Астрономический словарик: гравитация, диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Гравитация

Древнейшие дошедшие до нас свидетельства размышлений о природе притяжения предметов относятся ещё к древнегреческим философам. Они рассуждали о том, что предметы не двигаются без причины, однако в качестве таковой предлагали некую расплывчатую «природу вещей». И если в том, что все предметы падают на Землю, мог убедиться каждый желающий, то, к примеру, Плутарх, родившийся в I веке н.э., первым догадался, что гравитация – явление всеобщее, не уникальное только для нашей планеты.

Свои теории высказывали и другие натурфилософы: например, индийский математик и астроном Брахмагупта, живший в VII веке, или арабский эрудит Ибн Сина, более известный нам, как Авиценна. Он написал монументальный труд «Искусство врачевания», где, кроме медицинских тем, касался и других областей естествознания. В частности, он описал принципы движения предметов в («теории импетуса»), в которой явно прослеживаются зачатки таких понятий, как инерция и импульс.

Работа Ибн Сины повлияла на натурфилософов Европы эпохи возрождения. Свои вклады в разное время в теорию гравитации вносили Галилей, Кеплер, Декарт и Гюйгенс, в числе множества прочих. Кульминацией её развития стал вывод Исааком Ньютоном законов движения и закона всемирного тяготения. Его работы кардинально отличались от трудов предшественников отсутствием туманных метафизических рассуждений и чётким математическим описанием. По Ньютону, гравитация – это взаимодействие двух тел с массами m₁ и m₂, действующее на них мгновенно и на любом расстоянии r с силой в:

Казалось, что теория отлично описывает движение тел, в том числе и планет Солнечной системы. В системе из двух тел объект должен двигаться по эллипсу, фокус которого находится в центре масс системы. В такой системе большая ось эллипса неподвижна. Планеты Солнечной системы двигаются вокруг Солнца по эллипсам, однако по некоторым причинам (в частности, из-за большого количества массивных тел) большие оси их орбит подвержены прецессии – то есть, меняют направление.

Однако в начале XX века Хендрик Лоренц, пытаясь связать воедино свою теорию эфира и уравнения Максвелла, обнаружил, что реальная прецессия орбиты Меркурия не совпадает с расчётной. Астрономы предположили, что между Меркурием и Солнцем существует не найденная до сих пор планета, которую они назвали Вулкан. Однако эту загадку совершенно по-другому разрешил Эйнштейн. Его Общая теория относительности закрыла пробел в расчётах, а также стала преемницей ньютоновской теории гравитации. Он предположил, что гравитация является следствием искривления пространства-времени, происходящего благодаря влиянию на последнее массы-энергии.

На сегодня все предсказания ОТО, которые мы смогли проверить, подтверждают её правильность – это ускорение систем отсчёта (гравитационное красное смещение света), гравитационное линзирование, существование чёрных дыр, орбитальные эффекты, увлечение инерциальных систем отсчёта и гравитационные волны.

Излучение последних, согласно теории, должно было сопровождать орбитальное движение любых гравитационно связанных систем и процессы слияния нейтронных звёзд и/или чёрных дыр. И такие волны были обнаружены благодаря наземным детекторам. Это породило новый раздел науки, гравитационно-волновую астрономию, дающую нам ещё один способ изучать удалённые массивные объекты.

Следующей проверке ОТО подверглась в 1980-х годах, вскоре после того, как астрономы начали изучать вращение спиральных галактик. Обнаружилось, что, если учитывать массу всей видимой материи галактик, в них нарушается связь орбитальной скорости звёзд и расстояния до центра масс. К примеру, в Солнечной системе, чем дальше от Солнца расположено тело, тем с меньшей скоростью оно движется. Но на краю наблюдаемых галактик звёзды двигались значительно быстрее предсказанных величин. Либо теория движения на крупнейших масштабах Вселенной работает не так, как на малых, либо в галактиках присутствует огромное количество вещества, которое мы никак не можем наблюдать.

В настоящий момент общепринятым объяснением подобного эффекта является наличие тёмной материи – загадочной субстанции, проявляющей себя только через гравитационное взаимодействие. Она является частью Лямбда-CDM модели, описывающей космологию Вселенной.

Существуют и альтернативные объяснения подобного эффекта, в частности — модифицированная ньютоновская динамика, MOND, вносящая корректировки в закон тяготения Ньютона на больших масштабах. Её предложил в 1983 году Мордехай Милгром, предположивший, что для малых ускорений ускорение зависит нелинейно от создающей его массы. Впоследствии её развили в релятивистских терминах до тензор-вектор-скалярной теории гравитации (TeVeS). Ещё одна альтернатива — теория модифицированной гравитации Моффата (MOG).

Ещё одним предсказанным, но неподтверждённым следствием ОТО являются гравитоны. Это гипотетические безмассовые элементарные частицы-переносчики гравитационного взаимодействия. Гравитон должен быть квантом гравитационного поля без электрического и других зарядов, обладать спином 2 и двумя возможными направлениями поляризации. Предположительно, он всегда будет двигаться со скоростью света. Пока что гравитонов мы не обнаружили.

Гравитация – одно из четырёх фундаментальных взаимодействий. Довольно иронично, что она оказывается в 10²⁹ раз слабее другой фундаментальной силы природы, «слабого взаимодействия». Две оставшихся силы, сильное и электромагнитное взаимодействие, действуют на материю ещё сильнее – например, гравитация и электромагнетизм различаются по силе на 40 порядков. И это приводит нас к ещё одной нерешённой загадке — проблеме калибровочной иерархии.

Считается, что все четыре фундаментальных взаимодействия возникли после Большого взрыва одновременно, а затем разделились. Каким образом появилась такая большая разница между ними – непонятно. На сегодня существует две группы теорий, объясняющих этот разрыв. Одни говорят о существовании набора ещё не обнаруженных частиц (например, теория суперсимметрии). Другие – о наличии ненаблюдаемых нами дополнительных пространственных измерений (например, теория свёрнутых измерений, которая, кстати, также неплохо объясняет, почему Вселенная в самом начале своего существования расширялась так быстро).

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

В 1863 году в городе Довер штата Дэлавер родилась Энни Джамп Кэннон. Она с детства проявляла интерес к точным наукам, в чём её полностью поддерживала мать. Её интересовала математика, химия, биология, но в особенности – астрономия. Они с матерью, пользуясь старым учебником по астрономии, определяли, какие звёзды было видно из чердачного окна их дома.

Повзрослев, и закончив колледж Уэллсли, Энни поступила на работу в Гарвардскую обсерваторию в качестве вычислителя – человека, занимавшегося рутинными вычислениями вручную. Она стала одним из выдающихся работников обсерватории (в итоге из простого вычислителя переквалифицировавшись в астронома), и под руководством директора Эдуарда Чарлза Пикеринга вместе с коллегами составила каталог Генри Дрейпера (названный в честь астронома, благодаря наследству которого каталог появился на свет).

Работа над каталогом шла с 1918 по 1924 годы. Это был первый настолько объёмный астрономический каталог, содержащий спектроскопическую информацию о 225 300 ярких звёздах. Каталог впоследствии сослужил неоценимую службу всей астрономической науке, лёг в основу современной классификации звёзд, а также внёс ясность в вопросы звёздной эволюции.

Ещё одна женщина-вычислитель из Гарвардской обсерватории, ставшая впоследствии астрономом — Антония Каэтана Мори — в процессе работы над классификацией звёзд создала их список, отсортированный по ширине спектра. Изучая её работу, датский астроном Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что звёзды с более узким спектром обычно отличаются меньшим собственным движением – изменением координат на небесной сфере, связанных с движением Солнечной системы относительно других звёзд.

Чем меньше было собственное движение, тем в среднем больше должна быть яркость звезды – из чего следует, что яркость звезды должна быть как-то связана с её спектром. Он подсчитал вековые параллаксы для нескольких групп звёзд и прикинул их абсолютную звёздную величину.

Тем временем в 1910 году астроном Ханс Розенберг опубликовал диаграмму зависимости видимой звёздной величины от интенсивности линии кальция и двух линий серии Бальмера для звёзд из скопления Плеяд. Эти параметры в начале XX века использовались для оценки звёздной температуры. По сути, этот список представлял собой график зависимости светимости звезды от её температуры. Герцшпрунг работал над похожей диаграммой, но опубликовал её только в 1911 году.

В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга и Розенберга, примерно то же самое исследовал Генри Норрис Рассел, американский астроном и астрофизик. Только он составлял подобные диаграммы не для скоплений звёзд, а для разных звёзд по отдельности. Свою работу он опубликовал в 1913 году.

Если скомбинировать работы всех этих замечательных учёных, получится точечная диаграмма зависимости светимости (или абсолютной звёздной величины) звёзд от их эффективной температуры (или спектрального класса). Интересно то, что на этой диаграмме звёзды, представленные в виде точек, склонны группироваться в несколько областей – это происходит потому, что эволюция звёзд идёт сходным образом.

Основная их часть (до 90%) скапливается вокруг линии, названной «главной последовательностью», протянувшейся от ярких и горячих звёзд до тусклых и холодных. Вторая по численности группировка звёзд (справа вверху) – это красные гиганты, звёзды, чья эволюция подходит к завершению. Третья группа (слева внизу) – белые карлики, останки красных гигантов, сбросивших оболочку. Среди наименее многочисленных групп находятся, например, сверхгиганты или субкарлики.

Зная спектральный класс звезды, можно оценить её абсолютную звёздную величину и класс её светимости. Зная абсолютную и видимую звёздные величины, можно узнать примерное расстояние до звезды.