарядов дальнобойных орудий. Именно на войне у него развилась тяжелейшая форма пузырчатки – аутоиммунного заболевания кожных покровов, к которому он имел наследственную склонность. В марте 1916 г. Шварцшильд был комиссован по состоянию здоровья и вернулся в Потсдам, где скончался 11 мая. Шварцшильд и погибший в Дарданелльской операции английский физик Генри Мозли были самыми крупными учеными, чьи жизни унесла Первая мировая война.

Уже находясь на госпитальной койке, Шварцшильд выполнил свое крупнейшее (и самое знаменитое) теоретическое исследование. В начале 1916 г. он написал и послал Эйнштейну в Берлин для публикации две статьи с точными решениями эйнштейновских уравнений для поля тяготения, созданного сферическими симметрическими источниками. Эти работы стали началом математического моделирования экзотических объектов, которые сегодня мы называем черными дырами.

Расселла, в отличие от Герцшпрунга, привела на вершины астрономии вполне традиционная академическая карьера. Он был старшим сыном в семье пресвитерианского пастора с Лонг-Айленда. В 16 лет поступил в Принстон, где, в духе того времени, изучал предметы, приличествующие джентльмену – древнегреческий, латынь и классическую литературу. Однако ему повезло записаться на вводный курс астрономии, который читал Чарльз Янг – блестящий педагог и один из первых американских астрофизиков. Эти лекции и определили будущее Расселла. В 1902–1905 гг. он продолжил образование в Кембриджском университете под руководством Джорджа Дарвина, сына великого создателя теории биологической эволюции. Из Англии Расселл вернулся в Принстон и быстро поднялся по стандартной лестнице должностей от преподавателя до полного профессора. В своей альма-матер он проработал вплоть до выхода в отставку в 1947 г.

Теперь перейдем от персоналий к науке. В конце XIX в. участница гарвардской женской команды Антония Мори разделила звезды на три класса в зависимости от внешнего вида темных линий (то есть линий поглощения) на их спектрограммах. Звезды со спектрами солнечного типа, содержащими множество хорошо заметных линий, распределенных по всему спектру, попали в категорию «a». Звезды с широкими и расплывчатыми спектральными линиями получили индекс «b»; и наконец, звезды с очень четкими узкими линиями были объединены в группу «c». Физический смысл такой классификации в те времена был совершенно неясен, и многим астрономам она казалась искусственной.

Однако Герцшпрунг не только принял эту схему, но и положил ее в основу весьма глубоких заключений. В статье 1905 г. он показал, что звезды подкласса «c» имеют почти незаметные, нередко вообще не поддающиеся измерению собственные движения, в среднем не превышающие сотой доли дуговой секунды[3]. Этот вывод он сделал на примере всего 30 звезд – результатами наблюдений более многочисленной группы он не располагал. Отсюда естественным образом следовало, что расстояния до звезд подкласса «c» гораздо больше, чем до звезд двух других групп схемы Мори. Кроме того, эти светила отличались большой видимой яркостью. Герцшпрунг объяснял это тем, что с-звезды излучают намного больше света, чем звезды из семейств «a» и «b» – иными словами, их абсолютные светимости намного выше. Во второй части этой работы, опубликованной в 1907 г., он развил свои аргументы до утверждения, что с-звезды отличаются от прочих не только по характеру спектров, но и по физической природе[4]. Он также показал, что особенно яркие красные звезды типа Арктура и Бетельгейзе должны обладать сравнительно коротким временем жизни.

Эту работу Герцшпрунг продолжил в Гёттингене и в Потсдаме. В 1911 г. в сборнике трудов Потсдамской обсерватории он опубликовал крайне нетривиальные результаты наблюдений звездных скоплений Плеяд и Гиад[5]. На их основании Герцшпрунг пришел к заключению, что существует четко выраженная статистическая корреляция между цветом звезды и ее светимостью. Чтобы сделать эту корреляцию наглядней, он перевел ее в графическую форму. Для этого он поместил на одной оси прямоугольных координат цветовые характеристики звезд (которые, как он понял не позднее 1908 г., можно перевести в данные об их температурах), а на другой – наблюдаемые светимости. Это не было вполне корректным, но в данном случае допустимым. Поскольку расстояния от центров Плеяд и Гиад до Солнца сильно превышают размеры этих скоплений, можно считать, что звезды каждого скопления приблизительно одинаково удалены от нашей системы. Отсюда следует, что их видимые звездные величины отличаются от абсолютных на одно и то же число (абсолютная величина звезды есть, по определению, ее видимая величина при условии, что звезда располагается от наблюдателя на расстоянии в 10 парсек). Оказалось, что большинство звезд расположилось на каждой диаграмме вдоль достаточно узкой полосы, которую Герцшпрунг назвал главной последовательностью. Это лингвистическое изобретение со временем превратилось в один из основных терминов звездной астрономии.

Правда, диаграммы Герцшпрунга все же имели ограниченную применимость. В его распоряжении оказалось слишком мало звезд, к тому же нередко похожих друг на друга. Так, например, в Плеядах много ярких голубых светил, однако совсем нет звезд, которые сегодня называются гигантами и сверхгигантами; в Гиадах гиганты имеются, но их немного. В качестве следующего шага нужно было расширить наблюдательную базу для конструирования диаграмм «цвет-светимость». Этот шаг вскоре и сделал Расселл. В 1909–1913 гг. он собрал большой объем информации об абсолютных светимостях и спектральных типах приблизительно 300 звезд, удаленных от Земли на различные дистанции (какое он проявил упорство и какими методами пользовался, само по себе очень интересно, но в эти детали я вдаваться не буду). Проанализировав эти сведения, Расселл пришел практически к таким же выводам, что и Герцшпрунг, чьи работы, по всей вероятности, ему тогда не были известны (кстати, впервые эти ученые встретились в июле 1913 г. на той самой международной конференции в Бонне, где и была утверждена гарвардская классификация звездных спектров).

В первой публикации на эту тему Расселл представил свои результаты в виде таблиц[6]. Годом позже он обсудил их с коллегами на нескольких конференциях. В Лондоне на симпозиуме Королевского астрономического общества в июне 1913 г. он впервые использовал термины «карликовые звезды» и «звезды-гиганты», которые вскоре и обнародовал[7]. По ошибке он приписал обе терминологические инновации Герцшпрунгу, который слово «карлики» по отношению к звездам никогда не употреблял, хотя иногда называл звезды великанами (нем. Riesen); о звездах-гигантах (нем. Giganten) в 1908 г. также писал Шварцшильд. Эти названия вместе с термином Герцшпрунга «главная последовательность» быстро вошли в лексикон астрономии.

А вскоре на свет родилась и знаменитая диаграмма. Расселл впервые презентовал ее в завершенном виде (и даже в разных версиях) 30 декабря 1913 г. в обширном докладе на конференции Американского астрономического и астрофизического общества в Атланте. Этот доклад через год был опубликован в журнале Nature в двух частях под общим заголовком «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд»[8].

Выступление Расселла содержало множество интереснейших идей и выводов. Например, он привел убедительные аргументы в пользу тогда еще новой идеи, что спектр звезды в первую очередь зависит от температуры ее атмосферы, а не от химического состава. Но обо всем не расскажешь, поэтому ограничимся диаграммой. Во второй части статьи Расселла[9] она представлена в версии, ставшей классической, которая несчетное число раз воспроизводилась в учебниках и книгах по истории астрономии.

К этой картинке стоит присмотреться внимательно. По горизонтали отложены спектральные классы звезд от самых горячих (слева) до самых холодных (справа). На вертикальной оси отложены абсолютные звездные величины от –4 (это самые яркие звезды, известные в те времена) до +12 (самые тусклые). Отмеченные позиции отдельных звезд (их свыше 200) в основном лежат вдоль узкой наклонной полосы, ограниченной двумя параллельными линиями. Сразу видно, что для подавляющего большинства звезд, представленных на диаграмме, выполняется четкая закономерность: чем больше абсолютная светимость звезды, тем «левее» ее спектральный класс – и, следовательно, тем звезда горячее. Звезды внутри полосы как раз и составляют ту самую главную последовательность, о которой ранее писал Герцшпрунг.

Однако на диаграмме представлены и звезды, лежащие вне главной последовательности. В правом верхнем квадранте можно заметить звезды внутри горизонтальной полосы, обладающие примерно одинаковой (причем высокой) светимостью для разных спектральных классов (то есть температур). Именно эти звезды Расселл назвал гигантами (среди них есть и совсем холодные красные гиганты). А в левом нижнем квадранте скромно притулилась одна единственная звезда класса А примерно 11-й величины – следовательно, горячая, но очень тусклая. Расселл поместил туда двойной спутник звезды 40 Эридана, не различая членов этой пары. Сейчас мы знаем, что своей высокой температурой она обязана белому карлику 40 Эридана В, а его холодный спутник 40 Эридана С вносит в светимость очень незначительный вклад. Из диаграммы Расселла сразу видно, что единственный обитатель этого квадранта очень сильно выпадает из главной последовательности и потому должен очень отличаться от представленных в ней звезд.

Таким образом, графическая конструкция Расселла – это диаграмма «цвет-светимость» (позже появились и другие варианты, например «температура-светимость»). Сначала ее связывали только с его именем и называли диаграммой Расселла. В 1933 г. датский астроном Бенгт Стрёмгрен назвал ее диаграммой Герцшпрунга – Расселла, отдав дань уважения обоим ученым. После Второй мировой войны это именование стало общепринятым.

Справедливости ради надо заметить, что первое графическое представление связи между светимостью и спектральными характеристиками звезд за год до Герцшпрунга построил немецкий астроном Ганс Розенберг. Он сделал это на основе наблюдения звезд все тех же Плеяд. Свои результаты он опубликовал в 1910 г. в диссертации для занятия преподавательской должности в Тюбингенском университете, где два года спустя получил профессуру. Однако его диаграмма основана на весьма ограниченном наблюдательном материале и потому ее ценность не столь велика. Кроме того, пионером в прослеживании систематических связей между спектрами звезд и их светимостью в любом случае остается Герцшпрунг.

Диаграммы Герцшпрунга – Расселла уже давно не служат просто графическим инструментом систематизации звездных популяций. Сейчас мы знаем, что в них закодированы ценнейшие сведения о звездной эволюции. Так, на главной последовательности расположены звезды с различными начальными массами, которые еще не прошли цикл термоядерного сжигания водорода в своих ядрах. Во втором десятилетии XX в. до такого понимания астрономия, конечно, еще не дошла. Сама диаграмма с тех пор сильно усложнилась. Помимо главной последовательности и ветви белых карликов на ней выделяют ветви субгигантов, субкарликов, гигантов и сверхгигантов. На современных версиях диаграмм Герцшпрунга – Расселла можно проследить тонкие детали процессов схода звезд различных начальных масс с главной последовательности после выгорания водорода и их последующего превращения в компактные объекты той или иной природы (а в некоторых случаях, согласно еще не подтвержденной наблюдениями теории, даже полного уничтожения).

Это еще не конец истории. В 1995 г. были открыты давно предсказанные «несостоявшиеся» звезды, названные коричневыми (в другом переводе с английского – «бурыми») карликами (сейчас я о них рассказывать не буду, им посвящена отдельная глава). После этого к системе звездных спектров были добавлены еще три класса – L, T и Y, которые тоже нашли отражение на позднейших версиях диаграммы Герцшпрунга – Расселла. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000 K. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами. К спектральному классу Y относят объекты холоднее 700 K. Не исключено, что и у этой истории будет продолжение, но в такие дебри я не буду забираться. Мы и так уже далеко ушли от основного предмета книги, поэтому самое время вернуться к белым карликам.

6

От триады к тысячам

К концу третьего десятилетия прошлого века были известны только три классических белых карлика, а затем их число принялось расти. Первый шаг сделал в 1930 г. голландский астроном Питер Остерхофф. Его заинтересовала бело-голубая звездочка в созвездии Персея с большим собственным движением, уже внесенная в каталоги. Проанализировав сведения о ее годовом смещении и светимости, Остерхофф предположил, что она вполне может оказаться белым карликом. Годом позже сотрудник недавно открытой обсерватории в Стокгольме Ингве Эман получил ее спектрограммы и отнес их к подклассу А0. Спектры также свидетельствовали, что эта звезда не может принадлежать главной последовательности. Так она стала четвертым открытым белым карликом и первым из тех, чья природа выяснилась благодаря международной кооперации астрономов. Еще пару белых карликов в 1934 г. обнаружил замечательный голландский астроном Джерард Койпер (кто не слышал о поясе Койпера?), который к тому времени перебрался в США, где стал работать в Ликской обсерватории.