Если известны спектры обеих компонент (что бывает сравнительно редко), то можно определить величины M1 sin 3i и M2 sin 3i. И уже совсем плохо обстоит дело с определением масс одиночных звезд.
В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной (т. е. не входящей в состав кратных систем) звезды. И это весьма серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Дело в том, что, как мы увидим в конце этой части книги, сам характер звездной эволюции в тесных двойных системах не такой, как у одиночных звезд. Поэтому «представительными» являются лишь определения масс для далеко отстоящих друг от друга и поэтому, как можно полагать, независимо эволюционирующих звезд. Но и здесь следует быть осторожным (см. § 14). Крайне неудовлетворительно обстоит дело с определением масс одиночных необычных (или, как говорят астрономы, «пекулярных») звезд. Но о таких «уродах» мы пока говорить не будем... Хочется верить, что когда-нибудь астрономы научатся определять массы одиночных звезд способом, о котором сейчас мы не имеем даже понятия...
Все же для нормальных звезд с учетом оговорок, сделанных выше, массы определяются с удовлетворительной точностью.
Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой (1.5) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, уже давно была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически то же самое,— цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел. Если нанести на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектры (или соответствующие им цвета B - V ), а по оси ординат — светимости (или абсолютные величины), положения большого количества звезд, то, как оказывается, они отнюдь не располагаются беспорядочным, случайным образом, а образуют определенные последовательности. Такая диаграмма (носящая название «диаграммы Герцшпрунга — Рессела») для близких звезд, удаленных от Солнца на расстояние, не превышающее 5 парсек, изображена на рис. 1.2. Из этого рисунка видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, тянущейся от верхнего левого угла диаграммы вниз вправо. Эта полоса называется «главной последовательностью». Спектральный класс звезд главной последовательности непрерывно меняется от В до М. Кроме этой последовательности, вырисовывается небольшая группа из пяти звезд, расположенная в нижнем левом углу диаграммы. Эти звезды принадлежат к сравнительно «раннему» спектральному классу и имеют абсолютную величину 10—12m, т. е. их светимость в сотню раз меньше, чем у Солнца, а цвет «белый». Поэтому эта группа звезд уже давно получила название «белых карликов».
Рис. 1.2: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для ближайших к Солнцу звезд.
Однако изображенная на рис. 1.2 диаграмма не является, если можно так выразиться, «представительной». На рис. 1.2 нанесены подряд все близкие к Солнцу звезды и, следовательно, редкие типы звезд, удаленных от Солнца на расстояния, превышающие 5 парсек, на такую диаграмму попасть не могли — в окрестностях Солнца их просто нет. На рис. 1.3 изображена диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звезд с известными светимостями и спектрами. Наряду с близкими звездами сюда попали и достаточно удаленные звезды с высокой светимостью. Мы видим, что эта диаграмма имеет уже другой вид по сравнению с диаграммой, изображенной на рис. 1.2. Общей для обеих диаграмм является наличие уже известной нам главной последовательности. Однако на рис. 1.3 эта последовательность продвинута еще вверх и налево, что объясняется включением в нее удаленных весьма редких звезд высокой светимости спектрального класса О. На обеих диаграммах хорошо видна группа белых карликов, однако на рис. 1.3 она продолжается в сторону более холодных звезд. На рис. 1.3 видна немногочисленная последовательность звезд, расположенная ниже главной последовательности. Это — так называемые «субкарлики». Спектральные исследования выявили очень любопытную особенность. Химический состав их резко отличается от состава звезд главной последовательности малым обилием тяжелых элементов, в частности, металлов. Как мы увидим дальше, это обстоятельство является ключом к пониманию, природы этих интересных звезд.
Рис. 1.3: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звезд с известными светимостями и спектрами. Крестиком обозначено Солнце.
Однако самым значительным различием между обсуждаемыми диаграммами является наличие на диаграмме, изображенной на рис. 1.3, последовательности, вернее, группы «гигантов», расположенных в верхнем правом углу. Это звезды высокой светимости, поверхностные температуры которых сравнительно низки (спектральные классы К и М). Отсюда следует, что радиусы этих звезд очень велики, в десятки раз больше солнечного. Они получили названия «красных гигантов», объекты же наибольшей светимости, принадлежащие к этой группе звезд, называются «сверхгигантами».
Особый интерес для проблемы эволюции звезд, как эта будет видно в § 12, представляют диаграммы Герцшпрунга — Рессела, построенные для более или менее компактных групп звезд, получивших название «скоплений». Различают два типа скоплений — «рассеянные» и «шаровые». Помимо своей весьма правильной, сфероидальной формы, шаровые скопления отличаются огромным количеством входящих в их состав звезд (порядка сотни тысяч) и весьма характерным пространственным распределением. Они совершенно не концентрируются к галактической плоскости и обнаруживают сильнейшую концентрацию к центру нашей звездной системы. Как показывают спектральные исследования, входящие в состав шаровых скоплений звезды бедны металлами и вообще тяжелыми элементами. В этом отношении (так же как во многих других) звезды, входящие в состав таких скоплений, тождественны субкарликам, имеющим, кстати сказать, такое же пространственное распределение в Галактике. Важность построения диаграмм Герцшпрунга — Рессела для звездных скоплений состоит в том, что все члены одного скопления по причине того, что они образовались из одного газово-пылевого облака межзвездной среды, имеют приблизительно одинаковый возраст. Бросается в глаза, что вид диаграмм Герцшпрунга — Рессела для различных скоплений весьма различен. Например, начало главной последовательности у разных скоплений приходится на различные спектральные классы. Заметим также, что общий вид диаграммы для рассеянных и шаровых скоплений весьма различен (рис. 1.4—1.8). О причине этих примечательных различий речь будет идти в § 12. Подчеркнем еще раз, что создание таких диаграмм[ 1 ], потребовавшее большого труда по прецизионному измерению видимых величин и цветов огромного количества звезд, имеет непреходящее значение для нашей науки. Построение таких диаграмм не требует знания расстояний до скоплений. Важно только то, что все звезды скопления находятся от нас на практически одинаковом расстоянии. Сейчас известны диаграммы Герцшпрунга — Рессела более чем для 300 скоплений в нашей Галактике и 50 скоплений в Магеллановых Облаках, причем не найдено ни одного скопления, для которого диаграмма была бы необъяснима сточки зрения развиваемой далее теории.
Рис. 1.4: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Плеяды.
Мы уже обратили внимание на весьма специфическое пространственное распределение шаровых скоплений и субкарликов. Эти объекты образуют в нашей Галактике подобие некоторой почти сферической «короны» с сильной концентрацией к галактическому центру. Вместе с тем, пространственное распределение других объектов сильно отличается от «сферического». Например, массивные горячие звезды главной последовательности, а также, как мы увидим в следующем параграфе, облака межзвездного газа образуют в нашей Галактике весьма уплощенную систему, концентрирующуюся к плоскости галактического экватора. На расстояниях, заметно превышающих 100 пс от указанной плоскости, таких объектов уже очень мало: Пространственное распределение большинства звезд главной последовательности с умеренной и малой массой является как бы «промежуточным» между двумя описанными выше крайними случаями. Эти звезды концентрируются одновременно и к галактическому центру, и к галактической плоскости, образуя гигантские диски толщиною в несколько сотен парсек[ 2 ].
