Об истории спектроскопии, о методах определения физических характеристик звезд по наблюдаемым спектрам рассказала Людмила Ивановна Машонкина, доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Института астрономии РАН.

Лекция состоялась 17 октября 2013 года.

Стенограмма лекции

На заставке презентации изображение галактики Туманность Андромеды, хотя лекция посвящена звёздам. Но картинка выбрана не потому что она красивая, хотя она, действительно, красивая, а потому, что и эта галактика, и наша галактика, и все галактики, и 90% того вещества, которое наблюдается во Вселенной, сконцентрировано в звёздах. Звёзды – это основной компонент барионного вещества и от того, насколько хорошо мы знаем звёзды, умеем определять их параметры, понимаем, что это такое – зависит наше понимание образования, эволюции, свойств больших звёздных систем, таких как галактики. Сейчас очень трудно дать определение звезды. Наверное, его даже не существует. Согласно классическому определению, звезда – это массивный объект, светящийся за счёт энергии, вырабатываемой в термоядерных реакциях. Но есть звездообразные объекты, даже в названии которых включено слово «звезда» и в которых нет термоядерных реакций. Которые светят за счёт других источников энергии, а иногда наблюдаются даже не сами, а за счёт тех процессов, которые вокруг них происходят. Допустим, нейтронная звезда. В действительности в ней нет термоядерных реакций. Или белые карлики, которые излучают энергию за счёт остывания. Или коричневые карлики – за счёт гравитационного сжатия. Это звездообразные объекты. Я не буду спорить ни с кем, все эти объекты можно называть звёздами, но для того, чтобы сузить интервал области обсуждения, я буду всё-таки придерживаться здесь, в основном, классического определения, при котором все свойства звезды определяются её ядерной эволюцией. Хотя сразу замечу, что и для нейтронных звёзд, белых и коричневых карликов, для них сейчас используются те же методы определения их параметров, анализы их спектров, которые применяются и для обычных, классических звёзд.

Но если ограничиться вот таким классическим определением, то можно определить диапазон параметра звёзд. Мы много знаем о звёздах. Знаем, как они образуются, как они устроены, как они эволюционируют, как заканчивают жизнь и это проверяется параметрами, физическими параметрами звёзд, которые мы знаем. Вы знаете, что во Вселенной масштабы всех величин настолько сильно отличаются от привычных нам на Земле, что трудно даже выбрать единицы измерений. Поэтому для звёзд единицей измерения служит Солнце и параметры Солнца, и в единицах параметров Солнца измеряют параметры других звёзд.

Самым главным параметром звезды, которая определяет всё, всю её жизнь – является масса. Для Солнца массу можно сравнить с массой Земли. Солнце массивнее, чем Земля в 330 тысяч раз. Среди звёзд есть звёзды гораздо более массивные, в сто раз и больше звёзды, и есть звёзды менее массивные. Если ограничиваться классическим определением, то звёзды не могут быть меньше 0,1 солнечной массы. Размеры звёзд тоже очень разные. Если для Солнца это 700 тысяч километров, это величина, в действительности, очень большая. Вы знаете, расстояние до Луны 350 километров, 350 тысяч километров примерно, так вот радиус Солнца в 2 раза больше, чем расстояние до Луны. У звёзд радиусы могут быть гораздо больше, в полторы тысячи раз, чем солнечный и меньше, чем солнечный. Полная энергия, излучаемая звездой, называется светимостью, и по светимости диапазон очень большой. Сравнивать светимость Солнца с чем-нибудь вообще очень трудно. Здесь я привела светимость Солнца в гигаваттах, то есть в миллиардах ватт. Это 4, четвёрка с 17-ью нулями. Самая мощная гидроэлектростанция на Земле имеет мощность всего 22 гигаватта. Это для сравнения. Ну, а у звёзд светимости могут быть очень маленькими, в тысячу раз меньше, чем Солнце и в миллионы раз больше солнечного. Светимость, то есть полная энергия, излучаемая звездой, зависит от размеров звезды и от энергии излучаемости с единицы поверхности. Так вот энергия излучаемости с единицы поверхности даёт нам параметр, с которым очень удобно оперировать, потому что вот эта величина как раз нам как-то более понятна, чем эти цифры с огромным числом нулей. Светимость можно расписать через площадь и поток абсолютно чёрного тела, который зависит от температуры. Если сравнить поток излучаемости с единицы поверхности с потоком абсолютно чёрного тела, то температура чёрного тела будет называться эффективной температурой звезды. И вот эффективные температуры звёзд, они заключены в таких вполне разумных пределах. У Солнца это 57800,а у звёзд они варьируются от 3-х тысяч градусов до 55-ти тысяч градусов. Очень важным параметром звезды, которую, вообще-то говоря, надо было бы поставить вот на второе место после массы, является химический состав. То есть относительное содержание разных химических элементов.

Мы знаем, что в космосе доминирует водород. Это 90% от всех частиц. В 10 раз меньше гелия. А вот все более тяжёлые элементы, от лития и более тяжёлые, их все называют металлами, их доля всего лишь 0,1%. Но несмотря на это они играют очень важную роль в тех методах, о которых мы будем говорить.

Мы знаем, что звёзды вращаются. Есть медленно вращающиеся звёзды, как наше Солнце, всего 2 км/с экваториальная скорость и до 300 км/с. У звёзд есть магнитные поля, слабые, как на Солнце. Солнце наше вообще середнячок по всем параметрам. Я здесь имею в виду глобальное магнитное поле Солнца, не в пятнах, в пятнах, действительно сильные магнитные поля. Оно оценивается в один гаусс магнитная индукция до десятков килогаусс магнитные поля. Это то, что мы знаем о Солнце. А что мы измеряем у звёзд? В действительности совсем мы мало что мы измеряем. Мы можем измерить блеск. Это делается уже более 2-х тысяч лет. Блеск измеряется в звёздных величинах, как предложено было ещё Гиппархом, и его шкала звёздных величин почти без изменения сохраняется. Звёзды самые яркие на небе он предложил считать звёздами первой величины, отсюда и терминология такая, звёзды первой величины. Звёзды, которые видны на пределе возможности человеческого глаза – это звёзды 6-ой величины. Конечно, сейчас диапазон гораздо шире. С помощью телескопов мы наблюдаем звёзды и 22-й, и 25-й звёздной величины, то есть намного слабее. Но блеск не даёт представления о действительной энергии, излучаемой звездой. Две звезды совершенно одинаковой светимости, но на разных расстояниях будут выглядеть для нас совершенно по-разному или даже вообще одна из звёзд может быть не видной. Поэтому очень важно знать расстояние до звезды. А вот расстояние до звёзд научились измерять совсем недавно в историческом масштабе времени, первое измерение звезды было сделано в 19-м веке для Веги.

Прямые измерения делаются на основе измерения годичных параллаксов. Годичный параллакс – это угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты при движении Земли вокруг Солнца. Конечно, углы эти очень маленькие. Звёзды расположены далеко и точность наших измерений ограничена и поэтому полное число звёзд, для которых измерен годичный параллакс совсем невелико по сравнению с полным числом звёзд в нашей галактике, 200 миллиардов. Вот каталог Гиппарха, а это измерение со спутника, каталог вышел в 97-м году, это чуть более ста тысяч звёзд. Правда, совсем скоро, 20-го ноября ожидается запуск европейского спутника «Гайя», который увеличит точность измерения годичных параллаксов на два порядка величины и, следовательно, мы сможем измерить годичные параллаксы, ну, наверное, миллиарда звёзд. Это значительный прогресс по сравнению с тем, что есть, но всё равно это просто очень маленькая доля от того, что нужно.

Качественно новые наблюдательные данные мы стали получать после того, как научились получать спектры. Первый спектр был получен ещё Ньютоном с помощью призмы, через которую он пропустил солнечный луч, но начало звёздной спектроскопии относится к средине 19-го века. Хотя в начале 19-го века немецкий оптико-физик Фраунгофер наблюдал в солнечном спектре не просто распределение энергии, вот эту разноцветную полоску как радугу, но и множество тёмных линий. Он измерил положение этих линий, 574 линии. Самым сильным линиям он присвоил буквенные обозначения, большими и маленькими латинскими буквами. Но тогда ещё нельзя было понять, а что это, какова их природа и что из этого можно извлечь. А сейчас звёздная спектроскопия – это, вероятно, самый мощный метод определения физических параметров. Потому что многие параметры другими способами просто нельзя измерить. Следующая величина, которую можно напрямую измерить, не весами, а по третьему закону Кеплера для двойных звёзд, у которых можно измерить параметры орбиты, период и полуоси для отдельных звёзд двойной системы. Такие измерения впервые были выполнены в середине 19-го века и, подставив эти данные, в обобщённый третий закон Кеплера можно определить их массы.

Ещё одну величину, которую можно напрямую измерить с помощью телескопа – это угловой диаметр звезды. И впервые такие были измерения сделаны для Бетельгейзе, это сверхгигант, одна из близких к нам звёзд очень больших размеров. А вот для звёзд солнечного типа, с радиусом таким, как у Солнца и даже на самом близком расстоянии, 1,3 парсека угловой диаметр – очень маленькая величина, 0,004 угловой секунды. И поэтому угловые диаметры измерены для очень небольшого количества звёзд. Вот это то, что можно измерить непосредственно. А вот все другие параметры: температура, давление, содержание химических элементов, скорость вращения, магнитное поле получается только из анализа спектральных данных. И даже те параметры, которые, вообще говоря, могут измеряться прямыми методами, масса, светимость, радиус, расстояние, для большинства звёзд тоже определяются косвенными методами. Сначала из анализов спектра определяются, допустим, температура, ускорение силы тяжести, а потом, привлекая теоретические наши представления о связи между этими величинами, определяют даже расстояния. Есть, так называемое, понятие спектральный параллакс, то есть расстояние, полученное из анализа спектра. Вот если подумать, как много мы знаем и как мало мы имеем наблюдательных данных, то можно вслед за Кеплером удивиться. Пути, которыми люди проникают в суть небесных явлений, представляются мне почти столь же удивительными, как и сами эти явления. Конечно, он сказал не об анализе звёздных спектров, тогда ещё не знали об их существовании, но это совершенно справедливо и по отношению к звёздной спектроскопии, к тому, как мы умеем извлекать данные о звёздах, имея на руках просто распределение фотонов по длинам волн. В своей лекции я как раз хочу сказать о том, как астрофизики научились извлекать эту информацию.

Астрофизика – это объединение двух слов: астроном и физик. Успехи всей астрофизики основаны на успехах физики. Без успехов физики, я вам это покажу, не было бы того, что мы сейчас имеем. Хотя Фраунгофер провёл очень большую работу со спектрами, он наблюдал спектр не только Солнца, но и других звёзд, и отметил, что спектры разных звёзд разные, отличаются от солнечного. Но понять природу этого, что это всё означает, тогда было просто нельзя. Но прошло совсем немного времени после Фраунгофера и в конце 50-х годов в лабораторных экспериментах были открыты законы спектрального анализа. Это основополагающая работа для звёздной спектроскопии Бунзена и Кирхгофа. Это они – отцы звёздной спектроскопии, хотя оба были химиками. Правда, после этого Кирхгоф стал астрофизиком.

В этих экспериментах было показано, что любое нагретое тело является источником непрерывного излучения. Вот такого, как радуга, которую мы наблюдаем на небе после дождя. Если наблюдать разреженный нагретый газ, то он излучает в узких линиях, которые называются эмиссионными. Но если тот же газ поместить перед более горячим источником, то мы будем наблюдать непрерывный спектр, и на его фоне тёмные линии на тех же положениях, что и эмиссионные линии в спектре этого газа. Это линии поглощения. Таким образом, Кирхгоф понял, что линии поглощения в спектрах звёзд образуются при взаимодействии излучения, идущего из более горячих слоёв с химическими элементами в поверхностных слоях. И он определил природу фактически впервые обосновано звёзд. Это раскалённые тела, окружённые более холодными газовыми атмосферами. Было введено понятие «атмосфера». После того, как это было понято, начался просто бум. В звёздной спектроскопии были получены спектры огромного количества звёзд, и физики, в первую очередь астрофизики, бросились сравнивать положение линий в звёздных спектрах с положением линий в лабораторных образцах различных химических веществ. Оказалось, что всем линиям, которые наблюдаются в звёздных спектрах, есть аналоги в лабораторных образцах. Например, в солнечном спектре те сильные линии, которые Фраунгофер идентифицировал, как линии С и F это линии, образованные водородом. Линии D – это линии натрия. Линии H и K– это линии ионизованного кальция. И всё-таки один элемент впервые был обнаружен именно в космосе, а не в лабораторных экспериментах. Это гелий. В 1868-м году случилось полное солнечное затмение. Астрономы используют эти события для того, чтобы изучать поверхностные слои Солнца. В обычное время солнечный диск очень яркий и он не позволяет видеть, что происходит за пределами его диска, а вот в моменты полного солнечного затмения, когда диск Луны закрывает солнечный диск, мы видим вот такое яркое кольцо, хромосферу Солнца. И вот в 1868-м году французский астрофизик Жансен поехал в Индию на наблюдения, получил спектр хромосферы и обнаружил там линию, для которой не было аналогов в лабораторных образцах.

Он направил письмо в Парижскую академию наук, которая занималась фиксацией открытий, присваивала, устанавливала приоритет открытий, но поскольку Индия далеко от Парижа и в то время почта шла долго, затмение случилось в августе, письмо прибыло в Париж только в октябре. И одновременно, бывают такие совпадения, в парижскую академию наук пришло письмо из Англии от Локьера, который с помощью хитроумных приспособлений тоже наблюдал спектр солнечной хромосферы. Это было не связано с затмением, но он тоже обнаружил ту же самую линию. Так что Парижская академия наук вынуждена была признать авторство двоих человек. Элемент был назван в честь Солнца гелием. Но оказалось, что и это не исключение. Гелий был позднее обнаружен на Земле сначала в 1881-м году геологом Пальмиери, поэтому, наверное, и не обратили внимания на это открытие, но в 1895-м году более известный учёный, физик Рамзай снова открыл гелий, так что гелий тоже стал земным элементом. И с тех пор не было ни одного случая, чтобы в космосе был обнаружен какой-то элемент, которого нет на Земле. То есть все элементы, которые обнаруживают в космосе, они существуют и на Земле.

Уже во второй половине 19-го века были получены спектры очень большого числа звёзд. В это же время началась фиксация наблюдений на фотопластинках, то есть все это ещё и каталогизировалось и, как в любой науке, накопление наблюдательных данных привело к необходимости обобщения этих данных, систематизации, то есть классификации. Было несколько разных спектральных классификаций, но до нашего времени дожила, и до сих пор используется, классификация, разработанная в гарвардской обсерватории под руководством Пикеринга. Всего были проанализированы, причём визуально, спектры почти трёхсот тысяч звёзд и составлен каталог, названный в честь Генри Дрепера, и поэтому звёзды в этом каталоге, вот первые два символа получили от его имени – HD.

Вся эта огромная работа была выполнена женским коллективом. Пикеринг пробовал работать с мужчинами, но быстро понял, что такая работа под силу только женщинам. Первоначально он предложил в качестве критерия спектральной классификации использовать интенсивность линий водорода. Дело в том, что это самые сильные линии в спектре почти любой звезды, и они наблюдаются почти у всех звёзд. Поэтому это очень удобно. Сначала спектральная классификация предполагалась иметь спектральный класс от А до Q. То есть A, B, C, D и т.д. Но когда эти замечательные женщины, среди которых я хочу назвать Кэнон, Мори, их в действительности было больше, начали работу, живую работу со спектрами, оказалось, что если вот так, действительно, просто, не думая, расположить звёзды в порядке убывания интенсивности водородных линий, то другие спектральные особенности, а ведь уже знали, что они принадлежат определённым химическим элементам, железу, допустим, кальцию, они начинают менять свои свойства скачками. Чего не может быть в природе. И поэтому Мори предложила использовать ещё один критерий – плавное изменение других спектральных особенностей, среди которых самыми сильными являются линии железа, линии кальция. И именно это привело к успеху. Так что классификация, задуманная в конце 19-го века, когда мы ещё не знали природу возникновения спектров, живёт до настоящего времени и очень успешно используется для понимания физики звёзд.

После того как были введены эти изменения, порядок спектральных классов изменился и первым стал класс О, потом В, А, F, J, K и M. Число классов уменьшилось, многие были просто выброшены, но внутри каждого спектрального класса было ещё введено подразделение от 0 до 9-ти, то есть было введено подразделение ещё на 10 классов. Конечно, мы на практике не работаем с изображением спектров, которые я вам показывала для иллюстрации, а работаем с оцифрованным распределением энергии. Вот как показано здесь. Тогда непрерывный спектр описывается некой плавной кривой, а линии поглощения – это уменьшение потока в определённых узких участков спектра. И чаще всего, мы работаем с нормированными спектрами, то есть на каждой длине волны поток делится на поток в соседнем участке спектра. Вот, как показано здесь. То есть здесь непрерывному спектру соответствует единица, это нормированный поток. Длины волн, которые используются в спектроскопии, нет единой системы. Используются и ангстремы, вот как на этих рисунках, и нанометры, это и системы Си, одна миллиардная доля метра. Этими единицами удобно пользоваться в видимом диапазоне спектра, например, видимый участок это от 4-х тысяч ангстрем до 7,5 тысяч ангстрем, или от 400 нанометров до 750-ти нанометров. Но когда мы переходим в инфракрасный диапазон и, тем более, в радиодиапазон, там, конечно, удобнее использовать более крупные единицы: микроны, сантиметры и даже метры в радиодиапазоне.

Как я говорила, ещё Фраунгофер заметил, что спектры разных звёзд разные. И это очень хорошо видно на этом рисунке. Наше Солнце имеет спектральный класс J2, оно во всех смыслах среднее и в этом тоже. Вверху показан, вернее, на всех трёх рисунках показан один и тот же участок спектра, но для трёх разных звёзд. Вверху Солнце, спектральный класс J2, в средине спектр звезды спектрального класса А1 и внизу спектрального класса О7. Это в районе линии водорода, который обозначается как h-дельта, но на длине волны 4101 ангстрем. Если говорить о линиях водорода, то, естественно, согласно классификации, эта линия слабая у звезды спектрального класса J2 у Солнца. Она усиливается у спектрального класса А1 и снова ослабевает у О7. Это согласно спектральной классификации. Очень сильно различаются спектры и в другом отношении. Например, в спектре Солнца, в районе этой линии, преобладают линии элементов группы железа. Причём нейтральных, мы используем спектроскопические обозначения, состоящие из химического символа и римской цифры для степени ионизации. Причём для нейтральных атомов спектроскопия использует римскую цифру I, для однократно ионизованных цифру II, и т.д. Так вот в спектре Солнца, помимо линии водорода, просто огромное количество линий нейтрального железа и группы железа: никеля, титана, хрома, марганца. У звезды спектрального класса О совершенно другой набор линий. Нет здесь никакого железа, но зато наблюдаются линии гелия, линии трёхкратно ионизованного кремния. Ну, и у звезды спектрального класса А1 линии металлов наблюдаются, но их гораздо меньше. Вот например, линия марганца всё-таки наблюдается, линия стронция наблюдается. Так вот задачей звёздной спектроскопии является понять, объяснить другим и научиться количественно определять разницу, почему так по-разному выглядит спектр разных звёзд и что из этого можно извлечь. В действительности можно узнать из этого очень много.

И вот понимание того, почему такие спектры разные, было бы просто невозможно без двух открытий физики в начале 20-го века. То, что линии поглощения образуются при взаимодействии излучения с атомами химических элементов, это поняли ещё Кирхгоф и Бунзен, теория имела широкое распространение в то время, но атомы понимались совсем не так, как мы сейчас понимаем. Они считались неделимыми частицами, и считалось, что каждый химический элемент имеет свой тип атома. Углерод свой тип атома, железо свой тип атома, и они никаким образом не связаны друг с другом. Эти представления уже начали расшатываться в 19-м веке. Например, открытие периодической таблицы Менделеева было очень мощным сигналом того, что у атомов существует какая-то внутренняя подструктура. Они не абсолютно независимы друг от друга. Потому что когда атомы расположили в порядке увеличения атомной массы, оказалось, что химические свойства меняются периодически. Есть в этом закономерность. Но экспериментально было доказано, что атом имеет структуру. Это было сделано 1911-м году Резерфордом. Он обнаружил, что в атоме есть плотное образование очень маленьких размеров с положительным зарядом – ядро. А в 1914-м году был открыт протон, положительно заряженная частица с зарядом таким же, как у электрона. Электрон был открыт раньше, в конце 19-го века, но безотносительно к структуре атомов. И вот наличие электронов, открытие протона, ядра позволило Резерфорду придумать, построить планетарную модель атома. Согласно этой теории, в центре атома находится ядро, которое состоит из протонов. Для того, чтобы объяснить атомную массу, которая не совпадала с зарядом ядра, то есть числом протонов, он предложил существование нейтронов, нейтральных частиц с такой же массой, как протоны, но без заряда. Нейтроны были, действительно, открыты гораздо позже, в 1932-м году. И поскольку атомы нейтральны, то вокруг ядра вращаются электроны, то есть электронная оболочка.

Количество протонов в ядре определяет заряд атома и именно он определяет индивидуальность химического элемента. От него зависят все химические свойства. Планетарная модель атома была использована для создания квантовой теории атома и вот в этом году ровно 100 лет, как Нильс Бор создал квантовую теорию атома, которая является просто фундаментом и нашей науки тоже. Конечно, он её создавал не для звёздной спектроскопии, но для звёздной спектроскопии это очень мощный фундамент. Итак, Бор доказал теоретически, что электроны в атоме должны двигаться по строго определённым орбитам. Каждая орбита характеризуется своей энергией. Поэтому сейчас мы говорим не о том, что электроны двигаются по орбитам, а о том, что электроны находятся на определённых энергетических уровнях. Электроны могут переходить с одного уровня на другой, и поскольку происходит изменение энергии, значит, по закону сохранения энергии должен быть либо захвачен квант света, поглощён или испущен, излучён. Если начальная энергия меньше, чем энергия конечного состояния, то происходит поглощение квантов. И или если наоборот, тогда излучение квантов. Так должны образовываться линии поглощения. Потому что эта энергия квантов строго определённая, равная разности энергий конечного и начального состояний. Каждый атом имеет свой, присущий только ему, набор уровней и свою систему спектральных линий. Именно поэтому было возможным идентифицировать спектральные линии спектров звёзд ещё до того, как было понятно, как они образуются. То есть мы знали, то это линии нейтрального железа, другие линии образованы другими химическими элементами именно благодаря тому, что каждый химический элемент имеет свою уникальную систему спектральных линий.

Вот теперь я перехожу к количественным вещам, потому что нам нужно не просто качественно понять, как образуются линии, но и научиться рассчитывать, для того, чтобы сравнивать с наблюдениями. Количество квантов, поглощённых линий, зависит от многих параметров, в том числе, от чисто атомных свойств, которые не зависят от внешних условий, это вероятность перехода, но так же от внешних условий, а именно от концентрации атомов, которые могут перейти на другой уровень, то есть на нижнем уровне перехода. И от интенсивности излучения. Чем больше атомов, которые способны поглощать и чем больше квантов вот в этом спектральном участке, где возможно поглощение, тем сильнее будет линия, тем больше будет квантов поглощено. Распределение атомов по различным уровням, то есть сколько атомов на разных уровнях, определяется формулой Больцмана. Если обозначить концентрацию атомов в самом низком состоянии, основном состоянии, как n1, то есть назвать этот уровень первым, а концентрацию атомов в некотором состоянии ni, то их отношение зависит от разности энергии между этими уровнями, то есть то энергия возбуждения уровня i и от температуры газа. g и gi– это атомная константа статистические веса.

Если просуммировать концентрацию атомов на всех уровнях, то мы можем получить концентрацию атомов данной стадии ионизации, потому что мы знаем, что каждый атом может находиться в разных стадиях ионизации. Водород в нейтральном состоянии, однократно ионизованном, гелий уже в трёх стадиях ионизации. То есть чем больше заряд ядра, тем больше количество стадий ионизации. Полное число атомов определяется полным числом атомов во всех возможных стадиях ионизации.

Но вот для того, чтобы вычислить число атомов, то есть вот эта формула отдаёт относительные величины, а вот чтобы абсолютные величины получить, нам необходимые, это стало возможным благодаря созданию теории ионизации газов. В 20-е годы 20-го века индийский астрофизик Саха показал, что состояние ионизации газа, то есть отношение концентрации атомов разных стадий ионизации определяется температурой и давлением газа. Ну, и, конечно, некоторыми атомными характеристиками. Вот эта формула, которая тоже фундамент нашей науки. Здесь g – это снова статистические веса, сюда входят и мировые константы, масса электронов, постоянная Больцмана, постоянная Планка.

Температура входит в экспоненту и сюда же входит энергия ионизации. То есть энергия, необходимая для того, чтобы оторвать электрон у атома, сделать его ионизованным. Здесь записано для отношения числа ионизованных атомов к нейтральным, но это справедливо для любых двух последовательных стадий ионизации. В зависимости от температуры входит, вот и здесь числитель и очень мощный вот здесь показатель в экспоненту. С ростом температуры отношение должно расти. Просто качественный анализ это показывает. Поэтому состояние ионизации зависит не только от внешних условий, от температуры, вот здесь электронная концентрация, но и от характеристик самих атомов. И вот здесь я привожу энергии ионизации для наиболее распространённых элементов: водород, гелий, кальций, железо. Энергии даются в электронвольтах. Это очень мелкая единица измерения, но если сравнивать её с энергией фотона вот в видимом диапазоне, на длине волны 5 тысяч ангстрем, то есть вот то, что наш глаз лучше всего видит, энергия фотона примерно 2,5 электронвольта. То есть по сравнению с этой величиной, то есть абсолютно это величины маленькие, но по сравнению с теми условиями формирования фотонов, которые есть, это величины довольно таки большие даже для тех металлов, у которых минимальная энергия ионизации. Всё равно это в несколько раз больше, чем энергия фотонов.

И поэтому при низких температурах, для звёзд самые низкие температуры 3000 градусов, атомы всех элементов, то есть все химические элементы находятся в нейтральном состоянии, лишь с очень незначительной долей по этой формуле в ионизованном состоянии. Но с ростом температуры сначала атомы с меньшими энергиями ионизации ионизуются. Вот, например, в атмосфере Солнца кальций и железо уже в значительной степени ионизованы, а вот атомы гелий остаются нейтральными. Но при температуре 15 тысяч градусов только гелий остаётся нейтральным, а уже и водород сильно ионизован, несмотря на энергию 13,6 электронвольта. А металлы, такие как кальций и железо, у них уже отрывается по два электрона, они переходят в следующую стадию ионизации.

Таким образом, после создания теории ионизации газов Саха, стал понятным смысл спектральной последовательности. Спектральная последовательность – это, в действительности, температурная последовательность. И вдоль спектральной последовательности эффективная температура звёзд падает от, примерно, 50 тысяч градусов поставлена, от 50-ти тысяч для звёзд спектрального класса О до 3-х тысяч градусов у поздних спектральных типов. И теперь понятно, почему такие линии наблюдаются у звёзд разных спектральных типов. У звёзд поздних спектральных типов М наблюдаются линии нейтральных атомов, и они ослабевают в сторону более ранних типов, то есть с ростом температуры. Потому что происходит ионизация этих элементов и количество нейтральных атомов уменьшается. У звёзд спектральных типов J и К максимум интенсивности линий ионизованных металлов, потом их интенсивность падает. У звёзд самых горячих наблюдаются линии элементов, которые трудно ионизовать. Но при таких условиях даже гелий становится ионизованным.

Очень интересно проанализировать поведение линий водорода. Линии водорода имеют максимальную интенсивность звёзд спектрального класса А, согласно спектральной классификации. Но ведь мы же знаем, что у звёзд спектрального класса М водород нейтральный, но линии слабые. Всё дело в том, что те линии, которые наблюдаются в видимом диапазоне спектра, который мы используем, они образуются при переходе не из основного состояния, не из состояния с минимальной энергией, а из возбуждённого состояния. То есть для того, чтобы эти линии образовались, атомы водорода ещё нужно загнать в это состояние, а его энергия 10,2 электронвольта. Это лишь ненамного меньше, чем 13,6 электронвольта. И поэтому при температурах и таких, как у М звёзд, и даже как в атмосфере Солнца, атомов водорода в этом состоянии возбуждённом очень мало и поэтому линии слабые. Но с ростом температуры, то есть при переходе от поздних к ранним типам, интенсивность водородных линий растёт, потому что увеличивается количество атомов в этом состоянии согласно формуле Больцмана. А вот при температурах более высоких, водород эффективно ионизуется, нейтральных атомов становится мало и поэтому интенсивность линий водорода снова начинает уменьшаться. То есть понимать мы стали много, но вот теперь надо ещё научиться вычислять.

Мы знаем, что в звезде параметры изменяются по радиусу. Например, у Солнца в центре температура 15 млн. Кельвинов, а на поверхности 6 тысяч. Энергия вырабатывается в центре звезды, в ядре, радиус которого составляет примерно одну треть от радиуса Солнца. И эта энергия многократно поглощается и переизлучается в оставшейся части. То, что излучается непосредственно из ядра и то, что переизлучается в промежуточных слоях, мы не можем увидеть, у нас просто нет шансов. Только нейтрино может выйти из ядра Солнца, а обычные фотоны, многократно поглощаясь, переизлучаясь изменяют свою энергию, и распределение энергии очень сильно трансформируется. Мы можем анализировать только то, что мы наблюдаем, а наблюдаем мы только те фотоны, которые вышли из самого поверхностного слоя, толщина которого порядка длины свободного пробега фотонов. Эту величину мы можем вычислить, она для Солнца порядка 500 километров. Радиус Солнца 700 тысяч километров. То есть это очень и очень геометрический тонкий слой, который мы только и можем анализировать. Значит, мы можем анализировать излучение, фотоны, приходящие из этого слоя и можем что-то сказать о том, что происходит в этом слое. Вот тот слой, откуда приходит наблюдаемое излучение, мы и называем атмосферой звезды, и теория звёздных атмосфер разрабатывает методы количественного анализа звёздных спектров и вырабатывает методы для определения физических параметров звёзд.

На этом слайде приведён снимок поверхности Солнца. Это не схема, не рисунок, это, действительно, изображение в белом свете. Получено изображение в момент минимума солнечных пятен, поэтому вот только одно крупное пятно, остальные просто нельзя видеть здесь. Вы видите, что яркость диска неравномерна. Диск ярче в центре, и наблюдается потемнение диска к краю. Это эффект не дефект изображения, а реальный эффект и объясняется он тем, что температура в атмосфере увеличивается к центру. Даже вот в этом тонком слое температура изменяется заметным образом, и мы это видим по этому изображению. В центре луч зрения идёт вдоль по радиусу, и мы просматриваем наиболее глубокие слои, хотя в действительности они не очень глубокие, не глубже пятисот километров. А на краю луч зрения идёт по касательной, и мы видим только, просвечиваем только своим взглядом самые поверхностные холодные слои. Распределение температуры давления в этих слоях, в атмосфере звезды, мы не можем измерить никаким способом прямым, даже для Солнца, даже самой близкой к нам звезды. Мы можем это только вычислить. Вычисление этих функций основаны на использовании фундаментальных физических законов сохранения: сохранения энергии, сохранения количества движений. И добавляется ещё уравнение переноса энергий в атмосфере. Пример вот таких расчётов приведён на этом рисунке. Распределение температуры в атмосфере Солнца с глубиной. В качестве глубины здесь выбрана, ну, наверное, не очень понятна величина, оптическая толщина в логарифмической шкале, причём, ну, здесь это неважно. Важно, что вот это глубокие слои, здесь поверхностные слои. Температура в глубоких слоях 9 тысяч градусов и падает до 4-х тысяч градусов. Излучение в непрерывном спектре формируется примерно в этих слоях с температурами порядка 6-ти тысяч градусов, а линии формируются в более высоких, более холодных слоях. Уравнения, которые описывают и которые используются для определения распределения температуры давлений, имеют единственное решение, если задать три параметра: эффективную температуру, то есть полную энергию, которая излучается звездой с единицы поверхности, поверхностное ускорение силы тяжести. Но в действительности в атмосфере звезды ускорение силы тяжести фактически не меняется из-за того, что толщина атмосферы очень мала по сравнению с радиусом звезды. Поэтому иногда мы просто говорим: ускорение силы тяжести. Эта величина связана с массой звезды и радиусом звезды. Даже если мы не знаем этих величин для звезды, по спектру мы можем определить ускорение силы тяжести и тогда косвенными методами, привлекая другую информацию, определить и эти параметры. Это один из способов. Ну, и надо задать химический состав. Он тоже играет роль.

Качество нашего моделирования, наших расчётов иллюстрируется на вот этом рисунке. Это из научной статьи. Здесь приведено наблюдаемое распределение энергии у очень хорошо известной, хорошо изученной звезды Веги. Для нее из независимых методов известна температура эффективная, известно ускорение силы тяжести, содержание химических элементов, и вот наблюдаемый спектр распределения показан сплошной линией, а теоретический спектр, рассчитанный для этих параметров, пунктирной линией. Но наблюдать разницу практически невозможно, правда, тут и масштаб мелкий. Но и в более крупном масштабе, вот здесь на врезке, более узкий спектральный диапазон, вы видите, что согласие очень хорошее. То есть это означает, что мы правильно понимаем, что происходит в атмосферах звёзд и умеем рассчитывать теоретические спектры. И, следовательно, для тех звёзд, для которых мы не знаем почти ничего, какие у них температуры, какие у них массы и радиусы, мы можем использовать наши теории для того, чтобы из спектров извлекать информацию.

Но, конечно, ничего нельзя сделать, если у нас нет наблюдаемого спектра. Для звёздной спектроскопии используются самые крупные наземные телескопы. Это снимок самого крупного телескопа в нашей стране, шестиметрового, который расположен на Северном Кавказе, на высоте 2080 метров. Обсерватории уже давно стараются строить высоко в горах для того, чтобы уменьшить вред от земной атмосферы. Земная атмосфера защищает нашу жизнь, но астрономам очень мешает в наблюдении. Это башня телескопа и сам телескоп. Здесь 6-тиметрове зеркало находится. На другом снимке два телескопа-близнеца с диаметром зеркала почти 10 метров. Это совсем высоко, на Гавайских островах в обсерватории имени Кека. Но даже на такой высоте нельзя наблюдать ультрафиолетовые спектры звёзд, поскольку озоновый слой Земли, который защищает нас очень эффективно, но он полностью съедает ультрафиолетовое излучение и ультрафиолетовое излучение можно наблюдать только из космоса.

Первая космическая обсерватория была запущена в 1972-м году, здесь комбинированный снимок космическая обсерватория с телескопом Хаббла на орбите вокруг Земли. Здесь диаметр телескопа невелик по земным меркам — 2,4 метра, но благодаря тому, что не мешает атмосфера, он работает гораздо более эффективно, чем самые крупные телескопы на Земле. Поэтому несмотря на то, что это очень дорогостоящий проект, конечно, но он себя окупил уже много-много раз. Ну, а в более коротковолновом диапазоне работают другие обсерватории, их много. Вот рентгеновский спутник «Чандра», например, на фоне звёздного неба. Тоже, конечно, комбинированный снимок.

Для получения спектров вначале использовали призму. Благодаря тому, что коэффициент преломления различен для разных длин волн, удавалось получить разложение по длинным волнам. Но с помощью призм получить высокое качество спектров невозможно и в 1960-е годы широкое распространение получило использование дифракционных решёток. Для целей астрономии это чрезвычайно высокотехнологичная вещь. В промышленности дифракционные решётки используются давно, но качество, необходимое для астрономических наблюдений было достигнуто лишь в 1960-е годы. Действие дифракционной решётки основано на явлениях интерференции дифракции. Для того, чтобы получить спектр в максимально широком спектральном диапазоне, придумали спектрограф с эшелле, который работает в высоких порядках дифракционной решётки и порядки разводятся в плоскости с помощью либо призмы, либо другой решётки с перпендикулярной дисперсией.

Вот как выглядит эшелле-спектр, сырой, что называется, материал для одной из звёзд в диапазоне от 3600 до 9200 ангстрем. Для одного из порядков приведено распределение энергии по порядку. Это тоже сырое распределение, вот так, как получено с телескопа. Конечно, здесь узкий участок и, конечно, это не отражает реальное распределение энергии в спектре звёзды, а обусловлено спектральной чувствительностью приборов, спектральной чувствительностью вдоль порядка. Поэтому для того, чтобы из наблюдаемых спектров получить тот материал, который уже дальше будем использовать для анализа физических условий в звезде, нужен ещё промежуточный этап обработки или редукции спектров и от качества редукции спектров тоже очень много зависит. Можно загубить прекрасный материал, полученный на самых прекрасных телескопах и получить очень низкое качество.

Мы говорим, что мы хотим получить спектральное наблюдение, то есть звёздный спектр высокого качества. Что это означает, высокое качество? Важной характеристикой является спектральное разрешение. Под спектральным разрешением мы понимаем те минимальные размеры в спектре, участке спектра, на которых ещё можно надёжно различить отдельные детали. Вот если обозначить это как дельта-лямбда длину такого участка, на котором что-то ещё можно различить, то спектральное разрешение количественно определяется как относительная величина отношения длины волны к длине вот этого участка. У дифракционных решёток, несмотря на то, что здесь входит длина волны, вот эта величина почти постоянная и это чрезвычайно удобно для работы, а вот у призм нет.

На этом слайде представлены спектры звёзд, полученные с разным спектральным разрешением, и можно увидеть преимущества высокого разрешения. 1600 – это низкое разрешение. Для анализа спектров с целью получения физических параметров мы не используем такие спектры. Такие наблюдения ведутся для целей спектральных обзоров, для поиска каких-то объектов. Вот здесь, например, это программа поиска звёзд с большим дефицитом металлов. Здесь приведены эффективные температуры через наклонные чёрточки, ускорения силы тяжести в логарифмической шкале, и вот последние величины с отрицательной, это, так называемая, металличность. Содержание железа, определённое относительно солнечного содержания железа и в логарифмической шкале. Вот, например, -4 означает, что содержание железа у этой звезды на 4 порядка меньше, чем на Солнце. Вот даже есть звезда с металличностью -5 и 4, а рекордсмен в настоящее время звезда с металличностью -5,5. Конечно, даже при таком низком разрешении можно наблюдать и анализировать сильные линии в спектре.

А вот те же звёзды, но наблюдениям, полученные с разрешением 40 тысяч. Вот это уже разрешение хорошее, рабочее как мы говорим. Но, конечно, чтобы показать его на этом слайде, выбран участок гораздо меньших размеров по длине волны. Около линий кальция ионизованного. И вы видите, как много деталей в спектре появилось при высоком разрешении. Если, допустим, для этой звезды видно линии кальция, их крылья, то при высоком разрешении мы видим, что здесь множество линий металлов и, естественно, их можно использовать для более глубокого анализа.

Вторым важным параметром звезды является отношение сигнала к шуму. Чем выше отношение сигнала к шуму, тем более слабые детали можно наблюдать в спектре. Например, спектр близкой к нам звезды, 11 парсек всего, получены с отношением сигнала к шуму 200. То есть полпроцента. И мы видим, что не только эти ярко выраженные особенности, но и мелкие особенности надёжно измеряются. И для сравнения я привела наблюдаемые спектры звёзд с очень близкими параметрами, в которых в том же спектральном диапазоне, где наблюдаются те же самые спектральные линии, что вот у этой звезды. Но это спектры двух звёзд в очень далёком скоплении Беркли-21, 10 килопарсек, звёзды 19-й звёздной величины. От них приходит очень мало фотонов и за разумное время накопления просто невозможно получить так много фотонов, чтобы получить вот такое высокое отношение сигнала к шуму. Здесь отношение сигнала к шуму 20. Конечно, самые сильные линии видны, но вы видите, какая шумовая дорожка, и это вносит очень большую неопределённость в анализ не только слабых линий, которые просто теряются на этом фоне, но и в анализ сильных линий. Потому что мы не знаем, а как провести нам непрерывный спектр в этом случае.

Ещё очень важно, чтобы мы могли наблюдать спектры далёких объектов. И сейчас мы можем наблюдать спектры звёзд в других галактиках. Вот здесь, например, галактика на расстоянии 6,5 мегапарсек и спектры двух звёзд. Конечно, это можно делать с более низким спектральным разрешением, потому что уж очень далеко и с низким отношением сигнала к шуму. И для звёзд, которые имеют высокие светимости, это звёзды спектрального класса В, но, тем не менее, вы видите, что качество спектров позволяет проводить анализ теми методами, которые мы используем и для ближайших к нам звёзд в окрестности Солнца.

Итак, я готова перейти к тому, как определяются параметры звёзд.

У нас есть наблюдаемые спектры, мы умеем их обрабатывать и приводить к такому виду, из которого можно что-то извлекать. Любые параметры мы получаем путём сравнения наблюдаемого спектра с теоретическим. Прежде, чем рассчитать теоретический спектр, нам нужно построить модель атмосферы: распределение температуры, давления, плотности в атмосфере. Поскольку мы заранее не знаем, какие параметры звезды, температура, ускорение силы тяжести, содержание элементов, то приходится строить сетку модели атмосферы для набора параметров, для разных наборов параметров и затем проводить сравнение наблюдаемого спектра с теоретическими при разных наборах. И вот тот набор параметров, при котором достигается наилучшее согласие наблюдений и теорий и приписывается звезде. То есть, конечно, эти параметры вычисляемые. При сравнении мы никогда глупо не сравниваем всё распределение энергии в спектре. Я показывала спектр Веги для сравнения, чтобы показать, что в таком широком диапазоне нам удаётся хорошо всё описать. Мы выбираем такие спектральные особенности, которые наиболее чувствительны к изменению того или другого параметра. Я приведу несколько примеров.

Здесь показан участок профиля линии водорода, h-бета, у звезды из каталога Глизе вот с таким номером. Это звезда с дефицитом металлов, а, значит, это звезда позднего спектрального типа и у таких звёзд, мы из теории знаем, что крылья водородных линий очень чувствительны к изменению эффективной температуры и практически не чувствительны к изменению других параметров. И, следовательно, рассчитывая спектры для разных эффективных температур и добиваясь согласия наблюдаемого теоретического профиля, можно определить температуру.

Вот здесь теоретические спектры показаны кривыми разного цвета, с шагом по температуре в сто градусов и, таким образом, мы оцениваем точность определения температуры эффективной в 1000. Если температура определена каким-то способом, ну, например, по водородным линиям, то у звёзд поздних типов, вот здесь снова показан пример, для звезды с дефицитом металлов мы можем использовать сильные линии металлов. Вот здесь приведён профиль линий нейтрального магния на длине волны 5183 ангстрема, но можно использовать линии натрия, кальция, железа. Эти линии чувствительны к изменению ускорения силы тяжести. Они чувствительны к давлению, а, значит, к ускорению силы тяжести. И если мы сделаем расчёты при фиксированной температуре, при разных значениях ускорения силы тяжести, то подбирая, варьируя значение ускорение силы тяжести, мы подбираем такое значение, при котором удаётся описать наблюдаемый профиль. После того, как мы определили температуру, определили ускорение силы тяжести, мы можем приступить к определению содержания разных химических элементов. Здесь я привожу очень небольшой участок в спектре звезды снова с дефицитом металлов в районе, где располагается линия диспрозия однажды ионизованного. Вот она, эта линия, показана здесь точками, очень слабенькая линия. Вот для примера линия железа, она здесь даже полностью не показана, но, тем не менее, линия очень хорошо наблюдается. И рассчитывая профиль этой линии, уже при фиксированной температуре ускорения силы тяжести, но задавая разное содержание диспрозия, мы подбираем такое значение, при котором удаётся описать наблюдаемый профиль. И точность таких определений очень высокая, примерно 25%, не зависимо от того, насколько редкий это элемент. Это может быть и торий, может быть и магний.

Содержание химических элементов определено для большого количества звёзд. Оказывается, что примерно у 90% звёзд химический состав примерно одинаковый и очень похожий на солнечный. Для Солнца, кстати, мы определяем содержание химических элементов точно таким же образом. Других способов у нас нет. Всего для Солнца измерено содержание 72-х химических элементов, и этот рисунок показывает содержание для разных элементов от водорода до самых тяжёлых, до тория. Поскольку содержание изменяется в очень больших пределах у разных элементов, то удобно использовать логарифмическую шкалу и брать отношение содержания конкретного элемента относительно водорода и добавляется 12 просто для того, чтобы не иметь дела с отрицательными числами. Правда, нам и в этом случае приходится с ними иметь, ну, чтобы уменьшить. По определению содержание водорода равно 12-ти, гелия в 10 раз меньше, поэтому 11 в этой шкале. Следующим по распространённости является кислород, но его более чем на три порядка меньше, чем водорода. Ну, и дальше содержание элементов тем меньше, чем больше порядковый номер этого элемента в таблице Менделеева. Есть пик локальный в районе группы железа. Очень хорошо выражен, так называемый, чётный-нечётный эффект. У элементов с нечётным зарядом ядра содержание меньше, чем у элемента с чётным зарядом, за исключением лития, бериллия и бора. Всего в космосе обнаружено 77 химических элементов.

Скорость вращения звезды, оказывается возможным определить благодаря влиянию вращения на форму профиля звезды. Благодаря этой схеме можно понять, как это происходит. Если у нас наблюдатель находится вот здесь справа, звезда вращается против часовой стрелки и ось вращения перпендикулярна плоскости, тогда та часть диска звезды, которая направлена на наблюдателя, согласно эффекту Доплера, здесь фотоны испытывают смещение в коротковолновую сторону и линия, которая приходит с этих участков диска, смещается в коротковолновую сторону. Наоборот, противоположный край диска с правой стороны, здесь смещение происходит в длинноволновую сторону, а центральная часть диска здесь линии не смещаются, они находятся на тех положениях, которые определены теорией. Таким образом, вращение приводит к уширению линий. Оно не влияет на полную энергию поглощённую линий, но форма линий меняется и мы можем это описать. Потому что мы знаем эффект, как это действует. Здесь проиллюстрировано это для двух звёзд. У одной звезды скорость вращения 5 км/с, а у второй 25 км/с. Звёзды с близкими параметрами и различие в форме профиля обусловлено только вращением. Видите, что линии шире у второй звезды и анализ этого расширения позволяет определить скорость вращения.

Магнитное поле. В магнитном поле уровни энергетические расщепляются, это эффект Зеймана, и величина расщепления зависит от напряжённости магнитного поля. Если в отсутствие магнитного поля в некотором переходе мы наблюдаем одиночную спектральную линию, то в магнитном поле из-за расщепления уровней, из-за появления зеймановских уровней, каждая линия будет состоять из набора линий, из зеймановских компонент. Как это происходит на практике, я хочу показать на этом рисунке. Здесь приведены спектры, живые реальные спектры двух линий нейтрального титана и нейтрального натрия в инфракрасном диапазоне. Для звезды Эпсилон Эридана, эта звезда холоднее Солнца с температурой эффективной 5 тысяч градусов. Это спектр спокойного Солнца, мы говорим. И внизу спектр солнечного пятна. Поскольку температура Солнца выше, то видите, линия титана, например, у него даже не наблюдается, потому что ослабевают линии. Линия натрия наблюдается, но она слабее, чем у Эпсилон Эридана. Но вот что происходит в спектре пятна. У Солнца и Эпсилон Эридана глобальное магнитное поле очень слабое и эффект этого расщепления очень маленький. А в пятне магнитное поле почти 3 килогаусса и это приводит к тому, что каждая из этих линий состоит из набора компонент, но и кроме того, ещё температура в пятне ниже почти на тысячу градусов. Поэтому линия каждой из компонент усиливается, плюс ещё наличие этих компонент приводит к расширению. Мы это можем количественно описать и, сравнивая теоретические спектры с наблюдениями, мы, таким образом, определяем величину магнитного поля.

Но не только физические параметры самих звёзд можно определять методы в звёздной спектроскопии, но и изучать условия вокруг звёзд. Например, именно спектроскопическими методами была обнаружена первая планета за пределами Солнечной системы. Экзопланета. Если звезда имеет планету, то это уже двойная система и, значит, каждый из объектов движется по своему эллипсу по законам Кеплера, и линии в спектре звезды, линии звезды, планеты мы, конечно, не видим, линии в спектре звезды меняют лучевую скорость, потому что звезда движется. И вот эти изменения мы можем зарегистрировать. Мы можем измерить лучевые скорости и проанализировать, как они меняются со временем. На этом рисунке показаны результаты мониторинга изменения лучевой скорости звезды 51 Пегас, у которой была обнаружена впервые экзопланета. Много точек, потому что наблюдения на большом промежутке времени сведены к одному периоду, то есть это сводная кривая. И было установлено, что период изменения лучевой скорости 4,23 дня, а амплитуды изменения лучевой скорости 59 м/с. Это очень маленькая величина и, например, ещё в 80-е годы мы не умели измерять лучевые скорости с такой точностью, а сейчас измеряем с точностью несколько метров в секунду. Именно поэтому сейчас таким методом обнаружена планетная система уже у 250-ти звёзд.

Анализ кривой изменения лучевых скоростей позволяет определять массу планеты. Вот у этой звезды масса планеты равна половине массы Юпитера. В действительности, сейчас обнаружено планет больше, но это было сделано другими методами, путём анализа изменения блеска звезды при прохождении по её диску планеты.

Я хочу вам рассказать, правда, времени у меня уже нет, о том, как те параметры, которые мы получаем, используются для решения общенаучных проблем. Важным достижением всей науки в комплексе 20-го века считается понимание происхождения химических элементов. Это объединённые усилия и ядерной физики, атомной физики, звёздной спектроскопии, физики звёзд. Но вот звёздная спектроскопия сыграла здесь очень важную роль. Во-первых, она дала толчок, потому что было обнаружено изменение содержания металлов у звёзд разного возраста, а, во-вторых, звёздная спектроскопия обеспечила наблюдательные данные для проверки тех теорий, происхождения элементов, которые были созданы.

На этом рисунке показаны результаты определения содержаний железа у звёзд, родившихся в разные галактические времена. Здесь время отложено от момента образования галактики. Ну, мы не можем точно этот момент определить, но примерно через миллиард лет уже можем это сделать. Точность определения возраста у отдельных звёзд, конечно, не очень высокая, вот здесь приведены пары ошибок и содержание железа не очень точно определяется, но всё равно вы видите, что вот Солнце здесь показано, это примерно 9 миллиардов лет после образования галактики. Так вот у старых объектов, сформировавшихся давно в ранней галактике содержание железа меньше. У молодых содержание железа больше.

И такая же картина наблюдается и для других элементов. На этом рисунке здесь в качестве оси времени использовано содержание железа, не время. Видим, что вот здесь магний, показано определение содержания магния, оно тоже растёт со временем, увеличивается содержание железа, увеличивается содержание магния. А согласно современным представлениям наша галактика сформировалась из вещества, которое состояло из водорода и гелия с очень незначительной примесью лития, бериллия и бора. Это вот то вещество, которое было синтезировано при Большом взрыве. А во все элементы углерода и более тяжёлые были синтезированы в звёздах. И самый большой вклад в обогащение галактического вещества металлами внесли самые массивные звёзды с массами больше 8 солнечных масс. Это очень быстро эволюционирующие объекты, время их жизни не превышает 20-ти миллионов лет, жизнь их очень бурная, они проходят несколько этапов ядерной эволюции, и завершается всё образованием железного ядра. Когда иссякает источник энергии в ядре звезды, происходит катастрофическое сжатие, гравитационный коллапс и взрыв, который наблюдается, как явление сверхновой второго типа. На предшествующих этапах эволюции и в процессе взрыва синтезируются практически все элементы таблицы Менделеева, от гелия до урана и, вероятно, более тяжёлых, просто мы их не наблюдаем.

Массивные звёзды из-за того, что у них очень маленькое время жизни, то с момента образования галактики было огромное количество поколений этих массивных звёзд, которые отработали, внесли свой вклад в обогащение галактического вещества металлами. Железо может синтезироваться ещё у одного типа звёзд. У звёзд промежуточных масс с массами меньше 8-ми солнечных масс, которые входят в двойные системы. Одиночные звёзды таких масс завершают свою эволюцию как белые карлики, и они играют маленькую роль в обогащении галактического вещества металлами. А вот в двойных системах может происходить перетекание вещества с одного компонента на другой, могут сливаться эти белые карлики и тогда происходит чудовищный термоядерный взрыв с полным разрушением звезды и нуклеосинтез в этих условиях идёт до образования элементов группы железа. Почти половина массы всей звезды превращается в железо. Это очень мощный источник.

Но, по сравнению с массивными звёздами вот этот источник начал работать позже, потому что звёзды меньших масс эволюционируют медленнее, им ведь ещё надо стать белыми карликами, прежде, чем это произойдёт. Поэтому теоретики оценивают вот эту задержку по времени начало производства железа другим механизмом, в один миллиард лет. Но мы точно величину эту не знаем.

А этот рисунок я снова вам показываю, но здесь уже объясню, что означают эти кривые. Это модели эволюции содержания железа в нашей галактике. Теория химической эволюции галактики основана на знании эффективности нуклеосинтеза в звёздах разных масс, потому что в зависимости от массы звезды, она с большей или меньшей скоростью вырабатывает разные элементы, то есть производство элементов несинхронно. В зависимости от распределения звёзд по массам и от скорости звездообразования. Так вот, нижняя кривая на этом рисунке соответствует модели, в которой железо синтезировалось только в сверхновых второго типа. И вы видите, что всех сверхновых второго типа за всю историю нашей галактики недостаточно для того, чтобы объяснить наблюдаемую в современную эпоху содержание железа в галактике. А вот если учесть вклад и сверхновых первого типа А, то согласие вполне удовлетворительное. И по оценкам примерно 50% современного железа было произведено в сверхновых второго типа и 50% в сверхновых первого типа.

И поскольку установлена достаточно надёжная зависимость содержания железа от времени благодаря этим моделям, то, я ещё раз повторюсь, содержание железа используется как индикатор времени.

И я перехожу к заключительному слайду, на мой взгляд, очень интересному. Другие химические элементы, ведь мы наблюдаем много химических элементов. Определение содержания этих элементов используется не только для того, чтобы проанализировать и понять, как их содержание менялось со временем, но и для того, чтобы получить информацию о том, а как эволюционируют вот эти звёздные системы галактики. Вот такой пример отношения содержания магния к железу. Квадратные скобки означают, что эта величина берётся относительно Солнца и в логарифмической шкале. На этом рисунке показаны измерения у звёзд этой величины. У звёзд с разным содержанием металла, звёзд в нашей галактике вот эти определения показаны чёрным цветом, вот Млечный путь и у звёзд в спутниках нашей галактики. У нашей галактики сейчас известно 26 спутников, они очень разные, разных масс, разных типов. Самые большие, вы знаете, Большое Магелланово облако. Здесь представлены результаты, для карликовых галактик в скоплениях Скульптор, они так и называются галактика в Скульптуре: Киль, Печь и Стрелец. Галактики находятся очень далеко и, конечно, мы не можем гарантировать полноту измерения звёзд в этих галактиках, но во всяком случае здесь для галактики Скульптор, она показана зелёными кружками, наблюдений очень много. Наблюдаются у этой галактики звёзды, в диапазоне содержания железа от минус примерно 2,4 до минус единицы.

Сначала я вернусь к нашей галактике. У звёзд, бедных металлами, содержание железа в этой логарифмической шкале меньше, чем -0,6, это примерно здесь, мы наблюдаем относительный избыток магния относительно железа, относительно солнечного отношения. Видите, эта величина больше нуля. И это отношение примерно постоянно. Конечно, здесь есть разбросы этих точек, но эти величина примерно на уровне 0,4. Но как только мы переходим в эту область, больших содержаний, мы видим, что это отношение начинает падать. И это интерпретируется, как включение этого механизма второго производства железа. Магний синтезируется только в одном типе звёзд, сверхновой второго типа. А железо может синтезироваться и в других звёздах, которые в действие вступают позже. И вот в нашей галактике первые сверхновые первого типа А появились, когда содержание железа уже выросло от почти нуля до -0,6. То есть это уже очень близко к современному значению. А у галактик карликовых картина наблюдается немножко другая, и похожая и другая. С одной стороны у звёзд с большим дефицитом металлов тоже наблюдается избыток, причём такой же, как в нашей галактике, примерно 0,4. Ну, вот это особенно хорошо видно на галактике в Скульпторе. Но падение этого отношения начинается на гораздо меньшем содержании железа, примерно минус 1,8. А ведь если это обусловлено включением сверхновых первого типа А, то реальное время от образования галактики, галактики эти, конечно, образовались вместе с нашей галактикой, до того, как вспыхнули первые сверхновые первого типа А, одно и тоже у этих галактик. Но в карликовой галактике это произошло на совершенно другом содержании железа. Это означает, что в карликовой галактике было очень мало сверхновых второго типа. Они просто не успели нарастить содержание железа до такого, как, например, в нашей галактике. А это говорит о том, что скорость звездообразования в этой галактике была намного меньше, чем в нашей галактике. Таким образом, анализируя содержание химических элементов в звёздах, мы получаем информацию не только о физических параметрах вот этих звёзд, которые мы измеряем, но и о очень важных, глобальных характеристиках звёздных систем, в которые они входят.