К сожалению, метод тригонометрических параллаксов работает до расстояний порядка 30 парсеков, поскольку надежные измерения параллакса отдельной звезды можно вести с точностью, не превышающей 0,03. Далее необходимо учитывать параллаксы, относящиеся к звездным скоплениям, — это дает достаточно надежные результаты для расстояний в 10–20 раз больших.
Следующее расширение масштаба связано с переходом к расстояниям порядка размера Галактики (20–30 килопарсеков), а также к межгалактическим расстояниям в миллионы и десятки миллионов парсеков и космологическим миллиарды парсеков. И здесь потребовались новые приемы измерения.
Необходимость смены методов при переходе к иным масштабам не должна вызывать удивление. Нельзя, пользуясь одной и той же метровой линейкой, одинаково хорошо измерять объем комнаты, молекулы и галактики. Каждая область требует своего подхода — важна лишь стыковка с исходным метром. Поэтому естественно, что метод тригонометрических параллаксов, хорошо приспособленный для определения размеров в ограниченной околоземной окрестности — от Луны до не слишком далеких звезд, перестает работать там, где угловые измерения становятся ненадежны[82]. Основную роль начинают играть иные стандарты — звезды с хорошо выраженной зависимостью между периодом пульсаций и светимостью (цефеиды) и, наконец, самые общие свойства источников излучения (допплер-эффект). На этих методах мы немного остановимся в следующих разделах — они оказались ключом к открытию крупнейших космических структур.
Что же касается звезд — здесь астрономы шаг за шагом изыскивали возможности определения важнейших параметров.
Не так уж хитро, хотя и крайне ограниченно, удавалось измерять массы. В этой задаче срабатывали те же методы, которые были найдены при исследовании планет Солнечной системы. Если для двойной звезды удавалось оценить орбиту каждой компоненты и период обращения, то дальше включались обычные математические методы небесной механики, и массы вычислялись из системы уравнений. Другое дело, что ситуация, когда известно расстояние до двойной звезды, и ее компоненты достаточно разнесены для четкого выделения орбитального движения, встречается весьма редко. В большинстве случаев приходится прибегать к косвенным методам, дающим очень приближенные оценки. К сожалению, до сих пор вообще не существует прямого метода определения массы одинокой звезды — здесь приходится давать чисто аналоговую оценку, сопоставляя объект со звездами того же цвета и спектрального класса.
Немалые трудности встретились и при измерении звездных радиусов. Лишь для близких звезд можно напрямую определить угловой размер диска, причем основано это на весьма тонких оптических методах. В 1890 году американский физик-экспериментатор Альберт Абрахам Майкельсон (1852–1931) предложил использовать для астрономических целей интерферометр. Идея сводилась к следующему. Свет от точечного источника, проходя сквозь пару щелей, создает на расположенном сзади экране характерную интерференционную картину красивый узор из ярких и темных линий. Однако если источник обладает неисчезающим угловым размером, то при определенном расстоянии между щелями эта картина разрушается. Зная это расстояние и длину волны света, можно оценить и угловой диаметр звезды, после чего, используя известное расстояние до звезды и простые правила тригонометрии, найти ее радиус.
Другая возможность существует для затменных двойных звезд. Если удается определить орбитальные скорости компонент, то радиусы неплохо оцениваются просто по длительности затмений. Удобство метода кроется в том, что радиусы иногда измеряются даже без предварительного выяснения расстояния до звезды. Наконец, в связи с развитием теории теплового излучения появился еще один очень общий, хотя и не слишком точный, метод расчета радиусов — по известной светимости и эффективной температуре звезды оценивалась площадь ее поверхности.
Хотя масса и радиус, бесспорно, очень важные характеристики звезды, центральной в наблюдательном отношении характеристикой является ее энергетическая активность. Главное, что можно извлечь из наблюдений, — это количество и качество звездного излучения, то есть светимость звезды и ее спектральный тип.
Классификация по видимому блеску предполагала, что яркость звезд, отстоящих друг от друга на 5 звездных величин, отличается ровно в 100 раз[83]. Яркость определяется потоком излучения — количеством энергии, которое в единицу времени попадает на единичную площадку сферы, которой мысленно окружают звезду. Зная радиус этой сферы г (расстояние от наблюдателя до звезды) и поток излучения, можно по простой формуле найти светимость: L = 4πr2F.
Классификация становилась все детальней. Звезды различаются не только по блеску, но и по виду спектра, что было открыто еще Фраунгофером. Итальянский астроном, директор Римской обсерватории Пьетро Анджело Секки (1818–1878), первым обратил внимание на связь между цветом звезд и их спектром. В работах периода 1863–1868 годов он разделил звезды на 4 группы по их спектральным особенностям (типичным линиям поглощения), характеризуя каждую группу определенным цветом: белым, желтым, оранжевым и красным.
Обилие спектральных портретов, полученных к концу 19 века, вызвало потребность в более подробном описании. В двух публикациях 1889 и 1897 годов директор Гарвардской обсерватории американец Эдвард Чарльз Пикеринг (1846–1919) предложил удобные буквенные обозначения для каждого класса, а впоследствии каждый класс был разбит на 10 групп, нумеруемых цифрами от 0 до 9. Последовательность классов, принятая ныне, задается буквами О, В, A, F, G, К, М[84]. Солнце по этой схеме относится к классу G2, Сириус — А1.
Для класса G характерны, например, сильно выраженные спектральные линии кальция и сравнительно ослабляющиеся при переходе от G0 к G9 линии водорода. Поэтому, зарегистрировав эти особенности в спектре какой-то звезды, мы можем полагать, что она довольно близка по свойствам к Солнцу.
Важную роль сыграла цветовая классификация, поскольку звезды по-разному излучают в различных диапазонах длин волн. Цвет можно довольно точно задавать количественно, применяя соответствующие оптические фильтры. Видимые звездные величины дополнительно различают по тому, сквозь какой фильтр они наблюдаются. Соответствующие индексы: R (красный), V (желтый, или визуальный, в основном соответствующий восприятию нормальным человеческим глазом), pg (фотографический, соответствующий данным на фотопластинках), В (голубой), U (ультрафиолетовый) присоединяются к указанию видимой или абсолютной звездной величины. Численная оценка показателя цвета делается по разности величин звезды, полученных в голубом и желтом фильтрах (так называемый B-V показатель). Это позволяет довольно точно включить звезду в один из спектральных классов.
Спектральные исследования открыли путь к определению эффективной температуры звездных поверхностей, точнее, верхних слоев звездной атмосферы. Оказалось, что спектральные классы содержат и своеобразную температурную классификацию звезд. Самые горячие — звезды класса О имеют поверхностные температуры порядка 30–40 тыс. градусов, самые холодные относятся к классу М, и их температура заключена в интервале 2,5–4 тыс. градусов.
Эта связь оказалась далеко не единственной. Вдоль последовательности спектральных классов — от М к А — возрастают массы, радиусы и светимости звезд. Это обстоятельство довольно легко усмотреть из диаграмм, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (обычно от А до М) или показатели цвета, а по оси ординат — интересующая нас величина, например, масса или светимость.
Видимо, впервые использовал такую возможность датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967), установивший в 1905 году зависимость между абсолютной звездной величиной и спектральным классом. Очень важный результат Герцшпрунга — разделение звезд по классам светимости на карликов и гигантов. Дело в том, что звезды одного и того же спектрального класса могут обладать чрезвычайно различной (в тысячи раз!) светимостью. При одинаковой температуре поверхности объяснить это можно только очень большим различием в радиусах. Предварительный отсев особо крупных и очень малых звезд позволил увидеть довольно четкую зависимость для обычного звездного населения[85]. Идея Герцшпрунга была развита директором обсерватории Принстонского университета в США Генри Норрисом Ресселом (1877–1957), который тщательно проанализировал диаграмму «спектр — абсолютная звездная величина», впоследствии названную диаграммой Герцшпрунга — Рессела.
Положение звезды на диаграмме такого типа оказалось не просто наглядной и удобной формой записи информации о ее состоянии. Рессел догадался, что перед ним какая-то эволюционная последовательность. Звезда, сжимаясь под действием гравитации, разогревается, путешествуя по верхнему краю диаграммы от области красных гигантов до класса О главной последовательности. Затем она спускается в диагональном направлении по главной последовательности, проходя фазу, в которой находится сейчас желтый карлик — Солнце, фазу красных карликов и, наконец, превращается в невидимый выгоревший объект. Такова была одна из первых попыток создать модель звездной эволюции. Для ее успеха не хватало еще многих данных, необходимых представлений об энергетических запасах звезд.
