Реферат: Что такое звёзды
Испокон веков Человек старалсядать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и кнебесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, стечением времени – и другие.
Некоторые звёзды получили названия в соответствиис положением, которое они занимают в созвездии. Например, находящаяся всозвездии Лебедя звезда Денеб (слово переводится как «хвост») действительнодислоцируется в этой части тела воображаемого лебедя. Ещё один пример. ЗвездаОмикрон, она больше известна под названием Мира, что переводится с латинскогокак «удивительная», находится в созвездии Кита. Мира обладает способностьюизменять свою яркость. На длительные периоды она вообще исчезает из полязрения, имеются в виду наблюдения невооружённым глазом. Название звезды иобъясняется её спецификой. В основном звёзды получили названия в эпохуантичности, поэтому нет ничего удивительного в том, что большинство названийимеет латинские, греческие, а позже и арабские корни.Открытиезвёзд, видимый блеск которых со временем меняется, привело к специальнымобозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которымиследует название созвездия в родительном падеже. Но первая переменная звезда,обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A.Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S итак далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то естьпосле Z снова используется A. При этомбуквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва»означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.
КАК РОЖДАЕТСЯ ЗВЕЗДА.
Звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основномиз межзвёздного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственнойгравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звёзд. Спомощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи натёмные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами молекулярныхоблаков», потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы,или системы, наряду с шаровыми звёздными скоплениями, представляют собой самыекрупные структуры в галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.
Болеемолодые звёзды, их называют «звёздное население I», образовалисьиз остатков, получившихся в результате вспышек старых звёзд, их называют«звёздное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную волну,которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её сжатие.
Глобулы Бока.
Итак,происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом начинаетсяобразование плотных тёмных газопылевых облаков круглой формы. Их называют«глобулы Бока». Бок – американский астроном голландского происхождения(1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в 200 раз превышаетмассу нашего Солнца.
Помере того как глобула Бока продолжает сгущаться, её масса увеличивается,притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних областей. В связи стем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее, чем внешняя, глобуланачинает разогреваться и вращаться. Через несколько сотен тысяч лет, во времякоторых происходит сжатие, образуется протозвезда.
Эволюцияпротозвезды.
Благодаряувеличению массы к центру протозвезды притягивается всё больше материи.Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло.Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышениятемпературы звезда начинает светиться тёмно-красным светом.
Протозвездаимеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей еёповерхности, она всё равно остаётся относительно холодной. В ядре температурарастёт и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглаяформа протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этотпроцесс длится миллионы лет.
Увидетьмолодые звёзды трудно, так как они ещё окружены тёмным пылевым облаком, из-закоторого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощиспециальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окруженовращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядронастолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, гдесопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой,они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевиднуюили аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо».
Звездаили планета?
Температурапротозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событийзависит от габаритов этого небесного тела; если масса небольшая и составляетменее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерныхреакций. Такая протозвезда не сможет превратиться в настоящую звезду.
Учёныерассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду егоминимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца.Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждатьсяи превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, этотак называемый «коричневый карлик».
ПланетаЮпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы статьзвездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерныереакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойныхзвёзд.
Ядерныереакции.
Еслимасса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственнойгравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепеннодоходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для соединения атомовводорода и гелия.
Далееактивизируется «ядерный реактор» протозвезды, и она превращается в обычнуюзвезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет окружающую оболочкуиз пыли. После этого можно видеть свет, исходящий из образовавшейся звезды. Этастадия называется «фаза Т-Тельцы», она может длиться 30 миллионов лет. Изостатков газа и пыли, окружающих звезду, возможно образование планет.
Рождениеновой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцируетконденсацию новой материи, и процесс звёздообразования продолжится посредствомгазопылевых облаков. Небольшие по размеру звезды слабые и холодные, крупные же– горячие и яркие. Большую часть своего существования звезда балансирует встадии равновесия.
ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЁЗД.
Наблюдаяза небом даже невооружённым глазом, можно сразу отметить такую особенностьзвёзд, как яркость. Одни звёзды очень яркие, другие – более слабые. Безспециальных приборов в идеальных условиях видимости можно рассмотреть около6000 звёзд. Благодаря биноклю или телескопу наши возможности значительновозрастают, мы можем любоваться миллионами звёзд Млечного пути и внешнихгалактик.
Птолемейи «Альмагест».
Первуюпопытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости,предпринял эллинский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э.Среди его многочисленных трудов фигурировал и «Звёздный каталог», содержащийописание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные,собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, былипроработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею изАлександрии во II в. н.э. Он создал фундаментальный опус «Альмагест» втринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени,классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошёли «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанныечетыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал примерно натысячу звёзд больше.
КаталогомПтолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделилзвёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены кпервому классу, менее яркие – ко второму и так далее.
Кшестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин«сила свечения небесных тел», используется и в настоящее время для определениямеры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей,галактик и других небесных явлений.
Звёздная величина в современной науке.
Всередине XIX в. английский астроном Норман Погсон усовершенствовалметод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времёнГиппарха и Птолемея. Погсон учёл, что разница в плане светимости между двумяклассами 2,5. Погсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздамипервого и шестого классов составляет 100 а.е. То есть отношение блеска звездпервой звёздной величины составляет 100. Это отношение соответствует интервалув 5 звёздных величин.
Относительная и абсолютная звёздная величина.
Звёзднаявеличина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных втелескоп, указывает, какое количество света звезды доходит до наблюдателя наЗемле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чемдальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. То есть приопределении звёздной величины необходимо принимать во внимание расстояние дозвезды. В данном случае речь идёт об относительной звёздной величине. Оназависит от расстояния.
Естьзвёзды очень яркие и очень слабые. Для сравнения яркости звёзд независимо от ихрасстояния идо Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина». Онахарактеризует блеск звезды на определённом расстоянии в 10 парсек (10 парсек =3,26 светового года). Для определения абсолютной звёздной величины необходимознать расстояние до звезды.
Цветзвёзд.
Следующей важной характеристикой звезды является еёцвет. Рассматривая звёзды даже невооружённым глазом, можно заметить, что не всеони одинаковы.
Естьголубые, жёлтые, оранжевые, красные звёзды, а не только белые. Цвет звёздмногое говорит астрономам, прежде всего он зависит от температуры поверхностизвезды. Красные звёзды – самые холодные, их температура составляет примерно2000-3000 оС. Жёлтые звёзды, как наше Солнце, имеют среднюютемпературу 5000-6000 оС. Самые горячие – белые и голубые звёзды, ихтемпература составляет 50000-60000 оС и выше.
Загадочныелинии.
Еслипропустить свет звезды через призму, мы получим так называемый спектр, он будетпересекаться линиями. Эти линии являются своего рода «идентификационной картой»звезды, так как по ним астрономы могут определить химический составповерхностных слоёв звёзд. Линии принадлежат различным химическим элементам.
Сравниваялинии в звёздном спектре с линиями, выполненными в лабораторных условиях, можноопределить, какие химические элементы входят в состав звёзд. В спектрахосновными являются линии водорода и гелия, именно эти элементы составляютосновную часть звезды. Но встречаются и элементы группы металлов – железо,кальций, натрий и др. В солнечном ярком спектре видны линии почти всеххимических элементов.
ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА.
Средипараметров, характеризующих звезду, существуют два самых главных – этотемпературы и абсолютная звёздная величина. Температурные показатели тесносвязаны с цветом звезды, а абсолютная звёздная величина – со спектральнымклассом. Имеется в виду классификация звёзд по интенсивности линий в ихспектрах. Согласно используемой в настоящее время классификации, звёзды всоответствии с их спектрами делятся на семь основных спектральных классов. Ониобозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. Именно в этой последовательности температура звёздпонижается от нескольких десятков тысяч градусов класса O до2000-3000 градусов звёзд типа M.
Абсолютнаязвёздная величина, т.е. мера блеска, указывает количество энергии, излучаемойзвездой. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние звезды.
Выдающаясяидея.
Идеясвязать между собой два основных параметра звезды пришла в голову двум учёным в1913 году, причём они вели работы независимо друг от друга.
Речьидёт о голландском астрономе Эйнаре Герцшпрунге и американском астрофизикеГенри Норрисе Ресселле. Учёные творили на расстоянии тысяч километров друг отдруга. Они составили график, связавший воедино два основных параметра.Горизонтальная ось отражает температуру, вертикальная – абсолютную звёзднуювеличину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двухастрономов – диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, или, проще, диаграмма Г-Р.
Звезда– критерий.
Посмотрим,как составляется диаграмма Г-Р. Прежде всего, необходимо выбратьзвезду-критерий. Для этого подходит звезда, расстояние до которой известно, илидругая – с уже вычисленной абсолютной звёздной величиной.
Следуетиметь в виду, что интенсивность светимости любого источника, будь то свеча,лампочка или звезда, изменяется в зависимости от расстояния. Математически этовыражается так: интенсивность светимости «I» наопределённом расстоянии «d» от источника обратно пропорциональна «d2».Практически это означает, что если расстояние увеличивается вдвое, тоинтенсивность светимости уменьшается в четыре раза.
Затемследует определить температуру выбранных звёзд. Для этого надо идентифицироватьих спектральный класс, цвет и после этого определить температуру. В настоящеевремя вместо спектрального типа используется другой эквивалентный емупоказатель – «индекс цвета».
Далеенадо измерить звёздную величину звезды с двумя разными по длине волнами (например,использовать два фильтра, пропускающих только синий и жёлтый цвета). Подсчитатьразницу.
Этидва параметра наносятся на одну плоскость с температурой, понижающейся слеванаправо, на абсциссе. Абсолютная светимость фиксируется на ординате, повышениеотмечается снизу вверх.
Главнаяпоследовательность.
Надиаграмме Г-Р звёзды располагаются вдоль диагональной линии, идущей снизу вверхи слева направо. Эта полоса называется Главная последовательность. Звёзды,входящие в её состав, называются звёздами Главной последовательности. Солнцеотносится именно к этой группе. Это группа жёлтых звёзд с поверхностнойтемпературой примерно 5600 градусов. Звёзды Главной последовательностинаходятся в наиболее «спокойной фазе» своего существования. В недрах их ядератомы водорода перемешиваются, образуется гелий. Фаза Главнойпоследовательности составляет 90% времени существования звезды. Из 100 звёзд 90находятся именно в этой фазе, хотя распределяются по разным позициям взависимости от температуры и светимости.
Главнаяпоследовательность представляет собой «узкую область», это свидетельствует отом, что звёзды с трудом сохраняют баланс между силой притяжения, которая тянетвнутрь, и силой, образующейся в результате ядерных реакций, она тянет к внешнейстороне зоны. Звезда, подобная Солнцу, равная 5600 градусов, для поддержаниябаланса должна иметь абсолютную звёздную величину порядка +4,7. Это следует издиаграммы Г-Р.
Красныегиганты и белые карлики.
Красныегиганты находятся в верхней зоне справа, расположенной с внешней стороныГлавной последовательности. Характерной чертой этих звёзд является очень низкаятемпература (примерно 3000 градусов), но при этом они ярче звёзд, имеющихидентичную температуру и расположенных в Главной последовательности.
Естественно,возникает вопрос: если энергия, излучаемая звездой, зависит от температуры, топочему же звёзды с одинаковой температурой имеют разную степень светимости.Объяснение следует искать в размере звёзд. Красные гиганты более яркие потому,что их излучающая поверхность намного больше, чем у звёзд из Главнойпоследовательности.
Неслучайноэтот тип звёзд получил название «гиганты». Действительно, их диаметр можетпревышать диаметр Солнца в 200 раз, эти звёзды могут занимать пространство в300 миллионов км, что вдвое больше расстояния от Земли до Солнца! С помощьюположения о влиянии размера звезды попробуем объяснить некоторые моменты всуществовании других звёзд – белых карликов. Они расположены внизу слева вдиаграмме Г-Р.
Белыекарлики – очень горячие, но совсем неяркие звёзды. При одинаковой температуре скрупными и горячими бело-голубыми звёздами Главной последовательности белыекарлики намного меньше по размерам. Это очень плотные и компактные звёзды, онив 100 раз меньше Солнца, их диаметр примерно такой же, как земной. Можнопривести яркий пример высокой плотности белых карликов – один кубическийсантиметр материи, из которой они состоят, должен весить около одной тонны!
Шаровыезвёздные скопления.
Присоставлении диаграмм Г-Р шаровых звёздных скоплений, а в них находятся восновном старые звёзды, очень сложно определить Главную последовательность. Еёследы фиксируются в основном в нижней зоне, где концентрируются более холодныезвёзды. Это связано с тем, что горячие и яркие звёзды уже прошли стабильнуюфазу своего существования и перемещаются вправо, в зону красных гигантов, аесли миновали её, то в зону белых карликов. Если бы люди были в состояниипроследить за свою жизнь все эволюционные стадии звезды, они смогли бы увидеть,как она изменяет свои характеристики.
Например,когда водород в ядре звезды прекращает гореть, температура во внешнем слоезвезды понижается, сам слой расширяется. Звезда выходит из фазы Главнойпоследовательности и направляется в правую часть диаграммы. Это касается впервую очередь крупных по массе звёзд, наиболее ярких, — именно этот типэволюционирует быстрее.
Стечением времени звёзды выходят из Главной последовательности. На диаграммефиксируется «turning point» — «поворотная точка»,благодаря ней, возможно, довольно точно вычислить возраст звёзд скоплений. Чемвыше на диаграмме находится «поворотная точка», тем моложе скопление, и,соответственно, чем ниже на диаграмме она находится, тем старше по возрастузвёздное скопление.
Значениедиаграммы.
ДиаграммаГерцшпрунга-Ресселла оказывает огромную помощь в изучении эволюции звёзд напротяжении их существования. За это время звёзды претерпевают изменения,трансформации, в какие-то периоды они очень глубокие. Нам уже известно, чтозвёзды отличаются не по собственным характеристикам, а по типам фаз, в которыхони пребывают в то или иное время.
Спомощью этой диаграммы можно вычислить расстояние до звёзд. Можно выбрать любуюзвезду, находящуюся в Главной последовательности, с уже определённойтемпературой и посмотреть её продвижения на диаграмме.
РАССОЯНИЕ ДО ЗВЁЗД.
Когда мы смотрим на небо невооружённым глазом,звёзды, даже самые яркие, кажутся нам блестящими точками, расположенными наодинаковом от нас расстоянии. Небесный свод раскинулся над нами как ковёр.Неслучайно позиции звёзд выражены только в двух координатах (прямое восхождениеи склонение), а не в трёх, словно они расположены на поверхности, а нетрёхмерном пространстве. С помощью телескопов мы не можем получить всюинформацию о звёздах, например по фотографиям космического телескопа «Хаббл» мыне можем точно определить, на каком расстоянии находятся звёзды.
Глубина пространства.
Отом, что Вселенная имеет и третье измерение – глубину, — люди узналиотносительно недавно. Только в начале XIX века благодарясовершенствованию астрономического оборудования и инструментов учёные смоглиизмерить расстояние до некоторых звёзд. Первой была звезда 61 Лебедя.Астрономом Ф.В. Бессель установил, что она находится на расстоянии 10 световыхлет. Бессель был одним из первых астрономов, измеривших «годичный параллакс».До настоящего времени метод «годичного параллакса» лежит в основе измерениярасстояния до звёзд. Это чисто геометрический метод – достаточно измерить уголи вычислить результат.
Но простота метода не всегда соответствуетрезультативности. Из-за большой удалённости звёзд углы очень маленькие. Ихможно измерить с помощью телескопов. Угол параллакса звезды Проксима Центавра,ближайшей из тройной системы Альфа Центавра, маленький (0.76 точный вариант),но под таким углом можно рассмотреть монету в сто лир на расстоянии десяткакилометров. Разумеется, чем дальше расстояние, тем меньшим становится угол.
Неизбежныенеточности.
Ошибкив плане определения параллакса вполне возможны, причём их число увеличиваетсяпо мере удаления объекта. Хотя, с помощью современных телескопов, можноизмерить углы с точностью до тысячной, ошибки всё равно будут: на расстоянии 30световых лет они составят примерно 7%, 150 св. лет – 35%, а 350 св. лет – до70%. Разумеется, большие неточности делают измерения бесполезными. Используя«метод параллакса», можно успешно определить расстояния до нескольких тысячзвёзд, расположенных в районе примерно 100 световых лет. Но в нашей галактикенаходятся более 100 миллиардов звёзд, диаметр которых составляет 100 000световых лет!
Существуетнесколько вариантов метода «годичного параллакса», например «вековойпараллакс». Метод учитывает движение Солнца и всей Солнечной системы внаправлении созвездия Геракла, со скоростью 20км/сек. При таком движении учёныеимеют возможность собрать нужную базу данных для проведения успешного расчётапараллакса. За десять лет получено информации в 40 раз больше, чем это быловозможно ранее.
Затемс помощью тригонометрических вычислений определяется расстояние до определённойзвезды.
Расстояниедо звёздных скоплений.
Прощевычислить расстояние до звёздных скоплений, особенно рассеянных. Звёздырасположены относительно близко друг от друга, поэтому, вычислив расстояние доодной звезды, можно определить и расстояние до всего звёздного скопления.
Крометого, в этом случае можно использовать статистические методы, позволяющиесократить число неточностей. Например, метод «сходящихся точек», он частоприменяется астрономами. Он основывается на том, что при длительном наблюденииза звёздами рассеянного скопления выделяются движущиеся к общей точке, она иназывается сходящейся точкой. Измерив, углы и радиальные скорости (то естьскорости приближения к Земле и удаления от неё), можно определить расстояние дозвёздного скопления. При использовании этого метода возможно 15% неточностейпри расстоянии в 1500 световых лет. Он используется и при расстояниях в 15 000световых лет, что вполне подходит для небесных тел в нашей Галактике.
MainSequenceFitting– установление Главной последовательности.
Дляопределения расстояния до далёких звёздных скоплений, например до Плеяд, можнодействовать следующим образом: построить диаграмму Г-Р, на вертикальной осиотметить видимую звёздную величину (а не абсолютную, т.к. она зависит отрасстояния), зависящую от температуры.
Затемследует сравнить полученную картину с диаграммой Г-Р Иад, у неё много общихчерт в плане Главных последовательностей. Совместив две диаграммы как можноплотнее, можно определить Главную последовательность звёздного скопления,расстояние до которого надо измерить.
Затемследует использовать уравнение:
m-M=5log(d)-5,где
m –видимая звёздная величина;
M –абсолютная звёздная величина;
d –расстояние.
По-английскиэтот метод называется «Main Sequence Fitting».Его можно использовать к таким рассеянным звёздным скоплениям, как NGC2362, Альфа Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономы предпринимали попытки определитьрасстояние до известного двойного рассеянного звёздного скопления в созвездииПерсея («h» и «chi»), где находится много звёзд-сверхгигантов. Но данныеполучились противоречивые. С помощью метода «Main Sequence Fitting» возможно определить расстояние до 20000-25000световых лет, это пятая часть нашей Галактики.
Интенсивностьсвета и расстояние.
Чемдальше расположено какое-либо небесное тело, тем его свет кажется слабее. Этоположение согласуется с оптическим законом, в соответствии с которыминтенсивность света «I» обратно пропорциональна расстоянию, возведённому вквадрат «d».
[I ~ 1/d2]
Например,если какая-либо галактика находится на расстоянии 10 миллионов световых лет, тодругая галактика, расположенная в 20 миллионах световых лет, имеет блеск вчетыре раза меньший по сравнению с первой. То есть с математической точкизрения связь между двумя величинами «I» и «d» точная иизмеряемая. Говоря языком астрофизики, интенсивность света является абсолютнойвеличиной звёздной величиной М какого-либо небесного объекта, расстояние докоторого следует измерить.
Используяуравнение m-M=5log(d)-5 (оно отражает закон об изменении блеска) и зная,что m всегда можно определить при помощи фотометра, а Мизвестна, измеряется расстояние «d». Итак, зная абсолютную звёздную величину, при помощирасчётов определить расстояние не сложно.
Межзвёздное поглощение.
Однаиз главных проблем, связанных с методами измерения расстояния – проблемапоглощения света. По пути на Землю свет преодолевает огромные расстояния, онпроходит через межзвёздную пыль и газ. Соответственно часть светаадсорбируется, и когда он доходит до установленных на Земле телескопов, ужеимеет непервоначальную силу. Учёные называют это «экстинкцией», ослаблениемсвета. Очень важно вычислить количество экстинкции при использовании рядаметодов, например, канделы. При этом должны быть известны точно абсолютныезвёздные величины.
Несложноопределить экстинкцию для нашей Галактики – достаточно принять во внимание пыльи газ Млечного Пути. Труднее определить экстинкцию света от объекта из другойгалактики. К экстинкции по пути следования в нашей Галактике надо прибавит ичасть поглощённого света из другой.
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.
Внутренняяжизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, котораяпротиводействует звезде, удерживает её, и силы, освобождающейся припроисходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится «вытолкнуть»звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатаязвезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходитсильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этогодостаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водородпревращается в гелий.
Затемв течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезданаходится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногуиссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Длязвезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы –температура, плотность, химический состав. На первое место выступает массазвезды, именно от неё зависит будущее этого небесного тела – или звездавспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звездуили в чёрную дыру.
Какиссякает водород.
Толькоочень крупные среди небесных тел становятся звёздами, меньшие становятсяпланетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться кклассу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы в из недрахпроисходили ядерные реакции, характерные для звёзд.
Итак,звезда формируется из облаков, состоящих из межзвёздного газа. Как ужеотмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенномсостоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звездызависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшогоразмера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертойзвёзд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях,т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит узвёзд, обладающих большой массой.
Этоозначает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элементаво внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядроразогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, извезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из Главнойпоследовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается,состав ядра «дегенерирует», в результате появляется особая консистенция. Онаотличается от нормальной материи.
Видоизменениематерии.
Когдаматерия видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не оттемпературы.
Надиаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх,приближаясь к области красных гигантов. Её размеры значительно увеличиваются, ииз-за этого температура внешних слоёв падает. Диаметр красного гиганта можетдостигать сотни миллионов километров. Когда наше солнце войдёт в эту фазу, оно«проглотит» и Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, торазогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанетсуществовать.
Завремя эволюции звезды температура её ядра повышается. Сначала происходятядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинаетсяплавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядравызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. этотак называемый «helium flash». В это время ядро,содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки,окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо погоризонтальной линии.
Последниефазы эволюции.
Притрансформации гелия в углеводород ядро видоизменяется. Его температураповышается до тех пор, пока углерод не начнёт гореть. Происходит новая вспышка.В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительнаяпотеря её массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки,когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случаеобразуется планетарная туманность – оболочка сферической формы,распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятковили даже сотен км/сек.
Конечнаясудьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с ней.Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и её массане превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Этаносит название «лимит Чандрасекара» в честь пакистанского астрофизикаСубрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофическийконец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.
Послевспышки внешних слоёв ядро звезды остаётся, и его поверхностная температураочень высока – порядка 100 000 оК. Звезда двигается к левомукраю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Её светимость уменьшается, так как уменьшаютсяразмеры.
Звездамедленно доходит до зоны белых карликов. Это звёзды небольшого диаметра, ноотличающиеся очень высокой плотности, в полтора миллиона раз больше плотностиводы.
Белыйкарлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Онапонемногу остывает. Учёные полагают, что конец белого карлика проходит оченьмедленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни одинбелый карлик не пострадал от «термической смерти».
Еслиже звезда крупная, и её масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Вовремя вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случаеот неё останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором –останется небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или чёрнаядыра.
ПЕРЕМЕННЫЕЗВЁЗДЫ.
Согласноконцепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными.Но эта теория претерпела значительные изменения с появлением в XVIIв. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течение последующих веков,продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство небесных телобъясняется отсутствием техники для наблюдения или её несовершенством. Учёныепришли к выводу, что переменчивость является общей характеристикой всех видовзвёзд. В течение эволюции звезда проходит несколько стадий, во время которых еёосновные характеристики – цвет и светимость – претерпевают глубокие изменения.Они происходят в течение существования звезды, а это десятки или сотнимиллионов лет, поэтому человек не может быть очевидцем происходящего. Унекоторых классов звёзд происходящие изменения фиксируются в короткиепромежутки времени, например в течение нескольких месяцев, дней или частисуток. Происходящие изменения звезды, её световые потоки можно многократноизмерить в течение последующих ночей.
Измерения.
Насамом деле эта проблема не так проста, как кажется на первый взгляд. Припроведении измерений необходимо учитывать атмосферные условия, а они меняются,причём иногда значительно в течение одной ночи. В связи с этим данные осветовых потоках звёзд существенно разнятся.
Оченьважно уметь отличить настоящие изменения светового потока, а онинепосредственно связаны с блеском звезды, от кажущихся, они объясняютсяизменением атмосферных условий.
Дляэтого рекомендуется провести сравнение световых потоков наблюдаемой звезды сдругими звёздами – ориентирами, видимыми в телескоп. Если изменения кажущиеся,т.е. связаны с изменением атмосферных условий, они коснуться всех наблюдаемыхзвёзд.
Получитьверные данные о состоянии звезды на коком-то этапе – это первая ступень. Далееследует составить «кривую блеска» для фиксирования возможных изменений блеска.Она будет показывать изменение звёздной величины.
Переменныеили нет.
Звёзды,звёздная величина которых непостоянна, называют переменными. У некоторых из нихпеременчивость лишь кажущаяся. В основном это звёзды, относящиеся к системедвойных. При этом, когда орбитальная плоскость системы более или менеесовпадает с лучом зрения наблюдателя, ему может казаться, что одна из двухзвёзд полностью или частично затмевается другой и является менее яркой. В этихслучаях изменения периодичны, периоды изменения блеска затменных звёздповторяются с интервалом, совпадающим с орбитальным периодом двойной системызвёзд. Эти звёзды называются «затменные переменные».
Следующийкласс переменных звёзд – «внутренние переменные». Амплитуды колебаний блескаэтих звёзд зависят от физических параметров звезды, например от радиуса итемпературы. В течение долгих лет астрономы вели наблюдения за изменчивостьюпеременных звёзд. Только в нашей Галактике зафиксировано 30000 переменныхзвёзд. Их разделили на две группы. К первой относятся «эруптивные переменныезвёзды». Им свойственны однократные или повторяющиеся вспышки. Изменениязвёздных величин эпизодичны. К классу «эруптивных переменных», или взрывных,относятся также новые и сверхновые. Ко второй группе – все остальные.
Цефеиды.
Существуютпеременные звёзды, блеск которых меняется строго периодически. Измененияпроисходят через определённые промежутки времени. Если составить кривую блеска,она чётко зафиксирует регулярность изменений, при этом форма кривой отметитмаксимальные и минимальные характеристики. Разница между максимальным иминимальным колебаниями определяет большое пространство между двумяхарактеристиками. Звёзды такого типа относятся к «переменным пульсирующим». Покривой блеска можно сделать вывод, что блеск звезды возрастает быстрее, чемубывает.
Переменныезвёзды подразделяются на классы. За критерий берётся звезда-прототип, именноона даёт название классу. В качестве примера можно привести Цефеиды. Этоназвание происходит от звезды Цефея. Это наиболее простой критерий. Есть идругой – звёзды подразделяются по спектрам.
Переменныезвёзды можно разделить на подгруппы по разным критериям.
ДВОЙНЫЕЗВЁЗДЫ.
Звёздына небесном своде существуют в виде скоплений, ассоциация, а не как единичныетела. Звёздные скопления могут быть усеяны звёздами очень густо или нет.
Междузвёздами могут существовать и более тесные связи, речь идёт о двойных системах,как их называют астрономы. В паре звёзд эволюция одной непосредственно влияет ина вторую.
Открытие.
Открытиедвойных звёзд, в настоящее время их именно так называют, стало одним из первыхоткрытий, осуществлённых при помощи астрономического бинокля. Первой паройэтого типа звёзд стала Мицар из созвездия Большой Медведицы. Открытие сделалитальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное количество звёзд во Вселенной,учёные пришли к выводу, что Мицар среди них не единственная двойная система, иоказались правы, вскоре наблюдения подтвердили эту гипотезу. В 1804 годуизвестный астроном Вильям Гершель, посвятивший 24 года научным наблюдениям,опубликовал каталог, содержащий описание примерно 700 двойных звёзд. Вначалеучёные не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойнойсистемы.
Некоторыесветлые умы полагали, что на двойные звёзды действует звёздная ассоциация вцелом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В связи с этимсоздавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для выяснения истинногоположения тел было необходимо измерить параллактические смещения звёзд. Этим изанялся Гершель. К величайшему удивлению, параллактическое смещение однойзвезды по отношению к другой при измерении дало неожиданный результат. Гершельзаметил, что вместо симметрического колебания с периодом в 6 месяцев каждаязвезда следует по сложному эллипсоидному пути. В соответствии с законаминебесной механики два тела, связанных силой притяжения, двигаются поэллиптической орбите. Наблюдения Гершеля подтвердили тезис о том, что двойныезвёзды связаны физически, то есть силами тяготения.
Классификациядвойных звёзд.
Различаюттри основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные фотометрические испектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в полной меревнутренние различия классов, но даёт представление о звёздной ассоциации.
Двойственностьвизуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их движения. Внастоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных, но только у 1%из них была точно определена орбита.
Такаяцифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могутсоставлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь поорбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчётов инаблюдений из разных обсерваторий. Очень часто учёные располагают лишьфрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивнымметодом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальнаяплоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случаевоссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной.
Еслиопределена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояниемежду двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера, определив суммумасс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должнобыть известно.
Двойныефотометрические звёзды.
Одвойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим колебаниямблеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг друга. Их такженазывают «затменно-двойные звёзды». У этих звёзд плоскости орбит близки кнаправлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем болеевыражен блеск. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрическихзвёзд, можно определить наклон орбитальной плоскости.
Спомощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы. Еслизафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения(минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательныхснижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.
Периодыдвойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с периодамивизуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или несколько дней.
Спектрально-двойственныезвёзды.
Спомощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствиеэффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, тонаблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этотспособ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки междусобой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально-двойныезвёзды. Двойные звёзды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера,называются спектрально-двойственные. Не все двойные звёзды являютсяспектральными. Два компонента двойных звёзд могут отдаляться и приближаться врадиальном направлении.
Наблюдениясвидетельствуют о том, что двойные звёзды встречаются в основном в нашейГалактике. Сложно определить процентное соотношение двойных и одинарных звёзд.Если действовать методом вычитания и из всего звёздного населения вычесть числоидентифицированных двойных звёзд, можно сделать вывод, что они составляют меньшинство.Этот вывод может быть ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Дляопределения двойственности звёзд надо идентифицировать их основныехарактеристики. Для этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложноопределить двойные звёзды. Например, визуально-двойные звёзды не всегда можноувидеть на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние междукомпонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксироватьфотометрические и спектрально-двойственные звёзды, их блеск должен бытьдостаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерениядлины волн в спектральных линиях.
Числозвёзд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так велико. По даннымтеоретических разработок, можно предположить, что двойные звёзды составляют от30% до 70% звёздного населения.
НОВЫЕЗВЁДЫ.
Переменныевзрывные звёзды состоят из белого карлика и звезды Главной последовательности,как Солнце, или постпоследовательности, как красный гигант. Обе звезды следуютпо узкой орбите с периодичностью в несколько часов. Они находятся на близкомрасстоянии друг от друга, в связи с чем они тесно взаимодействуют и вызываютэффектные явления.
Ссередины XIX века учёные фиксируют на оптической полосе переменныхвзрывных звёзд преобладание фиолетового цвета в определённое время, это явлениесовпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу звёзды разделилина несколько групп.
Классическиеновые звёзды.
Классическиеновые звёзды отличаются от переменных взрывных тем, что их оптические вспышкине имеют повторяющегося характера. Амплитуда кривой их блеска выражена чётче, иподъём к максимальной точке происходит значительно быстрее. Обычно онидостигают максимального блеска за несколько часов, за этот период времени новаязвезда приобретает звёздную величину равную примерно 12, то есть световой потокувеличивается на 60000 единиц.
Чеммедленнее происходит процесс подъёма к максимуму, тем менее заметно и изменениеблеска. Новая звезда недолго остаётся в положении «максимум», обычно этотпериод занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев. Затем блескначинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до обычного уровня.Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но её продолжительностьсоставляет не менее нескольких лет.
Уновых классических звёзд все эти явления сопровождаются неконтролируемымитермоядерными реакциями, происходящими в поверхностных слоях белого карлика,именно там находится «позаимствованный» водород от второго компонента звезды.Новые звёзды всегда двойные, один из компонентов обязательно – белый карлик.Когда масса компонента звезды перетекает к белому карлику, слой водороданачинает сжиматься и разогревается, соответственно температура повышается,гелий разогревается. Всё это происходит быстро, резко, в результате имеет местовспышка. Излучающая поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким,на кривой блеска фиксируется всплеск.
Вовремя активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального блеска.Максимальная абсолютная звёздная величина составляет порядка от -6 до -9. уновых звёзд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных звёзд –быстрее.
Новыезвёзды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем, это лишь ихвидимая звёздная величина, абсолютную определить нельзя, так как неизвестно ихточное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать абсолютную звёзднуювеличину новой, если она находится в максимальной близости от другой новойзвезды, расстояние до которой известно. Максимальная абсолютная величинавысчитывается по уравнению:
M=-10.9+2.3log (t).
t – это время,за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звёздных величин.
Карликовыеновые звёзды и повторяющиеся новые.
Ближайшимиродственниками новых звёзд являются карликовые новые звёзды, их прототип «UБлизнецов». Их оптические вспышки практически аналогичны вспышкам новых звёзд,но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды меньше. Отмечаются различияи в повторяемости вспышек – у новых карликовых звёзд они случаются более илименее регулярно. В среднем раз в 120 дней, но иногда и через несколько лет. Оптическиевспышки новых длятся от нескольких часов до нескольких дней, после чего занесколько недель блеск уменьшается и, наконец, достигает обычного уровня.
Существующуюразницу можно объяснить различными физическими механизмами, провоцирующимиоптическую вспышку. В «U Близнецов» вспышки происходят из-за внезапногоизменения процентного соотношения материи на белом карлике – её увеличения. Врезультате имеет место огромный выброс энергии. Наблюдения за карликовыминовыми звёздами в фазе затмения, то есть когда белый карлик и диск, окружающийего, закрываются звездой – компонентом системы, точно свидетельствуют о том, чтоименно белый карлик, вернее, его диск является источником света.
Повторяющиесяновые звёзды представляют собой нечто среднее между классическими новыми икарликовыми новыми звёздами. Как следует из названия, их оптические вспышкиповторяются регулярно, что роднит их с новыми карликовыми звёздами, но происходитэто через несколько десятков лет. Усиление блеска во время вспышки болеевыражено и составляет около 8 звёздных величин, эта черта приближает их кклассическим новым звёздам.
РАССЕЯНЫЕЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.
Рассеянныезвёздные скопления найти несложно. Их называют галактическими скоплениями. Речьидёт об образованиях, включающих от нескольких десятков до нескольких тысячзвёзд, большая часть которых видна невооружённым глазом. Звёздные скопленияпредстают перед наблюдателем как участок неба, густо усеянный звёздами. Какправило, такие области концентрации звёзд хорошо заметны на небе, но бывает,причём довольно редко, что скопление практически неразличимо. Для того чтобыопределить, является какой-либо участок неба звёздным скоплением или речь идёт озвёздах, просто близко расположенных друг к другу, следует изучить их движениеи определить расстояние до Земли. Звёзды, составляющие скопления, движутся водном направлении. Кроме того, если звезды, находящиеся не далеко друг от друга,расположены на одинаковом расстоянии от Солнечной системы, они, конечно,связаны между собой силами притяжения и составляют рассеянное скопление.
Классификациязвёздных скоплений.
Протяжённостьэтих звёздных систем варьируется от 6 до 30 световых лет, средняя протяжённостьсоставляет примерно двенадцать световых лет. Внутри звёздных скоплений звёздысконцентрированы хаотично, бессистемно. Скопление не имеет чётко выраженнойформы. При классификации звёздных скоплений следует принимать во вниманиеугловые измерения, приблизительное общее количество звёзд, степень ихконцентрации в скоплении и разницу в блеске.
В1930 году американский астроном Роберт Трамплер предложил классифицироватьскопления по следующим параметрам. Все скопления подразделялись на четырекласса по принципу концентрации звёзд и обозначались римскими цифрами от I до IV. Каждый изчетырёх классов делится на три подкласса по однородности блеска звёзд. Кпервому подклассу относятся скопления, в которых звёзды имеют примерно однустепень светимости, к третьему – с существенной разницей в этом плане. Затемамериканский астроном ввёл ещё три категории классификации звёздных скопленийпо числу звёзд, входящих в скопление. К первой категории «p» относятсясистемы, в которых менее 50 звёзд. Ко второй «m» — скопление,имеющие от 50 до 100 звёзд. К третьей – имеющие более 100 звёзд. Например, всоответствии с этой классификацией, звёздное скопление, обозначенное в каталогекак «I 3p», представляет собой систему, состоящую менее чем из50 звёзд, густо сконцентрированных в небе и обладающих разной степенью блеска.
Однородностьзвёзд.
Всезвёзды, относящиеся к какому-либо рассеянному звёздному скоплению, имеютхарактерную черту – однородность. Это значит, что они образовались из одного итого же газового облака и сначала существования имеют одинаковый химическийсостав. Кроме того, есть предположение, что все они появились в одно время, тоесть имеют одинаковый возраст. Существующие между ними различия можно объяснитьразным ходом развития, а это определяется массой звезды с момента еёобразования. Учёным известно, что крупные звёзды имеют меньший сроксуществования по сравнения с малыми звёздами. Крупные эволюционируютзначительно быстрее. В основном рассеянные звёздные скопления представляютсобой небесные системы, состоящие из относительно молодых звёзд. Этот видзвёздных скоплений дислоцируется в основном в спиральных ветвях Млечного Пути.Именно эти участки являлись в недавнем прошлом активными зонамизвёздообразования. Исключения составляют скопления NGC 2244, NGC2264 и NGC6530, их возраст равен нескольким десяткам миллионовлет. Это небольшой срок для звёзд.
Возрасти химический состав.
Звёздырассеянных звёздных скоплений связаны между собой силой притяжения. Но из-затого, что эта связь недостаточно крепкая, рассеянные скопления могутраспадаться. Это происходит за длительное время. Процесс расформирования связанс влиянием гравитации одиночных звёзд, расположенных недалеко от скопления.
Старыхзвёзд в составе рассеянных звёздных скоплений практически нет. Хотя имеютсяисключения. В первую очередь это относится к крупным скоплениям, в которыхсвязь между звёздами значительно сильнее. Соответственно, и возраст такихсистем больше. Среди них можно отметить NGC 6791. В состав этого звёздного скопления входятпримерно 10000 звёзд, его возраст составляет около 10 миллиардов лет. Орбитыкрупных звёздных скоплений уносят их на длительный период времени далеко отплоскости галактики. Соответственно, у них меньше возможностей встретиться сбольшими молекулярными облаками, что могло бы повлечь за собой расформированиезвёздного скопления.
Звёздырассеянных звёздных скоплений сходны по химическому составу с Солнцем и другимизвёздами галактического диска. Разница в химическом составе зависит отрасстояния от центра Галактики. Чем дальше от центра расположено звёздноескопление, тем меньше элементов из группы металлов оно содержит. Химическийсостав также зависит от возраста звёздного скопления. Это относится и кодиночным звёздам.
ШАРОВЫЕЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.
Шаровыезвёздные скопления, насчитывающие сотни тысяч звёзд, имеют очень необычный вид:у них сферическая форма, и звёзды концентрируются в них настолько плотно, чтодаже с помощью мощнейших телескопов невозможно различить одиночные объекты.Отмечается сильная концентрация звёзд к центру.
Исследованияшаровых скоплений имеет важное значение в астрофизике в плане изучения эволюциизвёзд, процесса формирования галактик, изучения структуры нашей Галактики иопределения возраста Вселенной.
ФормаМлечного Пути.
Учёныеустановили, что шаровые скопления образовались на начальном этапе формированиянашей Галактики – протогалактический газ имел сферическую форму. Во времягравитационного взаимодействия до завершения сжатия, что привело к образованиюдиска, за его пределами оказались сгустки материи, газа и пыли. Именно из нихобразовались шаровые звёздные скопления. Причём они сформировались до появлениядиска и остались там же, где и образовались. Они имеют сферическую структуру,гало, вокруг которого позже расположилась плоскость галактики. Вот почемушаровые скопления дислоцируются симметрично в Млечном Пути.
Изучениепроблемы расположения шаровых скоплений, а также проведённые измерениярасстояния от них до Солнца, позволили определить их протяжённость нашей Галактикидо центра – оно составляет 30000 световых лет.
Шаровыезвёздные скопления по времени происхождения очень старые. Их возраст составляет10-20 миллиардов лет. Они представляют собой важнейший элемент Вселенной, и,несомненно, знания об этих образованиях окажут немалую помощь в объясненииявлений Вселенной. По мнению учёных, возраст этих звёздных скоплений идентиченвозрасту нашей Галактики, а так как все галактики сформировались примерно водно время, значит, можно определить и возраст Вселенной. Для этого к возрастушаровых звёздных скоплений следует прибавить время от появления Вселенной доначала образования галактик. По сравнению с возрастом шаровых звёздныхскоплений это совсем небольшой отрезок времени.
Внутриядер шаровых скоплений.
Дляцентральных областей этого вида скоплений характерна высокая степеньконцентрации звёзд, примерно в тысячи раз больше, чем в ближайших к Солнцузонах. Только за последнее десятилетие стало возможным рассмотреть ядра шаровыхзвёздных скоплений, вернее, те небесные объекты, которые находятся в самомцентре. Это имеет большое значение в области изучения динамики входящих в ядрозвёзд, в плане получения информации о системах небесных тел, связанных силамипритяжения, — звёздные скопления относятся именно к этой категории, — а также вплане изучения взаимодействия между звёздами скоплений посредством наблюденийили обработки данных на компьютере.
Из-завысокой степени концентрации звёзд происходят самые настоящие столкновения,формируются новые объекты, например звёзды, имеющие свои особенности. Могутпоявляться и двойные системы, это случается, когда столкновение двух звёзд неприводит к их разрушению, а происходит взаимозахват из-за гравитации.
Семействашаровых звёздных скоплений.
Шаровыезвёздные скопления нашей Галактики представляют собой неоднородные образования.Различают четыре динамичных семейства по принципу удаления от центра Галактикии по химическому составу. Некоторые шаровые скопления имеют больше химическихэлементов группы металлов, другие – меньше. Степень наличия металлов зависит отхимического состава межзвёздной среды, из которой небесные объектыобразовались. Шаровые скопления с меньшим количеством металлов – более старые,они располагаются в гало Галактики. Больший состав металла характерен для болеемолодых звёзд, они сформировались из среды, уже обогащённой металламивследствие вспышек сверхновых звёзд, — к этому семейству относятся «дисковыескопления», находящиеся на галактическом диске.
Вгало находятся «звёздные скопления внутренней части гало» и «звёздные скоплениявнешней части гало». Имеются и «звёздные скопления периферической части гало»,расстояние от которых до центра Галактики наибольшее.
Влияниеокружающей среды.
Звёздныескопления изучаются и подразделяются на семейства не ради классификации каксамоцели. Классификация играет большую роль и при исследовании влиянияокружающей звёздные скопления среды на его эволюцию. В данном случае речь идёто нашей Галактике.
Несомненно,на звёздное скопление оказывает огромное влияние гравитационное поле дискаГалактики. Шаровые звёздные скопления двигаются вокруг галактического центра поэллиптическим орбитам и периодически пересекают диск Галактики. Это происходитраз примерно в 100 миллионов лет.
Гравитационноеполе и приливные выступы, исходящие от галактической плоскости, настолькоинтенсивно действуют на звёздное скопление, что оно постепенно начинаетраспадаться. Учёные полагают, что некоторые старые звёзды, в настоящее времядислоцирующиеся в Галактике, некогда входили в состав шаровых звёздныхскоплений. Сейчас они уже разрушились. Считается, что за миллиард летраспадаются примерно 5 звёздных скоплений. Это пример влияния галактическойокружающей среды на динамичную эволюцию шарового звёздного скопления.
Поддействием гравитационного влияния галактического диска на звёздное скоплениепроисходит и изменение протяжённости скопления. Речь идёт о звёздах,расположенных далеко от центра скопления, на них в большей степени воздействуетсила притяжения галактического диска, а не самого звёздного скопления.Происходит «испарение» звёзд, размеры скопления уменьшаются.
СВЕРХНОВЫЕЗВЁЗДЫ.
Звёздытоже рождаются, растут и умирают. Их конец может быть медленным и постепеннымили резким и катастрофическим. Это характерно для звёзд очень крупных размеров,которые заканчивают существование вспышкой, это сверхновые звёзды.
Открытиесверхновых звёзд.
Втечение веков сущность сверхновых звёзд была неизвестна учёным, но наблюденияза ними велись с незапамятных времён. Многие сверхновые звёзды настолько ярки,что их можно рассмотреть невооружённым глазом, причём иногда даже днём. Первыеупоминания об этих звёздах появились в античных хрониках в 185 г. н.э.Впоследствии их наблюдали регулярно и скрупулёзно фиксировали все данные.Например, придворные астрономы императоров Древнего Китая зарегистрировалимногие из открытых сверхновых звёзд через много лет.
Срединих следует отметить сверхновую звёзду, вспыхнувшую в 1054 г. н.э. в созвездииТельца. Остаток этой сверхновой звезды носит название «Крабовидная туманность»,из-за характерной формы. Систематические наблюдения за сверхновыми звёздамизападные астрономы начали вести поздно. Только к концу XVI в. появилисьупоминания о них в научных документах. Первые наблюдения за сверхновымизвёздами силами европейских астрономов относятся к 1575 г. и 1604 г. В 1885 г.была открыта первая сверхновая звезда в галактике Андромеды. Сделала этобаронесса Берта де Подманицкая.
С20-х годов XX в. благодаря изобретению фотопластин открытиясверхновых следуют одно за другим. В настоящее время их открыто до тысячи.Поиск сверхновых требует большого терпения и постоянного наблюдения за небом.Звезда должна быть не просто очень яркой, её поведение должно быть необычным инепредсказуемым. «Охотников» за сверхновыми не так много, чуть более десятиастрономов могут похвалиться тем, что за свою жизнь открыли более 20сверхновых. Пальма первенства в такой интересной классификации принадлежитФреду Цвики – с 1936 г. он идентифицировал 123 звезды.
Чтотакое сверхновые звёзды?
Сверхновыезвёзды – внезапно вспыхивающие звёзды. Эта вспышка – катастрофическое событие,конец эволюции звёзд крупных размеров. Во время вспышек мощность излучениядостигает 1051 эрг, что сопоставимо с энергией, испускаемой звездой напротяжении всей своей жизни. Механизмы, вызывающие вспышки у двойных иодиночных звёзд, различны.
Впервом случае вспышка происходит при условии, что вторая звезда в двойнойсистеме – белый карлик. Белые карлики – относительно небольшие звёзды, их массасоответствует массе Солнца, в конце «жизненного пути» они имеют размерыпланеты. Белый карлик взаимодействует со своей парой в гравитационном плане, он«ворует» вещество из её поверхностных слоёв. «Позаимствованное» веществоразогревается, начинаются ядерные реакции, происходит вспышка.
Вовтором случае вспыхивает сама звезда, это происходит, когда в её недрах большенет условий для термоядерных реакций. На этой стадии преобладает гравитация, извезда начинает сжиматься быстрыми темпами. Из-за резкого разогревания врезультате сжатия в ядре звезды начинают происходить неуправляемые ядерныереакции, энергия высвобождается в виде вспышки, вызывая разрушение звезды.
Послевспышки остаётся облако газа, оно распространяется в пространстве. Это «остаткисверхновой» — то, что остаётся от поверхностных слоёв взорвавшейся звезды.Морфология остатков сверхновой различна и зависит от условий, в которыхпроизошла вспышка звезды-«прародительницы», и от её характерных внутреннихчерт. Распространение облака происходит неодинаково по разным направлениям, чтосвязано с взаимодействием с межзвёздным газом, он может значительно изменитьформу облака за тысячи лет.
Характеристикасверхновых.
Сверхновыепредставляют собой вариацию эруптивных переменных звёзд. Как все переменные,сверхновые звёзды характеризуются кривой блеска и легко узнаваемыми признаками.Прежде всего, для сверхновой характерно быстрое увеличение блеска, оно длитсянесколько дней, пока не достигнет максимума, — этот период составляет примернодесять дней. Затем блеск начинает уменьшаться – сначала бессистемно, затемпоследовательно. Изучая кривую блеска, можно проследить динамику вспышки иизучить её эволюцию. Часть кривой блеска от начала подъёма до максимумасоответствует вспышке звезды, последующий спуск означает распространение иохлаждение газовой оболочки.
БЕЛЫЕКАРЛИКИ.
В«звёздном зоопарке» существует великое множество звёзд, разных по размерам,цвету и блеску. Среди них особенно впечатляют «мёртвые» звёзды, их внутренняяструктура значительно отличается от структуры обычных звёзд. К категории мёртвыхзвёзд относятся звёзды крупных размеров, белые карлики, нейтронные звёзды ичёрные дыры. Из-за высокой плотности этих звёзд их относят к категории«кризисных».
Открытие.
Вначалесущность белых карликов представляла собой полную загадку, было известно толькото, что они по сравнению с обычными звёздами имеют высокую плотность.
Первымоткрытым и изучаемым белым карликом был Сириус B, пара Сириуса– очень яркой звезды. Применив третий закон Кеплера, астрономы вычислили массуСириуса B: 0,75-0,95 солнечной массы. С другой стороны, егоблеск был значительно ниже солнечного. Блеск звезды связан с квадратом радиуса.Проанализировав цифры, астрономы пришли к выводу, что размеры Сириусанебольшие. В 1914 году составили звёздный спектр Сириуса B,определили температуру. Зная температуру и блеск, вычислили радиус – 18800километров.
Первыеисследования.
Полученныйрезультат ознаменовал открытие нового класса звёзд. В 1925 году Адамс измерилдлину волны некоторых линий излучения в спектре Сириуса B иопределил, что она больше, чем предполагалось. Красное смещение вписывается врамки теории относительности, за несколько лет до происходящих событий открытойЭйнштейном. Применяя теорию относительности, Адамс смог вычислить радиусзвезды. После открытия ещё двух похожих на Сириус B звёзд АртурЭддингтон сделал вывод, что во Вселенной таких звёзд много.
Итак,существование карликов было установлено, но их природа по-прежнему оставаласьтайной. В частности, учёные никак не могли понять, каким образом масса, похожаяна солнечную, может умещаться в таком маленьком по объёму теле. Эддингтонприходит к выводу, что «при такой высокой плотности газ теряет свои свойства.Вероятнее всего, белые карлики состоят из вырожденного газа».
Сущностьбелых карликов.
Вавгусте 1926 года Энрико Ферми и Поль Дирак разработали теорию, описывающуюсостояние газа в условиях очень высокой плотности. Используя её, Фаулер в этомже году нашёл объяснение устойчивой структуры белых карликов. По его мнению,из-за большой плотности, газ в недрах белого карлика находится в вырожденномсостоянии, причём давление газа практически не зависит от температуры.Устойчивость белого карлика поддерживается тем, что силе тяготения противостоитдавление газа в недрах карлика. Изучение белых карликов продолжил индийскийфизик Чандрасекар.
Водной из своих работ, опубликованной в 1931 году, он делает важное открытие –масса белых карликов не может превышать определённый лимит, это связанно с иххимическим составом. Этот лимит составляет 1,4 массы Солнца и носит название«лимит Чандрасекара» в честь учёного.
Почтитонна в см3!
Каки следует из названия, белые карлики являются звёздами малых размеров. Дажеесли их масса равна массе Солнца, всё равно по размерам они похожи на планетутипа Земля. Их радиус равен примерно 6000 км – 1/100 от радиуса Солнца.Учитывая массу белых карликов и их размеры, можно сделать только один вывод –их плотность очень высока. Кубический сантиметр материи белого карлика веситпочти тонну по земным меркам.
Стольвысокая плотность приводит к тому, что гравитационное поле звезды очень сильное– примерно в 100 раз превышает солнечное, причём при одинаковой массе.
Основныехарактеристики.
Хотяв ядре белых карликов больше не происходят ядерные реакции, его температураочень высока. Тепло устремляется к поверхности звезды, а затем распространяетсяв космическом пространстве. Сами звёзды медленно остывают до тех пор, пока нестановятся невидимыми. Поверхностная температура «молодых» белых карликовсоставляет порядка 20000-30000 градусов. Белые карлики бывают не только белогоцвета, есть и жёлтые. Несмотря на высокую температуру поверхности, из-занебольших размеров светимость низкая, абсолютная звёздная величина можетсоставлять 12-16. Белые карлики остывают очень медленно, поэтому мы видим их втаких больших количествах. Учёные имеют возможность изучать их основныехарактеристики. Белые карлики включены в диаграмму Г-Р, они занимают немногоместа под Главной последовательностью.
НЕЙТРОННЫЕЗВЁЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ.
Название«пульсар» происходит от английского сочетания «pulsating star» — «пульсирующая звезда». Характерной особенностьюпульсаров в отличие от других звёзд является не постоянное излучение, арегулярное импульсное радиоизлучение. Импульсы очень быстрые, продолжительностьодного импульса длится от тысячных долей секунды до, максимально, несколькихсекунд. Форма импульса и периоды у разных пульсаров неодинаковы. Из-за строгойпериодичности радиоизлучения пульсары можно рассматривать как космическиехронометры. Со временем периоды уменьшаются до 10-14 s/s.Каждую секунду период меняется на 10-14 секунды, то есть уменьшениепроисходит около 3 миллионов лет.
Регулярныесигналы.
Историяоткрытия пульсаров довольно интересна. Первый пульсар PSR 1919+21 былзафиксирован в 1967 году Беллом и Энтони Хьюшем из Кембриджского университета.Белл, молодой физик, проводил исследования в области радиоастрономии дляподтверждения выдвинутых им тезисов. Вдруг он обнаружил радиосигнал умереннойинтенсивности в области, близкой к галактической плоскости. Странностьзаключалась в том, что сигнал был прерывающимся – он исчезал и возникал вновьчерез регулярные интервалы в 1,377 сек. Говорят, что Белл бегом отправился ксвоему профессору, чтобы известить его об открытии, но последний не придалэтому должного внимания, полагая, что речь идёт о радиосигнале с Земли.
Темне менее сигнал продолжал проявляться независимо от земной радиоактивности. Этосвидетельствовало о том, что источник его появления до сих пор не былустановлен. Как только были опубликованы данные о состоявшемся открытии,возникли многочисленные предположения о том, что сигналы идут от призрачнойвнеземной цивилизации. Но учёные смогли понять сущность пульсаров без помощиинопланетных миров.
Сущностьпульсаров.
Послепервого было открыто ещё много пульсаров. Астрономы пришли к выводу, что этинебесные тела относятся к источникам импульсного излучения. Наиболеемногочисленными объектами Вселенной являются звёзды, поэтому учёные решили, чтоэти небесные тела, скорее всего, относятся к классу звёзд.
Быстроедвижение звезды вокруг своей оси является, скорее всего, причиной пульсаций.Учёные измерили периоды и попытались определить сущность этих небесных тел.Если тело вращается со скоростью, превышающей некую максимальную скорость, онораспадается под воздействием центробежных сил. Значит, должна существоватьминимальная величина периода вращения.
Изпроведённых расчётов следовало, что для вращения звезды с периодом, измеряемымтысячными долями секунды, её плотность должна составлять порядка 1014г/см3,как у ядер атомов. Для наглядности можно привести такой пример – представьтемассу, равную Эвересту, в объёме кусочка сахара.
Нейтронныезвёзды.
Стридцатых годов учёные предполагали, что в небе существует нечто подобное.Нейтронные звёзды – очень маленькие, сверхплотные небесные тела. Их массапримерно равна 1,5 массы Солнца, сконцентрированной в радиусе примерно в 10 км.
Нейтронныезвёзды состоят в основном из нейтронов – частиц, лишённых электрического заряда,которые вместе с протонами составляют ядро атома. Из-за высокой температуры внедрах звезды вещество ионизировано, электроны существуют отдельно от ядер. Пристоль высокой плотности все ядра распадаются на составляющие их нейтроны ипротоны. Нейтронные звёзды представляют собой конечный результат эволюциизвезды крупной массы. После исчерпания источников термоядерной энергии в еёнедрах, она резко взрывается, как сверхновая. Внешние слои звезды сбрасываютсяв пространство, в ядре происходит гравитационный коллапс, образуется горячаянейтронная звезда. Процесс коллапса занимает доли секунды. В результатеколлапса она начинает вращаться очень быстро, с периодами в тысячные долисекунды, что характерно для пульсара.
Излучениепульсаций.
Внейтронной звезде нет источников термоядерных реакций, т.е. они неактивны.Излучение пульсаций происходит не из недр звезды, а извне, из зон, окружающихповерхность звезды.
Магнитноеполе нейтронных звёзд очень сильное, в миллионы раз превышающее магнитное полеСолнца, оно пресекает пространство, создавая магнитосферу.
Нейтроннаязвезда испускает в магнитосферу потоки электронов и позитронов, они вращаютсясо скоростью, близкой к скорости света. Магнитное поле оказывает влияние надвижение этих элементарных частиц, они движутся вдоль силовых линий, следуяспиралевидной траектории. Таким образом, происходит выделение ими кинетическойэнергии в форме электромагнитного излучения.
Периодвращения увеличивается из-за уменьшения вращательной энергии. У старыхпульсаров период пульсаций более длительный. Кстати, не всегда период пульсацийявляется строго периодичным. Иногда он резко замедляется, это связано сфеноменами, носящими название «glitches», — это результат «микрозвездотрясений».
ЧЁРНЫЕДЫРЫ.
Изображениенебесного свода поражает разнообразием форм и цветов небесных тел. Чего тольконет во Вселенной: звёзды любых цветов и размеров, спиральные галактики,туманности необычных форм и цветовых гамм. Но в этом «космическом зоопарке»есть «экземпляры», возбуждающие особый интерес. Это ещё более загадочныенебесные тела, так как за ними трудно наблюдать. Кроме того, их природа доконца не выяснена. Среди них особое место принадлежит «чёрным дырам».
Скоростьдвижения.
Вобыденной речи выражение «чёрная дыра» означает нечто бездонное, куда вещьпроваливается, и никто никогда не узнает, что произошло с ней в дальнейшем. Чтоже представляют собой чёрные дыры в действительности? Чтобы понять это,вернёмся в историю на два века назад. В XVIII векфранцузский математик Пьер Симон де Лаплас ввёл впервые этот термин приизучении теории гравитации. Как известно, любое тело, имеющее определённуюмассу – Земля, например, — имеет и гравитационное поле, оно притягивает к себеокружающие тела.
Вотпочему подброшенный вверх предмет падает на Землю. Если этот же предмет с силойбросить вперёд, он преодолеет на какое-то время притяжение Земли и пролетиткакое-то расстояние. Минимальная необходимая скорость называется «скоростьдвижения», у Земли она составляет 11 км/с. Скорость движения зависит отплотности небесного тела, которая создаёт гравитационное поле. Чем большеплотность, тем больше должна быть скорость. Соответственно, можно выдвинутьпредположение, как это сделал два столетия назад Лаплас, что во Вселеннойсуществуют тела с такой высокой плотностью, что скорость их движения превышаетскорость света, то есть 300000 км/с.
Вэтом случае даже свет мог бы поддаться силе притяжения подобного тела. Подобноетело не могло бы излучать свет, и в связи с этим оно оставалось бы невидимым.Мы можем представить его как огромную дыру, на рисунке – чёрного цвета.Несомненно, теория, сформулированная Лапласом, несёт не себе отпечаток времении представляется слишком упрощённой. Впрочем, во времена Лапласа ещё не быласформулирована квантовая теория, и с концептуальной точки зрения рассмотрениесвета как материального тела казалось нонсенсом. В самом начале XXвека с появлением и развитием квантовой механики стало известно, что свет внекоторых условиях выступает и как материальное излучение.
Этоположение получило развитие в теории относительности Альберта Эйнштейна,опубликованной в 1915 году, и в работах немецкого физика Карла Шварцшильда в1916 году, он подвёл математическую базу под теорию о чёрных дырах. Свет тожеможет быть подвержен действию силы притяжения. Два столетия назад Лапласзатронул очень важную проблему в плане развития физики как науки.
Какпоявляются чёрные дыры?
Явления,о которых мы говорим, получили название «чёрные дыры» в 1967 году благодаряамериканскому астрофизику Джону Уиллеру. Они являются конечным результатомэволюции крупных звёзд, масса которых выше пяти солнечных масс. Когда всерезервы ядерного горючего исчерпаны и реакции больше не происходят, наступаетсмерть звезды. Далее её судьба зависит от её массы.
Еслимасса звезды меньше массы солнца, она продолжает сжиматься, пока не погаснет.Если масса значительна, звезды взрывается, тогда речь идёт о сверхновой звезде.Звезда оставляет после себя следы, — когда в ядре происходит гравитационныйколлапс, вся масса собирается в шар компактных размеров с очень высокойплотность – в 10000 раз больше, чем у ядра атома.
Относительныеэффекты.
Дляучёных чёрные дыры являются великолепной естественной лабораторией, позволяющейпроводить опыты по различным гипотезам в плане теоретической физики. Согласнотеории относительности Эйнштейна, на законы физики оказывает воздействиелокального поля притяжения. В принципе, время течёт по-разному рядом сгравитационными полями разной интенсивности.
Крометого, чёрная дыра воздействует не только на время, но и на окружающеепространство, влияя на его структуру. Согласно теории относительности,присутствие сильного гравитационного поля, возникшего от такого мощногонебесного тела, как чёрная дыра, искажает структуру окружающего пространства, иего геометрические данные изменяются. Это значит, что около чёрной дырыкороткое расстояние, соединяющее две точки, будет не прямой линией, а кривой.