НАСКОЛЬКО ГОРЯЧИ ЗВЕЗДЫ?

Наиболее важной характеристикой звезды, а также тем свойством, которое дает нам возможность вообще видеть звезды, является высокая температура. Звезды настолько горячи, что их вещество, очевидно, не может существовать ни в твердом, ни в жидком состоянии, а должно быть целиком газообразным.

В физике и астрономии принято пользоваться температурной шкалой, которая называется шкалой Кельвина, или абсолютной. Шкала эта исчисляется от самой низкой температуры, которую теоретически можно достигнуть. Абсолютный пуль в этой шкале приходится на 273° С ниже нуля, или ниже точки замерзания воды по шкале Цельсия. Следовательно, чтобы выразить температуру в шкале Кельвина, или в абсолютной шкале, нужно

прибавить 273° к температуре в шкале Цельсия; например, обычная температура кипения воды 100°С равна 373 К.

Тело при любой температуре выше абсолютного нуля всегда излучает энергию. Хотя при низких температурах такое излучение очень незначительно, оно в соответствии с законом Стефана становится весьма существенным для горячих тел:

Количество энергии, излучаемое в единицу времени =

= Постоянная X (Абсолютная температура)4,

т. е. Е = сгТ4,

где о — постоянная Стефана — Больцмана (см. приложение II). Например, средняя температура Земли составляет около 300° К, или 1/200 температуры Солнца, которое, следовательно, испускает в 204, или в 160 000, раз болыце энергии на единицу площади поверхности, чем Земля. Мы Можем измерить количество энергии, получаемое на Земле от данной звезды, а если мы к тому же знаем расстояние до звезды и ее размер, как в случае некоторых затменных систем, то мы можем вычислить, сколько энергии отдает каждый квадратный сантиметр звездной поверхности. Эта величина, в свою очередь, связана с температурой поверхности по закону Больцмана, и, следовательно, мы имеем метод определения температуры звезд, блеск и угловые размеры которых известны (см.

Для некоторых звезд с известной видимой звездной величиной угловой диаметр можно измерить при помощи звездного интерферометра Майкельсона или нового прибора, называемого фотонно-корреляционным интерферометром. Если параллакс звезды известен, то кроме температуры мы можем также найти диаметр звезды, поскольку

Диаметр (в астрономических единицах) == Расстояние

(в парсеках) X Угловой диаметр (в угловых секундах).

К счастью для нас, температурой определяется не только ког личество, но также и качество или цвет излучения. Каждый знаком с тем, как по мере роста силы тока меняется цвет спирали электрической плитки. Сначала спираль светит тусклым красным светом, затем становится ярко вишневой, а если ток по неосмотрительности все еще продолжает расти, то цвет постепенно изменяется до оранжевого, желтого и белого. Это не означает, что в каждом случае испускается только один цвет. Как мы уже видели, раскаленное твердое тело излучает свет всех цветов.

Лучшее представление об этом явлении мы можем получить, изучая источники света различной температуры со спектрографом. При помощи подходящего для измерения энергии прибора можно определить, сколько энергии вносится каждым

Рис. 31. Элергия, испускаемая идеальным излучателем (черное тело) при различных температурах.

Кривые показывают относительную энергию, излучаемую в различных дойнах волн при разных температурах (К). Данный диапазон длин волн от 3000 до 10 000 А как раз соответствует диапазо iy, в котором мо/кно измерять энергию звезды с поверхности Земл? единичным интервалом длин волн, или цветом, в диапазоне тем- ператур, скажем, от 4000 до 20 000 К. Рис. 31 иллюстрирует типы кривых, которые были бы при этом получены; в действительности эти кривые вычислены по формуле излучения Планка (см. приложение II), поскольку на Земле не так-то легко осуществить стационарные источники излучения при точно известных температурах в диапазоне 4000—20 000 К.

Оказалось, что кривые распределения энергии по спектру полезны при оценке звездных температур. Вместо спектрографа С узкой щелью и фотографической пластинкой астроном исполь- аует широкую прорезь, достаточную, чтобы через нее прошел свет всей звезды, и перемещающийся по всему спектру фотоэлемент. С тем же прибором он записывает спектр, или, как говорят, сканирует спектр лампы-стандарта, распределение энергии в спектре которого было установлено путем его сравнения с распределением энергии излучения полости — черного тела, поддерживаемой при некоторой известной постоянной температуре, например температуре плавления золота. Записи спектра одной и той же звезды, сделанные на разных ее высотах над горизонтом, Позволяют определить прозрачность земной атмосферы, которую не так-то легко оценить, особенно в ультрафиолете. Эти данные (рис. 32) позволяют астроному вычислить из наблюдаемого распределения энергии истинное распределение энергии в спектре.

На рис. 33 мы можем сравнить кривую энергии распределения, полученную для Солнца, с теоретической кривой для температуры 5800 К. Хотя формы этих двух кривых в какой-то мере сходны, имеются и вполне реальные расхождения, весьма многозначительные с точки зрения строения наружных слоев Солнца, В чем мы убедимся уже в следующем разделе этой главы.

Рис. 32. «Разрез» спектра звезды Канопус (аКиля).

Зеленая и желтая области спектра между 6000 и 5000 А записаны с несколько меньшим увеличением, чем область от 5000 до 3500 А. Энергия, «съедаемая» спектральными линиями, показана штриховкой. Обратите внимание на сильные линии Н н К с коротковолновой стороны от 4000 А. Резкий спад на кривой распределении энергии у 3500 А обусловлен непрерывным поглощением атомарным кислородом.

Рис.

Интенсивность ^солнечной радиации, усредненная по диску Солнца (в ваттах на 1 см2 на единицу телесного угла для полосы пропускания 20 А), нанесена в зависимости от длины волны А.. На более длинных волнах данные наблюдений указаны отдельными точками. Пунктирная кривая — планковская (идеальный излучатель, илн черное тело) для 5000 К •(в тех же единицах). Обратите внимание на прекрасное согласие теории и наблюдений на более длинных волнах и заметные расхождения на более коротких волнах.

в фиолетовой части спектра. Максимум энергии еще более горячей звезды будет приходиться на «ракетный» и «спутниковый» ультрафиолет короче 2900 А. Довольно примечательно, что энергетическую кривую Солнца можно достаточно хорошо воспроизвести теоретической кривой для 5800 К, как если бы солнечное излучение исходило из слоев, температура которых меняется от 4400 до 8000 К. Конечно, объясняется это тем, что самые верхние слои солнечной атмосферы слишком холодны и разрежены и поэтому не могут дать большого вклада в общее излучение, а излучение очень глубоких и горячих областей сильно поглощается на пути к поверхности.

Еще одну разновидность температуры можно определить по виду линейчатого спектра.

Со многих точек зрения наиболее удобно понятие эффективной температуры, под которой понимается температура идеально черного сферического тела размером, равным размеру звезды, и с точно такой же мощностью излучения. Эффективную температуру измерить непосредственно можно лишь для очень немногих звезд. Для этого необходимо измерить полную энергию, получаемую от звезды над земной атмосферой, и знать угловой диаметр звезды. Когда наблюдения с искусственных спутников станут достаточно совершенными, такая программа обещает дать более или менее точные результаты. В настоящее же время наилучший метод состоит в определении количества энергии, получаемого на Земле от звезд, угловой диаметр которых можно измерить.

L = 4яЯ2(т71

где Те — эффективная температура звезды, а по закону Стефана излучательная способность звезды равна аТ^,

В главах 8 и 9 мы увидим, что расчеты истории жизни звезды (общепринято называть ее эволюцией) дают для каждой стадии развития радиус и светимость звезды, а следовательно, и эффективную температуру ее поверхности. Для большинства звезд радиус наблюдать непосредственно нельзя, но эффективную температуру можно определить по цвету или по спектру. Зная видимую звездную величину и расстояние, можно вычислить абсолютную звездную величину. Чтобы получить истинную светимость звезды, нам необходимо найти болометрические поправки, которые зависят от температуры звезды (приложение IV).