Часть I
Как узнать возраст звезд?

В 1835 году философ-позитивист Огюст Конт писал: «Не существует разумного способа, которым мы могли бы когда-либо определить химический состав звезд». Он не знал тогда, что, по сути, первые шаги к этому определению уже предприняты и вскоре после его смерти, в 1857 году, процесс будет завершен.

Эти первые шаги были сделаны в 1802 году, когда Конту было всего четыре года от роду, английским ученым и врачом Уильямом Волластоном. Несмотря на частичную потерю зрения в 1800 году, этот ведущий исследователь того времени смог сделать значительный вклад в оптику. Его открытие 1802 года было сделано во время изучения радужного спектра солнечного луча, пропущенного через узкую щель и стеклянную призму (опыт Исаака Ньютона). Волластон заметил, что между цветами радуги видны темные полосы: он насчитал две в красном спектре, три в зеленом и еще две в диапазоне от голубого до фиолетового. Ученый ошибочно заключил, что это просто зазоры между цветами, и не продолжил исследование феномена. Однако его открытие заинтриговало других исследователей, в особенности немца Йозефа фон Фраунгофера, которому в 1810-х годах удалось добиться намного более детального спектра и обнаружить 574 отдельные темные полоски. Сегодня их известно даже больше, они получили название фраунгоферовых линий. Полоски сосредоточены на коротком отрезке спектра и напоминают штрихкод. Но откуда же они взялись?

Отчасти на этот вопрос своими опытами сумели ответить в 1850–1860-х годах немецкие ученые Роберт Бунзен и Густав Кирхгоф. Имя Бунзена известно каждому, кто когда-либо изучал химию, благодаря легендарной бунзеновской горелке, хотя на самом деле придумал ее Майкл Фарадей, а доработал ассистент Бунзена Петер Десага (он использовал имя своего более известного руководителя для продвижения собственной модели устройства). Впрочем, важно, не кто был автором горелки, а что Бунзену и Кирхгофу удалось с ней сделать.

В начале 1850-х годов в Гейдельберге провели трубопровод для снабжения горючим угольным газом (метаном) домов и фабрик, а также научных лабораторий при университете. Это вдохновило Бунзена на эксперименты с пресловутой горелкой. Внутри нее кислород строго определенным образом соединяется с угольным газом, продуцируя прозрачный огонь, идеальный в использовании для «реакции в пламени», идентифицирующий вещества по окраске, которую они придают огню. Изначально Бунзен использовал для калибровки своих наблюдений цветные фильтры, но Кирхгоф решил, что точнее будет проводить анализ с помощью спектроскопа. Они совместно создали аппарат с узкой щелью для света, специальным устройством для сужения луча – коллиматором, призмой для преломления луча и получения радужного спектра, а также линзой, похожей на микроскопную, для изучения спектра. Хотя Фраунгофер тоже применял в работе призму и линзу, только здесь впервые все эти компоненты оказались объединены в один инструмент – спектроскоп.

Гейдельбергские исследователи знали, что при помещении в прозрачное пламя бунзеновой горелки разные вещества окрашивают его в разные цвета. Так, натрий делает огонь желтым, а медь – зеленым или голубым. Ученые проанализировали свет пламени с помощью спектроскопа и обнаружили, что каждый элемент при нагревании образует яркие линии на спектре с конкретными длинами волн: натрий в желтой части спектра, медь в зеленой или голубой и так далее. (Желтые линии натрия были известны и Фраунгоферу: с их помощью он проверял оптические свойства стекла и именно поэтому стал изучать солнечный спектр.) Немецкие специалисты вскоре поняли, что четкие линии на спектре образует любой нагретый предмет. Однажды вечером, находясь в своей гейдельбергской лаборатории, они сумели проанализировать свет от крупного пожара в Мангейме, вспыхнувшего на расстоянии 17 км, и обнаружили в зареве признаки наличия стронция и бария.

Спустя несколько дней Бунзен и Кирхгоф гуляли по городу вдоль реки Неккар, обсуждая эксперимент с пожаром. По легенде, Бунзен сказал Кирхгофу примерно следующее: «Если мы смогли узнать, что горело в Мангейме, то наверняка сможем узнать то же и о Солнце. Только вот люди примут нас за сумасшедших фантазеров».

Тем не менее ученые обратили свое внимание на спектр Солнца и выявили, что многие из темных линий, открытых Фраунгофером, находятся в той же части спектра, точно на тех же длинах волн, что и яркие линии, формируемые различными веществами при нагревании в лаборатории. Естественно было предположить, что эти элементы присутствуют во внешнем слое Солнца, но имеют меньшую температуру, чем более глубокие слои, так что при прохождении света изнутри наружу они забирают его часть из спектра на определенных длинах волн, вместо того чтобы добавить к нему яркие линии. Такое понимание происходящего, в частности, сформулировал Кирхгоф. В то время никто не знал, как образуются эти линии. Чтобы понять это, пришлось ждать разработки квантовой теории структуры атома в XX столетии. Но даже без этого знания уже в 1860-х годах удалось выяснить состав Солнца, а в дальнейшем применить тот же принцип для определения того, из чего состоят другие звезды. Утверждают, что, вспомнив тот разговор на берегу реки, Кирхгоф сказал: «Бунзен, так я сумасшедший!» И тот ответил: «Кирхгоф, я тоже!» Открытие Кирхгофа было представлено Прусской академии наук в Берлине 27 октября 1859 года. Сегодня этот день считается началом истории астрофизики (хотя сам термин появился лишь в 1890 году).

Чтобы опровергнуть Конта, понадобилось всего три десятилетия. Хотя заключения астрономов не всегда были верны. До конца XIX века им удалось доказать наличие в спектре Солнца, а также отчасти и звезд множества элементов, существующих на Земле. После чего они естественным образом пришли к заключению, что состав Солнца близок к составу Земли. Но ученые ошиблись. Звезды намного проще по строению, и сегодня нам известно, что они (включая Солнце) состоят преимущественно из водорода и гелия, а других элементов там совсем немного. Однако в начале 1860-х годов никто еще не знал о существовании гелия. Его открытие дало начало эре солнечной – и звездной – спектроскопии.

Важнейшую роль в открытии гелия сыграл английский астроном Джозеф Локьер, проводивший в 1860-е годы много времени в наблюдениях за Солнцем (по основной профессии он был клерком Военного министерства в Лондоне). Локьер старался узнать обо всех новостях спектроскопии, поступавших из лаборатории Бунзена и Кирхгофа, и применить передовые приемы в своих наблюдениях. С помощью спектроскопии он доказал, что темные пятна на Солнце свидетельствуют о наличии близ поверхности светила (в солнечной короне) газа с относительно низкой температурой и поглощении им света от горячих газов в предыдущих слоях. Это выдающееся открытие было совершено 20 октября 1868 года, когда Локьер смог проанализировать свет внешних слоев Солнца новейшим спектроскопическим оборудованием.

Буквально за несколько месяцев до этого, 18 августа, внешние слои Солнца удалось спектроскопически изучить во время наблюдаемого с территории Индии затмения. Это было первое изученное затмение с момента публикации предположения Кирхгофа, что фраунгоферовы линии говорят о наличии на Солнце различных химических элементов, и наблюдал его французский астроном Пьер Жансен. В момент, когда Луна перекрыла яркий свет с поверхности Солнца, он смог определить линии в спектре материи, находящейся непосредственно над поверхностью звезды, в так называемой хромосфере. Там обнаружились яркие линии, в том числе желтая полоска, длину волны которой впоследствии определили в 587,49 нанометра, очень близкая к линиям натрия. Спектральные линии были настолько яркими, что Жансен осознал возможность заметить их даже вне периода затмения. Он продолжал наблюдения до момента возвращения в Европу.

Еще не зная о результатах Жансена, 20 октября Локьер обнаружил с помощью своего спектроскопа ту же желтую линию. Уже 26 октября, всего через несколько дней, открытия Жансена и Локьера были представлены Французской академии наук. Вскоре Локьер делает еще один шаг вперед и заявляет, что эта линия, должно быть, признак ранее неизвестного элемента. Он дает ему имя «гелий» в честь греческого бога солнца Гелиоса.

Такое заявление вызвало противоречивые отклики. Многие ученые предпочитали думать, что линия порождена водородом, подвергнутым воздействию колоссальных температур и давления. Но в 1895 году физик Уильям Рамзай обнаружил, что выделявшийся из урана ранее неизвестный газ дает в спектре яркую желтую линию, близкую к натриевым. Сначала он назвал этот газ криптоном, но затем его коллега Уильям Крукс заметил, что линия расположена в том же самом месте, что указали Локьер и Жансен, и Рамзай понял, что неизвестный газ – это гелий. (Позже он все-таки назвал другой газ криптоном.) Таким образом, спектроскопия предсказала открытие гелия на Земле за 27 лет до этого события.

К тому времени Джозеф Локьер уже был профессиональным астрономом. В 1869 году он стал одним из основателей научного журнала Nature и руководил им в течение первого полувека его существования. В 1890 году Локьера назначили директором обсерватории физики Солнца в Южном Кенсингтоне, в этой должности ученый проработал вплоть до своей отставки в 1911 году. В 1897 году, не в последнюю очередь за открытие гелия, Локьер был пожалован рыцарским титулом.

Как показало открытие гелия, прогресс в астрономии во многом обязан открытию звездной спектроскопии, а также другим техническим разработкам. Среди них значительное место занимает фотография, которая, помимо всего прочего, сделала возможным регулярную фиксацию звездных спектров для дальнейшего изучения и сопоставления с другими спектрами. Но прежде чем рассказать об этом, имеет смысл на время перескочить в 1920-е, к новому шагу, сделанному в сторону понимания состава звезд.

Этот новый шаг был сделан ученым, родившимся на стыке веков, в 1900 году. И это была женщина, а в то время представительницы слабого пола редко становились выдающимися учеными.

Сесилия Пейн получила стипендию на обучение в кембриджском Ньюнем-колледже (единственный путь получения университетского образования) в 1919 году. Она изучала ботанику, физику и химию, но случайно посетила лекцию Артура Эддингтона об африканской экспедиции по изучению солнечного затмения, во время которой он «доказал правоту Эйнштейна», измерив отклонение Солнцем света далеких звезд. Лекция разожгла в Сесилии интерес к астрономии, и она посетила день открытых дверей университетской обсерватории. Количество задаваемых ею вопросов заставило Эддингтона заинтересоваться студенткой и предложить ей посещать обсерваторскую библиотеку. Там девушка зачитывалась журналами по астрономии со статьями о последних открытиях.

Завершив обучение (до 1948 года Кембридж не выдавал женщинам дипломы, поэтому, выпустившись, Сесилия не могла получить ученую степень), Пейн начала поиски места, где она могла бы продолжить изучение астрономии. Построить исследовательскую карьеру в Великобритании было невозможно: женщины-ученые в то время могли занимать лишь преподавательские должности. Эддингтон познакомил ее с Харлоу Шепли из Гарварда, который предложил выпускнице поступить в докторантуру (несмотря на формальное отсутствие диплома), и в 1923 году Сесилия уехала в Штаты. Всего два года спустя она защитила блистательно выполненную докторскую и стала первой женщиной, получившей степень в колледже Рэдклифф (за работу, проведенную в обсерватории гарвардского колледжа). В диссертации доказывалось, что Солнце преимущественно состоит из водорода. Однако в духе того времени эта идея не считалась заслуживающей доверия до тех пор, пока два астронома мужского пола не пришли к тому же выводу во время независимых экспериментов.

При изучении солнечного спектра Сесилия Пейн использовала недавнее открытие индийского физика Мегнада Сахи: усложнение рисунка линий в звездном спектре (или фраунгоферовых линий Солнца) происходит в том числе в результате воздействия на разные части атмосферы звезды разных физических условий. К 1920-м годам физики уже знали то, что не могли знать Бунзен и Кирхгоф: атомы состоят из ядер, вокруг которых на некотором расстоянии вращаются электроны. Темные линии в спектре возникают тогда, когда электрон поглощает свет на определенной длине волн и переходит внутри атома на более высокий энергетический уровень. Яркие линии возникают, когда электрон переходит на более низкий энергетический уровень и испускает излучение (сегодня мы бы сказали, фотоны). Атом, потерявший один или несколько электронов, называется ионом. Спектры ионов, соответственно, отличны (и это отличие можно измерить) от спектров исходных атомов. Пейн измерила линии поглощения звездных спектров и продемонстрировала, как температура (преимущественно) и давление в атмосфере звезды влияют на ионизацию ее атомов. Именно она усложняет рисунок линий: неионизированные атомы давали бы более простой рисунок. Спектры разных звезд отличаются друг от друга не вследствие разного состава, а из-за различного уровня ионизации их атмосфер.

Выдающееся достижение Сесилии Пейн состоит в том, что она сумела распутать сложнейшие сочетания сотен фраунгоферовых линий и выяснила, какое соотношение разных элементов на разных стадиях ионизации необходимо для объяснения наблюдений. Получить некоторое представление о сложности поставленной ею задачи можно хотя бы из того, что астроном Отто Струве позднее назвал ее работу «самой блестящей из всех, когда-либо написанных по астрономии». Сесилия выяснила пропорции восемнадцати элементов в составе Солнца и звезд и обнаружила, что везде они почти идентичны. Однако самой большой неожиданностью стало то, что, согласно ее выводам, Солнце и звезды почти полностью состоят из водорода и гелия. Если она права, все остальные элементы вместе взятые составляют всего 2 % не только ближайшей к нам звезды, но и всех прочих. Большая часть материи Вселенной – это всего два самых легких элемента. В 1925 году это открытие казалось невероятным. Пейн была уверена в корректности своих умозаключений, но, когда Шепли отправил черновик ее диссертации в Принстонский университет Генри Расселлу, чтобы получить независимый отзыв, тот однозначно назвал выводы диссертации «совершенно невозможными». По совету Шепли, Пейн добавила в работу такие слова: «огромный избыток этих элементов [водорода и гелия] в атмосфере звезд почти наверняка не имеет отношения к реальности». И ее диссертация была принята, она получила степень доктора наук и написала книгу Stellar Atmospheres («Звездные атмосферы»), убеждавшую астрономов в том, что выводы Сесилии, напротив, почти наверняка верны.

Изменению стереотипов способствовало независимое подтверждение результатов Пейн другими астрофизиками. В 1928 году немецкий астроном Альбрехт Унзольд провел детальный спектроскопический анализ солнечного света и обнаружил, что сила водородных линий указывает на наличие в составе Солнца примерно миллиона атомов водорода на один атом любого другого элемента. Год спустя ирландский астроном Уильям Маккри подтвердил эти результаты с помощью другого спектроскопического приема. О чем говорят эти исследования? Прежде всего о том, что, хотя Сесилия Пейн и была выдающимся исследователем, которому принадлежит заслуга первооткрывателя, это открытие должно было свершиться, потому что пришло его время. Техническое развитие в 1920-е годы делало его почти неизбежным. В 1929 году, осуществив подобный анализ с использованием другого подхода, Расселл сам опубликовал статью, в которой согласился с результатами Пейн и отдал должное ее заслугам. К несчастью, из-за высокого авторитета Расселла в астрономической среде какое-то время многие ученые считали автором открытия именно его (им следовало бы лучше разбираться в науке или хотя бы внимательнее читать его статью).

Пейн сделала выдающуюся карьеру астронома. В 1934 году она вышла замуж за астрофизика, русского эмигранта Сергея Гапошкина, и осталась в истории как Сесилия Пейн-Гапошкина. Она проработала в Гарварде всю жизнь, несмотря на свой небольшой «женский» заработок и низкий статус. В течение многих лет ее официальная должность именовалась «технический ассистент», несмотря на передовые исследования и преподавательскую деятельность, присущую профессору. Только в 1956 году она стала первой женщиной в Гарварде, получившей статус штатного профессора. Впрочем, как и большинство ученых, Сесилия не гналась за статусом или доходом. В 1976 году, за три года до ее кончины, Американское астрономическое общество присудило ей престижную премию имени посрамленного ею Генри Расселла. В своей речи на церемонии вручения она сказала, явно намекая на свою диссертацию о звездном спектре: «Главная награда для молодого ученого – это восторг, который испытываешь, понимая, что ты первым в мировой истории увидел или понял что-то». Да, даже если другие говорят, что это «совершенно невозможно».

Но и в конце 1920-х годов астрофизикам еще только предстояло понять всю значимость того факта, что атмосфера Солнца исключительно богата водородом. Пройдет еще почти два десятка лет, прежде чем они узнают, что и внутри звезд, в частности Солнца, тоже в основном находится водород (и отчасти гелий, но более тяжелых элементов там почти нет). Ученые долго пребывали в заблуждении относительно состава звезд, отчасти из-за неудачного совпадения, связанного с попыткой определить их температуру, о чем я расскажу далее.

Для нашего понимания природы звезд особенно важны два показателя температуры: на поверхности и в центре Солнца. Дальше с ними можно будет соотнести ряд известных нам физических данных.

Еще нам нужно знать расстояние от Земли до Солнца. Согласно открытым в XVII веке Иоганном Кеплером законам движения планет, расстояние от Солнца до Венеры составляет 72 % расстояния от Солнца до Земли. Но как определить реальное расстояние? К счастью, изредка (в последний раз это случилось в 2012 году) с Земли можно наблюдать Венеру, проходящую непосредственно через диск Солнца. Такие прохождения, или транзиты, в сочетании с законами Кеплера позволили вычислить расстояние от Земли до Солнца с помощью параллакса. Если прохождение наблюдается из двух значительно разнесенных точек на поверхности Земли, то момент пересечения Венерой края солнечного диска наступит для наблюдателей в разные моменты, поскольку они смотрят из разных углов. Зная их положение, с помощью геометрических расчетов несложно выяснить, что от нас до Солнца немногим менее 150 млн км. Из его видимого размера можно заключить, что диаметр Солнца примерно в 108 раз больше диаметра Земли.

Мы также можем узнать массу Солнца. Количество материи звезды определяет силу ее притяжения, именно оно удерживает на орбитах вокруг Солнца планеты, включая Землю. Наша планета облетает Солнце за один год и находится от него на расстоянии 150 млн км, отсюда можно рассчитать скорость ее движения. Сила, необходимая для удержания планеты на орбите, известна из основ физики, и ее принципы едины, неважно, удерживаются небесные тела с помощью гравитации или, скажем, с помощью натянутой между ними веревочки. Зная эту силу, мы можем применить ньютоновский закон всемирного тяготения и высчитать, что масса Солнца примерно в 332 940 раз больше массы Земли. Поскольку объем Солнца (пропорциональный кубу его радиуса) в миллион с небольшим раз больше объема Земли, средняя плотность Солнца оказывается примерно в три раза меньше плотности Земли и всего в полтора раза больше, чем у воды. Впрочем, как мы увидим, это среднее значение мало о чем нам может сказать.

Итак, нам известно, насколько далеко от нас расположено Солнце и насколько оно велико. Но какова его температура? К этому вопросу можно подойти с двух сторон. Во-первых, можно вспомнить наблюдения физика XVIII века Уильяма Гершеля. Он обратил внимание на то, что тепла полуденного солнца на экваторе достаточно, чтобы растопить слой льда на поверхности земли толщиной в дюйм (2,54 см) за два часа и двенадцать минут. Поскольку Солнце излучает энергию равномерно во всех направлениях, выходит, что за это время оно могло бы растопить ледяную сферу толщиной в один дюйм, окружающую Солнце и удаленную от него на расстояние Земли (300 млн км в диаметре). И чем ближе к светилу находились бы стенки такой сферы, тем быстрее она таяла бы, то есть за указанное время можно было бы растопить более толстый слой льда, но общий объем его в этой сфере оставался бы неизменным. Если мы максимально приблизим ее стенки к поверхности Солнца, их толщина составит больше полутора километров при сохранении времени таяния. Температура поверхности Солнца, необходимая для такого процесса, должна быть чуть ниже 6000 К.

Такой оригинальный физический опыт можно поставить для Солнца, но, конечно, не для измерения температуры других звезд. К счастью, есть и другой, более общий прием, который дает тот же ответ при измерении температуры на поверхности Солнца (что доказывает его эффективность). Он берет начало в другом труде много и плодотворно работавшего в различных областях Густава Кирхгофа.

В 1859 году проведенные исследования излучения горячих объектов позволили ему сформулировать так называемый закон Кирхгофа (не путать с открытыми им же правилами Кирхгофа для электрической цепи). Вот его суть: при любой конкретной температуре скорость, с которой объект излучает электромагнитную энергию (тепло и свет), равна скорости, с которой он поглощает электромагнитную энергию той же длины волн (или частоты). В 1859 году это была лишь вдохновенная догадка, но уже в 1861-м Кирхгоф провел эксперимент, доказавший ее правоту, а в 1862-м представил идею «идеального» излучателя и поглотителя, который получил название «черного тела». Такой объект поглощал бы все поступающее к нему излучение и в ответ, нагреваясь, излучал бы энергию по всему электромагнитному спектру, впрочем, по разным длинам волн неравномерно.

Существует очень простой опыт, позволяющий изучить излучение черного тела в лабораторных условиях. Возьмите металлическую коробку или запечатанную жестяную банку и проделайте в ней крохотное отверстие. Любое излучение, поступающее через него снаружи, будет многократно отражаться внутри от стенок и нагревать их. У вас получился идеальный поглотитель излучения и, как доказал Кирхгоф, такой же совершенный излучатель. «Идеальный» в данном случае означает, что излучение черного тела не зависит от его материала, размера, формы или иных физических характеристик. Значение имеет только температура. По мере нагревания часть излучения выходит наружу через отверстие и может быть изучено с помощью призм, спектроскопов и тому подобного. Можно даже специально активно нагревать коробку, например с помощью бунзеновской горелки. Непринципиально, как именно она нагреется, излучение всегда будет одинаковым. Оно называется излучением черного тела, или черным излучением. Важно понимать, что такое «черное тело» вовсе не обязательно черного цвета. Оно может оказаться мощным излучателем света и тепла. По сути, наше Солнце – почти идеальное черное тело, как и другие звезды.

Отсюда и ключ к измерению их температуры. В 1879 году, изучив результаты ряда экспериментов англичанина Джона Тиндаля, физик Йозеф Стефан сумел измерить общий объем электромагнитной энергии, испускаемой объектами при различных температурах. Он вывел соотношение температуры и энергии и с его помощью рассчитал температуру на поверхности Солнца, она оказалась чуть меньше 6000 К. Обнаруженная Стефаном пропорция была уточнена Людвигом Больцманом в 1884 году: он доказал, что она работает только в применении к черным телам. Сегодня мы называем ее законом Стефана – Больцмана.

В 1893 году Вильгельм Вин, работавший в Берлинском университете, довел эту фазу изучения излучения черного тела до логического завершения. График объема энергии, излучаемой черным телом на различных длинах волн, плавно поднимается от более низкого уровня на коротких волнах до пика на средних, затем вновь понижается на длинных. Чем выше температура, тем короче волны, на которых расположен пик энергии. Вин обнаружил, что температуру черного тела можно рассчитать, просто разделив 2,898 на длину волны пикового излучения (в миллиметрах). Это так называемый закон смещения Вина. Так, если пиковое значение энергии наблюдается на длине волны в 4 микрометра (то есть 0,004 мм), температура черного тела будет равна 724,5 К. Хотя этот закон представляется очень конкретным и простым в применении, он остается одним из самых полезных инструментов в астрофизике. С его помощью астрономы могут узнать температуру поверхностей звезд, просто измеряя пиковые длины волн для излучаемой ими энергии. Кстати, закон Вина легко наблюдать в быту.

Всем известно, что при нагревании объекты меняют цвет, а во времена повсеместного распространения каминов это было еще очевиднее: мой отец, например, любил прикуривать от раскаленной кочерги. При комнатной температуре кочерга, разумеется, была черной. По мере нагревания она раскалялась докрасна и отлично подходила для поджигания сигареты. Если отец забывал вовремя вытащить кочергу из огня, она раскалялась еще больше – добела. Я никогда не присутствовал при следующей стадии, но могу предположить, что, оставь он ее в огне еще дольше, кочерга бы расплавилась. Закон Вина придал этому процессу конкретное математическое выражение. Спектроскопия может точно измерить температуру раскаленного докрасна или добела металла, а также более тонких градаций: от еле заметного бордового до ослепительно-синего цвета (и за пределами видимого спектра – в инфракрасный и ультрафиолетовый диапазон). Звезды бывают разных цветов, и красные холоднее голубых. Закон Вина подсказывает нам истинные температуры поверхности звезд. Все они лежат примерно между 3000 и 30 000 К, на этом фоне Солнце выглядит довольно ординарным светилом с невысокой температурой поверхности. Но это лишь часть интриги. А какова температура внутри Солнца и других звезд?

Оказывается, температура внутри стабильной звезды зависит только от ее массы, яркости (связанной с температурой) и состава. Непринципиально, как именно поддерживается жар внутри звезды: достаточно того, чтобы ее температура поддерживала необходимое для сопротивления гравитационной силе сжатия давление. Масса Солнца известна нам по его воздействию на орбиты планет, и, как только стало понятно, что оно состоит преимущественно из водорода и гелия, удалось рассчитать температуру в центре Солнца – примерно 15 млн К. Если оно обычная звезда, температуры внутри других светил должны иметь сопоставимые значения. Однако, чтобы доказать это, астрономам было необходимо вычислить массу хотя бы еще нескольких звезд. К счастью, это удалось сделать, применив те же законы гравитации, которые определяют орбиты планет вокруг Солнца, к звездным системам, в которых друг вокруг друга вращаются две звезды (двойные звезды) или даже три. Кстати, примерно половина всех видимых на небе звезд – двойные. И снова для этих измерений пригодилась спектроскопия.

Согласно открытию Бунзена и Кирхгофа, каждый элемент порождает в спектре линии с конкретными длинами волн. Но если объект, спектр которого мы изучаем, сдвигается относительно измерительных инструментов, наблюдаемые длины волн этих линий тоже сдвигаются. Если он движется на нас, длины их волн становятся короче (более высокие частоты) – это явление получило название синего смещения, поскольку длины волн синего цвета короче, чем красного. Если же объект удаляется, волны как бы растягиваются (более низкие частоты), становятся длиннее, и это красное смещение. Если объект движется под углом к нам, ситуация усложняется, но терпение и знания помогут разобраться и здесь. Такие сложные смещения называются доплеровскими в честь немецкого физика Кристиана Доплера, в 1840-х годах изучавшего этот эффект на примере звуковых волн. Важно, что доплеровские смещения зависят от скорости движения объекта, поэтому для изучения двойных звезд нужно знать, насколько быстро они движутся по орбитам друг относительно друга.

Из основ физики астрономам было известно, что существует довольно ограниченный диапазон возможных масс для ярких звезд. Если газовый шар имеет слишком малую массу: в десять или более раз меньшую, чем Солнце, то он не сможет разогреться в достаточной степени и превратится в холодное тело, похожее на разросшуюся планету Юпитер и известное как коричневый карлик. Однако если масса газового шара будет превышать солнечную больше чем в несколько сотен раз, то в попытке компенсировать эффект сжатия он разогреется так сильно, что взорвется. Сильно округляя, можно считать, что массы ярких звезд ограничены диапазоном от 0,1 до 100 солнечных масс (эти значения в 1920-х годах выведены астрофизиком Артуром Эддингтоном, тем, который вдохновил на занятия астрономией Сесилию Пейн). К счастью для основ физики (и физиков), исследования реальных звезд в двойных системах подтвердили эти выкладки. Но они показали кое-что еще более важное. Между массой звезды и ее истинной яркостью, или светимостью, есть прямая зависимость, и это указывает на то, что звезды с очень разными массами и светимостями имеют сопоставимую внутреннюю температуру.

Термин «истинный» в применимости к яркости принципиально важен. Звезды с одним и тем же показателем этой характеристики могут восприниматься тусклее или ярче в зависимости от расстояния. Сияющая на небе звезда может быть сравнительно тусклой, но очень близкой к нам, а еле заметная – очень яркой, но удаленной. Поскольку существуют способы измерения расстояний до звезд (я подробнее расскажу о них в главе 5), эти сбивающие с толку визуальные эффекты можно устранить, вычислив абсолютную звездную величину, то есть яркость, которую имела бы звезда при рассмотрении с расстояния в 10 парсек (примерно 32,6 световых года).

В зависимости от массы звезды точное соотношение массы и светимости несколько меняется, но для масс в диапазоне от 0,3 до 7 солнечных светимость пропорциональна массе в четвертой степени. Таким образом, звезда, имеющая массу в два раза больше солнечной, окажется в шестнадцать раз ярче него, поскольку 2⁴ = 16. Связанная с этим пропорция показывает, что диаметр звезды, похожей на Солнце, находится в прямой пропорции к ее массе, то есть это гипотетическое светило, будучи в два раза тяжелее Солнца, окажется в два же раза больше него (не в 16 раз!). О том, что соотношение массы и яркости подразумевает схожую внутреннюю температуру звезд, догадался Артур Эддингтон. Сегодня известно, что эта температура равна примерно 15 млн К, но в середине 1920-х годов Эддингтон не знал, что звезды состоят в основном из водорода и гелия: открытие Сесилии Пейн еще не стало общепризнанным фактом. Поэтому его вычисления оказались преувеличенными, в опубликованной в 1926 году книге The Internal Constitution of the Stars («Внутреннее строение звезд») он приводит энергоемкость двух конкретных звезд и пишет, в частности:

Далее в этой же книге он приводит некоторые подробности. При образовании звезды из сжимающегося облака газа, утверждает Эддингтон, она сжимается до тех пор, пока температура в ее центре не достигнет 40 млн градусов и внезапно не высвободится основной запас энергии ‹…› [Затем] звезда должна удерживать при температуре выше критической достаточное количество материи, чтобы обеспечивать необходимый запас энергии.

Важнейший вопрос, возникший в 1926 году, звучал так: откуда же берется энергия, необходимая для света звезд, таких как наше Солнце? Эддингтон считал, что он знает ответ, и вскоре его правота была доказана и открыла возможности для понимания не только современного состояния звезд, но и всего их жизненного цикла, а в итоге и возраста самых старых звезд во Вселенной. Но сначала ученым предстояло понять, сколько лет Солнцу…