|
Рассел пытался решить фундаментальную проблему — как протекает жизненный цикл звезд, как они рождаются, как эволюционируют и как умирают. В одной из первых работ Эддингтон развивал идею Рассела, касающуюся переменных звезд в созвездии Цефея. Блеск цефеид колеблется от максимума до минимума с периодом от нескольких часов до нескольких дней. К 1908 году было найдено более 1700 таких звезд и установлены определенные закономерности колебаний блеска звезд в созвездии Цефея[10]. Эддингтон вывел соотношение между периодом колебания звезд и их плотностью, причем результаты его расчета с неплохой точностью соответствовали астрономическим наблюдениям[11]. И вот Эддингтон решил выяснить, как звезды становятся цефеидами и что происходит с ними, когда, исчерпав свою энергию, они прекращают светиться и пульсировать. Первую подсказку он получил на лекции Рассела в Королевском астрономическом обществе в 1913 году, когда Эддингтон стал профессором на кафедре, возглавляемой Филиппом Плумианом. Доклад Рассела был последним по расписанию, все уже почти засыпали, и лишь Эддингтон внимательно слушал докладчика. В XIX веке ученые обнаружили, что Вселенную пронизывают электромагнитные волны. Человеческий глаз способен различать лишь крошечный диапазон электромагнитного спектра, между ультрафиолетовым и инфракрасным излучением. Но на телескопах, установленных на орбитальных спутниках вне земной атмосферы работают датчики, чувствительные к невидимой глазу части спектра. С помощью этих датчиков можно изучать интереснейшие процессы во Вселенной, сопровождающиеся излучением в гамма- и рентгеновском диапазоне. Каждый атом звезды испускает волны определенной частоты, точно так же, как камертон, имеющий заданную частоту звука. Излучение звезды представляет собой набор частот излучения огромного количества атомов самых различных элементов. Если одновременно ударить по миллиону камертонов, то можно услышать лишь шум, не различая в нем частоты отдельных камертонов. Аналогично излучение звезд представляет собой набор огромного количества различных длин волн электромагнитного спектра, который и изучают астрофизики с помощью различных спектроскопов, соединенных с окулярами телескопов. Попадающее в спектроскоп излучение звезды разлагается на набор частот, астрофизики фиксируют этот спектр на фотопластинке, и каждая частота проявляется как отдельная спектральная линия, подобно отпечаткам пальцев. Каждому химическому элементу соответствуют собственные специфические спектральные линии. В конце XIX века астрономы Гарвардской обсерватории наняли низкооплачиваемых работниц для проведения классификации спектров излучения 500 тысяч звезд. По температурам на поверхности звезды были разделены на несколько классов, обозначенных как О, В, A, F, G, К, М, в порядке снижения температуры. Если О-звезды имеют поверхностные температуры в диапазоне от 28 000 до 50 000 К, то М-звезды — в диапазоне 2400–3480 К. Эти температуры были измерены с помощью спектров излучения звезд[12]. — 36 —
|