Звездная спектроскопия действовала методом проб и ошибок после того, как Фраунгофер впервые описал линии, увиденные им в 1814 г. у Сириуса, Кастора, Поллукса, Капеллы, Бетельгейзе и Проциона. Были отдельные попытки других специалистов наблюдать звездные линии, которые предпринимались, например, И. Ламонтом в конце 1830‐х гг., У. Суоном в 1850‐х гг. и Д. Б. Донати в начале 1860‐х гг.; а затем наступил всплеск активности 1862–1863 гг., ознаменовавшийся выходом работ Льюиса М. Резерфорда (американского любителя), Эри, Хёггинса и Секки. Работа Эри вылилась в разработку Гринвичской программы измерения скоростей звезд по доплеровским смещениям в их спектрах. Публикации Резерфорда и Секки были важны в другом отношении, поскольку они поставили перед астрономами задачу классификации звезд по их спектрам. Классификация Резерфорда обладала простой тройственной структурой: звезды с линиями и полосами как у Солнца; белые звезды, подобные Сириусу, с очень разными спектрами; и, наконец, белые звезды, по всей вероятности, вообще не имеющие линий; как писал сам Резерфорд в статье, опубликованной в Silliman’s Journal: «вероятно, они совсем не содержат минеральных веществ», «или накалены до бела без горения». Первая классификация Секки, опубликованная чуть позже, но вводящая более конкретные спектральные критерии, выделяла два класса; в 1866 г. он решил ввести третий; а в 1868 г. на собрании Британской ассоциации содействия развитию науки, дал описание четырех классов. Если говорить коротко, то это были: 1) звезды, похожие на Сириус, беловатые или голубоватые, с темными линиями, принадлежащими водороду, и слабыми линиями, принадлежащими металлам; 2) звезды солнечного типа, как Капелла или Арктур, со спектрами, яркими в средней (желтой) области, и со множеством темных линий; 3) красные, часто переменные звезды, как Бетельгейзе и Мира, со спектрами, обычно имеющими полосатый вид – демонстрирующими широкие полосы, более заметные в красном конце спектра; и 4) относительно редкие звезды малой яркости, но более красные, чем третий тип, на который они чем-то похожи. Секки вносил дальнейшие поправки в эти категории до самой своей смерти в 1878 г. Подобные схемы привели многих астрономов к теоретическим рассуждениям о возможной эволюции звезд. Например, в 1865 г. лейпцигский астроном Фридрих Цёлльнер высказал предположение в важной книге по измерению блеска звезд, что звезды возникают при высокой температуре, но, остывая по мере прохождения стадий в том порядке, как они были указаны Секки, заканчивают свой путь красными звездами.

Хёггинс долгое время превосходил всех остальных в сборе данных по звездной спектроскопии, особенно фотографической, хотя эта область интенсивно пополнялась все бо́льшим и бо́льшим количеством астрономов, включая многих из тех, кто восхищался его исследованием спектра новой 1866 г. Предлагались и новые спектральные классы. Например, астрономы Шарль Жозеф Этьен Вольф и Жорж Антуан Пон Райе из Парижской обсерватории объявили в 1867 г., что они обнаружили три очень тусклые (восьмой звездной величины) звезды в созвездии Лебедь с несколькими широкими эмиссионными линиями на фоне непрерывного спектра. Тогда (а на самом деле, и сейчас) этот спектр казался очень странным. В настоящее время известно следующее: звезды Вольфа – Райе в десять или двадцать раз массивнее Солнца, и они окружены газовой оболочкой, которую сбрасывают с очень высокой скоростью, порядка тысячи километров в секунду и больше. Это молодые звезды, находящиеся, скорее всего, на относительно непродолжительном эволюционном этапе, – это одна из гипотез, способная объяснить их редкость. Известно только две или три сотни подобных звезд.

Число новых схем классификации звездных спектров росло по мере наступления нового века, но что было особенно заметным – просто-таки бросалось в глаза – так это отсутствие какого-либо глубокого унифицирующего принципа, который мог бы открыть что-то новое в области физики звезд и в том, как они генерируют свет. Ближе всего подошел к решению этой загадки человек по имени Герман Карл Фогель, назначенный в 1870 г. директором частной обсерватории недалеко от Киля в Германии. Она принадлежала фон Бюлову, потратившему позже кучу денег на самый большой рефрактор в стране. Одним из его первых памятных достижений было измерение вращения Солнца (безусловно, уже известного по движению солнечных пятен) по доплеровскому смещению в спектрах света, исходящего от приближающегося и удаляющегося краев. Затем, совместно со своим коллегой В. О. Лозе, Фогель приступил к исследованию спектров видимых звезд. Они пытались определить по эффекту Доплера лучевые скорости звезд, но не сумели добиться очевидного успеха. Когда в Потсдаме была основана новая блестящая обсерватория под общим директорством Г. Р. Кирхгофа, Вильгельма Фёрстера и Артура фон Ауверса, Фогель получил в ней должность и начал применять фотометрические методы к спектрам звезд. В 1876 г. он добился поразительного успеха, когда ему удалось продемонстрировать изменения, имевшие место в спектре затухающей новой звезды. Это случилось, когда он приступил к исследованию солнечного спектра, усовершенствовав более раннюю карту солнечных линий, составленную Кирхгофом и Ангстремом, но вскоре был вынужден признать превосходство аналогичного исследования американского физика Г. А. Роуланда, проведенного в конце 1880‐х гг. (Именно этому человеку мы обязаны известной каждому физику «дифракционной решеткой Роуланда», которая намного превосходит призму на широких спектральных интервалах.)

На этом этапе Фогель вернулся к своим исследованиям звездных спектров, но теперь с намерением классифицировать звезды в надежде понять, наконец, их эволюционные пути. В 1883 г. он опубликовал первый каталог звездных спектров, полученных в его обсерватории. Анализируя их, он открыл «спектрально-двойные» – двойные звезды, компоненты которых не могут быть разрешены визуально, но могут быть обнаружены по смешению двух наборов спектральных линий, сдвинутых доплеровским смещением. Даже в том случае, если виден только спектр более яркого компонента, в случае двойной системы спектральные линии будут колебаться с определенной периодичностью. Фогель не только измерил положение спектральных линий, он также изобрел хитроумный фотометрический метод; он оценивал яркость линий, сравнивая результаты, полученные с разным временем фотографической экспозиции. Проведя кропотливый анализ, он спектроскопически показал, что яркие звезды Алголь (β Персея) и Спика (α Девы) являются затменными двойными, и 1889 г. счел возможным объявить внушающие доверие данные об общей массе каждой пары и расстояниях между их компонентами. (В том же году Э. Ч. Пикеринг из обсерватории Гарвардского колледжа заметил спектральные смещения у звезды Мицар, ζ Большой Медведицы.) И наконец, в 1888–1892 гг. Фогелю удалось сделать то, что он безуспешно пытался сделать в обсерватории фон Бюлова: он надежно измерил доплеровские смещения у пятидесяти звезд – гораздо большие и гораздо более определенные, чем у какого-либо наблюдателя, делавшего подобную работу до него.

Потсдамский спектрографический каталог шаг за шагом набирал силу, и его детализация была образцовой. В долгосрочной перспективе его громкая репутация намного превзошла славу спектральной классификации Фогеля. Даже вторая ее версия вызвала определенное разочарование, хотя ученый сумел учесть в ней линии гелия, отождествленные после того, как Локьер открыл этот элемент. Схемы Фогеля интересны главным образом тем, что основное внимание в них уделялось тонким различиям в характере водородных линий, а позже – гелиевых линий, которые в итоге однозначным образом вписались в картину эволюции звезд. Дальнейший прогресс в этой области был достигнут не в Потсдаме. Он пришел из страны массового производства благодаря применению технического приема, который с ретроспективной точки зрения кажется поразительно простым.

В 1886 г. вдова Нью-Йоркского врача и астронома Генри Дрэпера основала в память о своем покойном муже фонд в поддержку фотографирования, измерения и классификации звездных спектров и публикации полученных результатов. Эдуард Чарльз Пикеринг, имевший базовое физическое образование, был директором обсерватории Гарвардского колледжа с 1869 г., и теперь ему и его коллегам благодаря миссис Дрэпер выделили средства на фотографирование, измерение и классификацию звездных спектров и публикацию полученных результатов в память о ее покойном муже. К тому времени Пикеринг изобрел новый и простой технический способ получения спектрограмм многих звезд разом: он размещал большую узкую призму с малой дисперсией перед объективом своего телескопа с тем, чтобы каждая звезда создавала на фотографической пластинке не точечное изображение, а узкую спектральную полоску. Небольшая потеря разрешения с избытком компенсировалась массовым производством спектров, которое позволяла осуществлять такая установка. Спектры, конечно же, нужно было еще измерять и анализировать, но «Каталог Генри Дрэпера» по существу удалось завершить еще до конца столетия. Основную часть работы, в девяти томах, опубликовали только в 1918–1924 гг., но это произошло в основном потому, что материалы каталога прочесывали вдоль и поперек в надежде извлечь какую-нибудь схему классификации звезд. В отличие от классической астрономии, для астрофизики это был каталог беспрецедентных масштабов, если принять во внимание около четверти миллиона звездных спектров, содержащихся в нем.

Способы классификации получившихся спектров неоднократно менялись. Сначала их классифицировали по интенсивности водородных линий поглощения, для чего использовали серии линий, обозначенные в алфавитном порядке (A, B, C…). Но оказалось, что эта последовательность не имеет никакого отношения к линиям других химических элементов. В этом проекте Пикерингу ассистировали Вильямина П. Флеминг, Антония Мори (племянница Дрэпера), Энни Джамп Кэннон и более дюжины других женщин, помогавших ему в вычислительной работе. Миссис Флеминг была шотландкой, принятой в качестве второй служанки в дом Пикеринга. Ее усидчивость и аккуратность впечатлили Пикеринга, и в 1879 г. он нанял ее на неполную ставку в обсерваторию, а с 1881 г. до самой своей смерти в 1911 г. она была полноценным штатным сотрудником (ил. 221). Однако не она, а Энни Кэннон, присоединившаяся к этой команде в 1895 г., нашла способ перераспределения спектров (подвергнув более дробному делению некоторые из них и изменив классификацию классов C и D) таким образом, что постепенное изменение линий выглядело более или менее регламентированным для всех классов. Это привело к нарушению порядка прежних букв, но было уже слишком поздно, чтобы без труда заменить их на другие, и возникшая в результате последовательность стала основой для классификации, используемой до сих пор. Исходная последовательность приобрела следующий вид: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Генри Норрису Расселу приписывается полезное мнемоническое правило, одна из версий которого звучит следующим образом: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Smack». Сегодня осмотрительные астрономы произносят эту фразу только про себя и никогда не упоминают о «гареме Пикеринга».

Уже к 1901 г. Энни Кэннон удалось опубликовать спектры более чем тысячи ярких звезд; в девяти последующих томах «Каталога Дрэпера» она составила список из 225 300 спектров, многие из которых принадлежали слабым звездам порядка 10‐й звездной величины. Она овладела редкой сноровкой быстрой классификации и обнаружения отличий, но ей так и не удалось создать теорию, способную объяснить обнаруженную ею последовательность. Несколько астрофизиков очень быстро осознали, что эта последовательность каким-то образом связана с температурой поверхности, в которой звезды класса O являются наиболее горячими, и первой, кто принял во внимание то, что даже в пределах одного и того же класса возможно существование различий в ширине спектральных линий, оказалась Антония Мори. Все это представляло собой сырой материал для чрезвычайно важного открытия, которое было сделано почти одновременно двумя астрономами, работавшими в большом удалении друг от друга, – Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом.

Датский астроном Герцшпрунг получил высшее образование инженера-химика, но затем работал в Германии вместе с Карлом Шварцшильдом сначала в Гёттингене, а потом и в Потсдаме. Его посещение обсерватории Маунт-Вилсон в 1912 г. должно было иметь особенно важное значение, но еще до этого вышли две его специальные статьи, опубликованные в 1905 и 1907 гг. в журнале, посвященном фотографии и близко примыкающей к ней химии Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie, где он показал, как ширина линий Антонии Мори может быть связана со светимостью звезд. Использовав для определения расстояний собственные движения и найдя из них светимость (то есть абсолютную звездную величину, о которой подробнее см. выше на с. 750), Герцшпрунг показал, что ее звезды с-типа с четкими интенсивными линиями поглощения являются более яркими, чем остальные. Таким образом, он выдвинул идею «спектрального параллакса» – идею, согласно которой ширина линии, как правило, коррелирует с абсолютной звездной величиной, а значит второе значение может быть напрямую найдено из первого. Поскольку типы a, b и с, по Мори, являлись подклассами данного спектрального класса, температуру всех звезд которого было принято считать одинаковой, он пришел к заключению, что причина более высокой яркости отдельных звезд (с-типа) по сравнению с остальными кроется в их реальных физических размерах. По сути, он открыл звезды-гиганты, упрятанные в данных, полученных и должным образом проанализированных в Гарварде.

Герцшпрунг пошел еще дальше и решил, что звезды должны быть разделены на две группы, одна из которых известна сегодня как «главная последовательность», а другая – как последовательность звезд-гигантов с высокой светимостью. Первую диаграмму подобного рода он построил в 1906 г. для звезд из скопления Плеяды. В Америке, где Рассел разрабатывал на удивление схожие идеи, о ней никто не знал.

После изучения астрономии в Принстоне Рассел какое-то время работал в физических лабораториях Лондона и Кембриджа (Англия), а также в Кембриджской университетской обсерватории. Там он вместе с Артуром Хинксом определял параллаксы звезд фотографическим методом; он продолжил эту работу после возвращения на свою должность в Принстонском университете в 1905 г. К 1910 г. Рассел собрал большой объем данных, что позволило ему найти корреляции между спектральным классом и абсолютной звездной величиной, как это уже было сделано Герцшпрунгом. График с различными ветвями, демонстрирующий эту взаимозависимость, известный сегодня как диаграмма Герцшпрунга – Рассела, не обладал такой широкой известностью до того, как Рассел представил свои результаты Королевскому астрономическому обществу в Лондоне в 1913 г. Обычно на нее ссылаются как на диаграмму ГР, и для краткости мы будем следовать здесь этой традиции. Некоторые ее разновидности изображены на ил. 222 и 223.

Используя собственную версию диаграммы, Рассел дал свое толкование, которое, как оказалось, отличалось от версии Герцшпрунга. И тот и другой использовали диаграмму для демонстрации разных этапов общей картины звездной эволюции. Как полагал Рассел, звезды начинают свой путь красными гигантами, потом они разогреваются до тех пор, пока не сожмутся в яркие белые звезды, а затем остывают без заметных последующих изменений в размерах. Действительно, по его словам из обращения к Королевскому астрономическому обществу, «почти каждый согласится с тем, что звезда сжимается по мере того, как становится старше», из чего он заключил: его красные гиганты находятся на ранней стадии эволюции. В течение следующих десяти лет Рассел и большинство других астрономов (но не Герцшпрунг) пытались разработать некую эволюционную модель, в которой гравитационное сжатие звезд оказывало определяющее воздействие на их развитие. Широкое признание возможности расширения звезды в противовес гравитации и того факта, что звезды-гиганты являются не молодыми звездами, шествующими в направлении «главной последовательности», а старыми звездами, покинувшими ее, пришло не ранее, чем через тридцать-сорок лет. Герцшпрунг сначала трактовал двойной график как указание на два различных эволюционных пути. Спустя некоторое время, после того как эта тема перешла к математически подкованным астрофизикам, теоретическое изучение данных вопросов достигло значительных успехов. Наиболее талантливый из них – Артур Стэнли Эддингтон, слушавший Рассела, когда тот представлял свою статью 1912 г. в Лондоне.

Эддингтон, получивший образование в Манчестере и в Кембридже, был блестящим математиком с основательным знанием обсерваторской практики, которую он приобрел, когда в течение непродолжительного времени работал в Гринвичской обсерватории. С 1913 г. до своей смерти в 1944 г. он являлся плюмианским профессором астрономии в Кембридже – с этой кафедры он выступал ни с чем не сравнимым раздражителем всей мировой астрофизики. Теперь он выбрал в качестве отправной точки своих рассуждений теорию внешней звездной атмосферы Шварцшильда, которая объясняла, каким образом давление, порождаемое излучением и направленное вовне, может быть уравновешено давлением, порождаемым гравитацией и направленным внутрь. Помимо этого, Эддингтон принял во внимание давление газа и распространил свое исследование вплоть до центра звезды. У «модели Эддингтона» обнаружилось несколько неожиданных свойств. Давление излучения стремительно нарастало по мере роста массы, и Эддингтон решил, что звезды с массами, превышающими десять солнечных масс, должны встречаться довольно редко.

Открытие взаимозависимости между массами звезд и их светимостью оказалось одним из ключевых в понимании характеристик звезд, и оно пришло в благоприятный момент. Первым, кто начал утверждать, что массы коррелируют со спектральным классом, а следовательно, со светимостью, был Якоб Хальм из Эдинбурга. Убедительное эмпирическое исследование звезд главной последовательности Эйнар Герцшпрунг опубликовал в 1919 г. Он интерпретировал это эмпирическое взаимоотношение как признак, указывающий на закон, согласно которому светимость возрастает пропорционально седьмой степени массы. (Последующие исследования снизили это соотношение до четвертой степени.) К 1924 г., по-прежнему считая, что звезды должны рассматриваться как газовые, а не жидкие сфероиды (последней точки зрения придерживался Джинс), Эддингтон опубликовал теоретическую зависимость между массой и светимостью звезды. Как было известно к тому времени, карликовые звезды должны обладать очень высокой плотностью, и многие соглашались с Джинсом: они по меньшей мере не могут быть газообразными, но эти звезды исключительно хорошо подчинялись модели Эддингтона для звезд-гигантов, и ученый принял другое решение. (Парадоксально, что предположение Эддингтона о возможности сохранения звездами газа в идеальном состоянии на протяжении всей их жизни, в значительной степени основывалось на аргументе Джинса в пользу высокой степени ионизации вещества внутри звезды.) С появлением данных, полученных Джорджем Эллери Хейлом и Уолтером С. Адамсом в обсерватории Маунт-Вилсон, модель Эддингтона восторжествовала над широко распространенным скептицизмом после того, как ее применили к компоненту Сириуса, которому приписывалась чрезвычайно высокая плотность – 50 000 граммов на кубический сантиметр. Его теория была подробно освещена Генрихом Фогтом в 1926 г., и в том же самом году Ральф Г. Фаулер дополнил ее исследованиями, посвященными сверхплотному газу (или плазме, как это назвали бы сегодня) с использованием идей, вытекающих из нового раздела физики, известного как квантовая механика.

В 1926 г. Эддингтон изложил свои идеи в книге «Внутреннее строение звезд», о которой мы еще упомянем чуть позже в связи с другими его идеями, касающимися эволюции звезд, и работами его ученика Чандрасекара. Было вполне естественно сделать то, что сделал Рассел, а именно интерпретировать диаграмму ГР как модель звездной эволюции. Согласно некоторым гипотезам, она, предположительно, включала в себя временну́ю шкалу эволюции, не имеющую аналогов в других астрономических теориях, – временну́ю шкалу, составляющую порядка миллиона миллионов (или триллиона) лет. Теперь получалось, что массивной звезде, скажем, класса O или B, потребуется очень много времени для уменьшения своей массы до белого карлика. Этот вопрос был одним из тех, которые использовались позднее для того, чтобы связать теорию звездной эволюции с теориями возраста Вселенной. Эддингтон, будучи одним из ведущих сторонников теории относительности Эйнштейна, источника многих космологических идей, был не чужд концепции эквивалентности массы и энергии и уже в 1917 г. разработал теорию субатомного происхождения звездной энергии (за счет электронно-протонной аннигиляции). Позже он выработал альтернативные объяснения (особенно связанные с электронно-протонной аннигиляцией) и дожил до того момента, когда они были учтены при решении проблемы, поставленной Хансом Бете и Карлом фон Вайцзеккером в 1938 г., а именно – проблемы CNO-цикла (или цикла углерод-азот-кислород-углерод, о нем см. ниже на с. 818). Тема строения звезд еще будет обсуждаться в этой главе (с. 798). Это одна из тем, которые, по всей видимости, составляют самую суть астрономии, однако на первых этапах своего развития она казалась многим астрономам экзотическим островком со своей специфической культурой.

На следующих страницах мы будем неоднократно ссылаться на диаграмму ГР или, скорее, на целый тип диаграмм, поскольку она претерпела некоторые изменения в оформлении и обозначениях. Мы не будем рассматривать их подробно, но некоторые главные альтернативные варианты вполне заслуживают упоминания. Первоначально диаграммы отображали спектральные классы звезд по горизонтальной оси, а абсолютные звездные величины – по вертикальной. Поскольку спектральный класс всегда оставлял место для определенного сомнения, спустя какое-то время он был заменен на числовой параметр, характеризующий цвет, – «показатель цвета», вследствие чего у диаграммы появилось альтернативное название – «диаграмма цвет – звездная величина». Однако и этот параметр не всегда удавалось определить точно. Исходно на показатель цвета ссылались для того, чтобы определить разницу звездных величин, определенных визуально и фотографически (фотографические пластинки в подавляющем числе случаев более чувствительны к синему цвету). С улучшением фотометрии в середине XX в. стали использоваться светофильтры, позволяющие производить сравнение между звездными величинами, измеренными в различных, но хорошо определенных интервалах длин волн. Так, величина «B – V» часто приводится без дальнейших пояснений, хотя в данном случае B и V обозначают примерное соответствие звездным величинам на длинах волн, преобладающих в фотографических (blue) и визуальных измерениях. Показатель цвета B – V (расположенный на нижней оси диаграммы) мог быть легко и быстро измерен и являлся достаточно надежным индикатором спектрального класса. Другим необычным шагом, позволяющим облегчить и ускорить работу, было отображение не абсолютных, а видимых звездных величин. Это создавало диаграмму, основанную только на наблюдаемых характеристиках, и обычно предполагало ее последующую калибровку. В другом родственном типе диаграмм температурам звезд противопоставлялась их светимость. Эффективную температуру можно было получить из показателя B – V. Диаграммы температура – светимость часто используются для моделирования звездной эволюции. Нет нужды говорить, что точное преобразование одной диаграммы в другую является нетривиальной процедурой и зависит от многих других (зачастую весьма проблематичных) параметров.