Звезды

Просмотров : 4406

Звезды


Звезды — это газовые шары, которые светятся за счет энергии происходящих в их недрах ядерных реакций. Они имеют различные размеры и блеск — от слабых карликов с размерами в сотые доли диаметра Солнца до ослепительных сверхгигантов с размерами, в сотни раз превышающими диаметр Солнца. Диапазон их температур тоже обширен — от очень горячих голубых звезд (поверхностная температура больше, чем 20 000 °С) до холодных красных звезд (3000 °С). Солнце, которое является желтой звездой со средней температурой, считается по всем параметрам рядовым объектом.
Звезды рождаются в галактиках из массивных газово-пылевых облаков. Межзвездные облака газа называются туманностями, или nebula, что в переводе с латинского означает «облако». Пространственная плотность вещества в туманности неоднородна, в ней есть более плотные сгустки, зародыши будущих звезд. Если сгусток достаточно плотный, он начинает сжиматься под действием своего собственного тяготения. По мере того как он становится меньше и плотнее, он нагревается до тех пор, пока температура и давление в центре сжимающегося фрагмента не станут достаточными для начала ядерных реакций. И тогда сгусток газа превращается в настоящую звезду, которая сама является источником света и тепла на протяжении миллионов лет.
Несколько таких облаков, из которых образуются звезды, можно наблюдать и в любительский телескоп. Самое известное из них — туманность Ориона, отмечающая меч в созвездии Ориона. Эта туманность видна невооруженным глазом как размытая, светящаяся зеленым светом область; в бинокль ее можно разглядеть более четко. В центре туманности Ориона находится звезда θ1 (тета1) Ориона, которая в небольшой телескоп разрешается на четыре компонента. Энергия, излучаемая самой яркой из этих четырех звезд, заставляет туманность светиться. На самом деле туманность имеет большие размеры, чем ее видимая яркая часть, в ее темных областях в данный момент рождаются звезды. По оценкам, туманность Ориона содержит достаточно вещества, чтобы могли образоваться сотни звезд; т. е. это рождающееся звездное скопление. Другая знаменитая область звездообразования — это туманность Тарантул в южном созвездии Золотой Рыбы, которая превосходит по размерам туманность Ориона и является фактически самой большой известной туманностью.
Одна из знаменитых групп молодых звезд — скопление Плеяды, или Семь Сестер, расположенное в созвездии Тельца. По крайней мере, пять членов Плеяд можно разглядеть при хорошем зрении невооруженным глазом; в бинокль или небольшой телескоп видны десятки его членов. Все скопление содержит примерно сотню звезд. Самые яркие и самые молодые из них образовались не больше 2 млн. лет назад, что делает их по астрономическим меркам экстремально молодыми.
Плеяды — пример класса звездных скоплений, которые называются рассеянные скопления или галактические скопления. Астрономам известно около 1000 таких скоплений, и самые знаменитые из них перечислены в этой книге. Радом с Плеядами в Тельце находится более крупное и более старое рассеянное скопление Гиады, чей возраст оценивается примерно в 500 млн лет. Так как звезды Гиад более старые, чем звезды Плеяд, у них было больше времени, чтобы разлететься в стороны друг от друга. В конечном счете с течением времени большинство таких скоплений полностью рассеиваются в пространстве. Вероятно, Солнце тоже было членом рассеянного скопления, когда родилось 4600 млн лет назад. Другой класс скоплений — шаровые скопления — описывается на с. 283.
Большими по размеру, чем рассеянные скопления, являются звездные ассоциации, в которых молодые звезды разбросаны в области нескольких сотен световых лет. Совсем не случайно, что большинство ярких звезд Ориона лежат примерно на одинаковом расстоянии от нас (исключением является Бе- тельгейзе), так как они являются членами такой ассоциации с центром в туманности Ориона, расстояние около 1500 св. лет. В три раза ближе к нам находится обширная ассоциация Скорпион-Центавр, которая на небе занимает больше 60° и простирается от созвездия Скорпиона через созвездие Волка в созвездия Центавра и Южного Креста. Самым ярким ее членом является Антарес; другие заметные члены — β (бета) Центавра, α (альфа) и β (бета) Южного Креста, рассеянное скопление IC 2602 в Киле. Ассоциации образуются из достаточно больших облаков газа и пыли в спиральных рукавах Галактики.
Туманности состоят из смеси водорода и гелия 10:1, это начальный химический состав Вселенной, и, как и следовало ожидать, звезды имеют такой же химический состав. Звезды черпают свою энергию в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. В результате реакции из четырех атомов водорода образуется один атом гелия; неуправляемая реализация такой реакции происходит в водородной бомбе.
Имеются определенные ограничения на размеры звезд. Из газового сгустка с массой меньше 8% массы Солнца звезда образоваться не сможет, так как условия в ее недрах не будут достаточными для начала ядерных реакций. Этот 8-процентный предел можно рассматривать как границу между планетами и звездами. Газовая планета Юпитер в нашей Солнечной системе в 80 раз менее массивная, чем это было бы необходимо для того, чтобы она стала маленькой звездой. С другой стороны, самые большие звезды имеют массы примерно в сто раз больше солнечных. Раньше считалось, что еще более массивные звезды будут производить так много энергии, что они будут буквально разваливаться на куски, но оказалось, что это не всегда так. Известно несколько звезд, чьи массы превышают 100 солнечных, один из примеров — η (эта) Киля.
Самая важная характеристика звезды — ее масса, она влияет на все остальные параметры: температуру звезды, ее блеск и время жизни. Неудивительно, что звезда с минимальной массой является самой холодной; такие звезды называются красными карликами. Типичный красный карлик — звезда Барнарда, вторая по близости к Солнцу звезда, имеющая массу около десятой части солнечной; светит тусклым красным светом и имеет поверхностную температуру около 3000 °С. Хотя расстояние до звезды Барнарда всего шесть световых лет, она слишком слаба, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. Неожиданным может показаться то, что звезды с наименьшими массами живут дольше всего. Ядерные реакции протекают в них настолько медленно, что они продолжают существовать миллионы миллионов лет — в сто раз дольше, чем Солнце. Само по себе Солнце, которое соответственно имеет массу, равную одной солнечной, имеет поверхностную температуру 5500 °С и будет жить, как ожидается, около 10 000 млн лет. В настоящее время оно находится на среднем этапе жизни.
  Будем двигаться дальше в сторону увеличения масс. Такие звезды, как Сириус, по массе в два раза больше Солнца, могут прожить только около 1000 млн. лет, или десятую часть времени жизни Солнца. Поверхностная температура голубовато-белого Сириуса 11 000 °С. Еще большая и более горячая — звезда Спика в созвездии Девы, ее масса равна 11 солнечным, а поверхностная температура около 24 000 °С. Время жизни такой очень горячей и сильно светящейся звезды меньше 1% времени жизни Солнца.
Цвет звезды является прямым индикатором ее температуры. Наиболее точный способ определить температуру звезды — это изучить ее спектр, который получается путем расщепления света с помощью прибора, называемого спектрографом. Классификация звезд по температурам осуществляется согласно их спектральным классам (см. таблицу на с. 269). Самые голубые и горячие звезды относятся к спектральным классам О и В. Примеры ярких звезд класса В: α (альфа) и β (бета) Южного Креста, β (бета) Центавра и Спика; это самые голубые звезды из всех звезд первой величины. Далее идут более холодные голубовато-белые звезды спектрального класса А, к которым относится Сириус; потом идут звезды класса F, которые имеют желтовато-белый цвет, например Процион. Звезды класса G желтые; к ним относятся Солнце, α (альфа) Центавра и τ (тау) Кита. Еще более холодные звезды класса К, такие как ε (эпсилон) Эридана, они имеют оранжевый оттенок. Самые холодные из всех — красные звезды спектрального класса М; например, Антарес и Бетельгейзе — самые красные звезды первой величины. Каждый спектральный класс подразделяется на 10 подклассов от 0 до 9; в этой более точной шкале Солнце относится к классу G2. По-видимому, случайная последовательность букв, используемая для спектральной классификации, является результатом более ранней классификации, которая была пересмотрена и укорочена до настоящего вида. Последовательность спектральных классов можно запомнить с помощью следующих фраз: на английском языке — «Oh Be A Fine Girl, Kiss Me», на русском языке — «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь».
Шкала цветов звезд неизбежно будет субъективной, так как зависит от индивидуальных характеристик зрения различных людей и условий наблюдения звезд. Например, астрономами считается, что Вега, спектральный класс АО, чисто белого цвета, хотя большинство людей отчетливо видят у нее голубоватый оттенок, так же как и у одного из компонентов Кастора, также имеющего спектральный класс А. То же и на другом конце шкалы — несколько красных гигантов и сверхгигантов действительно видны красными, но большинство имеют ярко-оранжевый или бронзовый цвет. Еще один парадокс — наше Солнце, которое обычно кажется белым, классифицируется как желтая звезда. В действительности, дневное Солнце кажется белым только из-за его ослепляющего блеска. Если бы мы смотрели на него с некоторого расстояния, оно было бы намного слабее и тогда казалось бы желтоватым.
Оказывается, что звезда, которая кажется нам по-настоящему белой, имеет спектральный класс примерно F0, такой класс у звезды Канопус, и она

СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД


Класс  Приписываемый цвет  Диапазон температур (°С)  Примеры 
 О Голубой  40 000-25 000  ζ Кормы (сверхгигант) 
 В  Голубой  25 000-11000  Спика (главная последовательность)
Регул (главная последовательность)
Ригель (сверхгигант) 
Голубовато белый  11 000-7500  Вега (главная последовательность)
Сириус (главная последовательность)
Денеб (сверхгигант) 
Белый  7500-6000  Канопус (сверхгигант)
Процион (субгигант)
Полярная (сверхгигант) 
Желтый  6000-5000 
Солнце (главная последовательность)
α Центавра (главная последовательность)
τ Кита (главная последовательность)
Капелла (гигант)
 
 K Оранжевый  5000-3500 
ε Эридана (главная последовательность)
Арктур (гигант)
Альдебаран (гигант)
 
M Красный
3500-3000
Звезда Барнарда (главная последовательность)
Антарес (сверхгигант)
Бетельгейзе (сверхгигант)


на 2000 °С горячее, чем Солнце. Цвета звезд, данные в описаниях созвездий в этой книге, соответствуют тому, как звезды видны большинству наблюдателей. В действительности истинные цвета трудно разглядеть, и ваше собственное зрительное восприятие может сильно отличаться от восприятия авторов. Кроме того, вы заметите, что видимая интенсивность цвета меняется от ночи к ночи с изменением прозрачности и ясности атмосферы. У слабых звезд вообще невозможно определить цвет без помощи оптических приборов из-за низкой чувствительности глаза.
Если изобразить зависимость спектрального класса звезд от их светимости (абсолютной звездной величины), то все звезды; находящиеся в стабильном состоянии на стадии горения водорода, будут лежать на четко выделенной линии, пересекающей весь график. Эта линия называется главной последовательностью. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой — менее массивные звезды лежат внизу, а более массивные — вверху. Солнце, в соответствии со своими средними характеристиками, лежит примерно посередине главной последовательности (см. с. 271). Такой график зависимости светимости звезд от спектрального класса называется диаграммой Герцшпрунга-Рессела, в честь открывших ее в 1911-1913гг. датского астронома Эйнара Герцшпрунга и американского астронома Генри Норриса Рессела.
  Хотя большинство звезд находится на главной последовательности, некоторое количество достаточно ярких звезд лежит выше и правее ее, а некоторое количество слабых звезд лежит ниже и левее ее. Все эти звезды находятся на поздних стадиях эволюции. Мы сможем лучше понять, что с ними происходит, если проследим дальнейшую эволюцию, предсказанную для Солнца.

КЛАССЫ СВЕТИМОСТИ ЗВЕЗД


 Iа0 Ярчайшие сверхгиганты 
Iа  Яркие сверхгиганты 
Iab  Сверхгиганты 
 Ib Слабые сверхгиганты 
II  Яркие гиганты 
III  Гиганты 
 IV Субгиганты 
 V Главная последовательность 
VI или sd  Субкарлики 

На диаграмме Герцшпрунга-Рессела из-за увеличения светимости Солнце будет двигаться вверх, уходя с главной последовательности, а из-за изменения спектрального класса будет еще дополнительно смещаться вправо. Звезды верхней части главной последовательности, более массивные, чем Солнце, становятся настолько большими и яркими на этой стадии эволюции, что называются не просто гигантами, а сверхгигантами. Яркие примеры сверхгигантов — Бетельгейзе и Антарес, размеры которых в сотни раз превышают солнечные. Другие звезды, которые недостаточно проэволюционировали, чтобы приобрести красный цвет, но которые, тем не менее, лежат вплотную к границе сверхгигантов — Ригель, Денеб и Полярная.
Чтобы различать, принадлежит ли звезда к гигантам или сверхгигантам или лежит на главной последовательности, астрономы кроме спектрального класса ввели еще классы светимости звезд (см. таблицу выше). Здесь следует отметить, что астрономы считают звезды либо гигантами, либо карликами, в зависимости от того, принадлежат они главной последовательности или покинули ее в результате эволюции. Звезды главной последовательности иногда называют карликами, несмотря на то что самые массивные из них больше Солнца в несколько раз.
Используя одновременно спектральный класс и класс светимости, можно определить все основные свойства звезды на данный момент. Но эти свойства меняются с возрастом. Возможно, самой изученной из всех планетарных туманностей является туманность Кольцо в созвездии Лиры, хотя ее и нелегко разглядеть. Большие размеры имеет туманность Гантель в Лисичке, которую можно увидеть в бинокль ясной темной ночью. Еще две небольшие, но яркие планетарные туманности, доступные для наблюдения в любительский телескоп, это NGC 6826 в Лебеде и NGC 7662 в Андромеде.
Поскольку белые карлики очень маленькие, то они и очень слабые. Ни один из них не виден невооруженным глазом. Обе ближайшие к нам яркие звезды Сириус и Процион имеют спутники — белые карлики, но спутник Проциона слишком близок к главной звезде, чтобы быть различимым в любительский телескоп, а спутник Сириуса можно увидеть только при наилучших атмосферных условиях. Проще всего из белых карликов разглядеть спутник звезды о2 (омикрон2) Эридана (также обозначаемой как 40 Эридана), его можно наблюдать и в небольшой телескоп. Дополнительный интерес представляет более слабый компонент этой системы — красный карлик, также видимый в любительский телескоп.
Кажется, нашему Солнцу тоже суждено пройти через стадию планетарной туманности, перед тем как стать угасающим белым карликом. Но звездам с массой в несколько солнечных, лежащим в верхнем конце главной последовательности, уготован более впечатляющий конец. Как вы уже видели, вначале они становятся скорее ослепляющими сверхгигантами, чем просто гигантами. У них нет шансов достигнуть стадии планетарной туманности. Они настолько массивны, что ядерные реакции в их недрах протекают неуправляемо до тех пор, пока звезда не станет нестабильной и не взорвется. Такой взрыв называется вспышкой сверхновой.
Во время вспышки сверхновой светимость звезды увеличивается в миллионы раз, так что на протяжении нескольких суток звезда может затмить своим блеском целую галактику. Сброшенные внешние слои звезды разлетаются в пространство со скоростью около 5000 км/с. В 1054 г. н. э. астрономы наблюдали с Землю вспышку сверхновой в созвездии Тельца. Звезда стала ярче, чем Венера, и была видна днем на протяжении трех недель. После этого она была видна больше года невооруженным глазом.
Место такого взрыва находится в одном из наиболее известных объектов на небе — это Крабовидная туманность, остаток вспышки сверхновой. В любительский телескоп Крабовидная туманность видна как размытое пятно, но лучше всего она видна на фотографиях с длительной экспозицией, полученных на крупных инструментах. Примерно за следующие 50 000 лет газ Крабовидной туманности рассеется в пространстве, образовав изящные узоры, подобные туманности Вуаль в Лебеде, тоже остатку вспышки сверхновой.
Последняя вспышка сверхновой в нашей Галактике наблюдалась в 1604 г. Звезда в созвездии Змееносца достигла в максимуме звездной величины около -2m, т. е. стала ярче, чем Юпитер. Она была изучена немецким астрономом Иоганном Кеплером, и поэтому ее часто называют сверхновой Кеплера. С тех пор в телескоп наблюдались тысячи сверхновых в других галактиках, но только одна из них была настолько яркой, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. Это была сверхновая 1987А, которая взорвалась в Большом Магеллановом Облаке, в ближайшей окрестности Млечного Пути. Впервые она была замечена астрономами в южном полушарии 24 февраля 1987 г. В конце мая она увеличила блеск до максимальной величины 2,9m, но к концу того же года стала невидимой невооруженным глазом. Вспышка сверхновой — очень редкое событие. Когда это произойдет в нашей Галактике, это будет впечатляющее зрелище. Множество астрономов мечтают увидеть ее — эту яркую звезду, которая затмит все остальные звезды на небе.
В результате взрыва сверхновой звезда не может разлететься целиком на маленькие кусочки. Иногда центральное ядро взорвавшейся звезды становится объектом меньше и плотнее даже белого карлика. Такой объект называется нейтронной звездой. В нейтронной звезде протоны и электроны атомов звезды так плотно упакованы гигантской силой сверхновой, что образуют частицы, называемые нейтронами. Обычная нейтронная звезда имеет диаметр 20 км, но содержит массу одного или двух Солнц. Будучи такой крошечной, нейтронная звезда может очень быстро вращаться, не разлетаясь на куски. С периодом, равным периоду ее вращения, мы наблюдаем вспышку излучения, похожую на луч маяка. Астрономы зафиксировали радиопульсации нескольких сотен таких источников, которые назвали пульсарами; один из них находится в центре Крабовидной туманности. Период пульсара Крабовидной туманности — 30 вспышек в секунду; остальные пульсары более медленные — вспыхивают раз в четыре секунды. Большинство нейтронных звезд слишком слабы, чтобы их можно было увидеть в оптические телескопы; но у пульсара в Крабовидной туманности наблюдаются и вспышки в оптическом диапазоне, совпадающие с радиовспышками.
Если ядро взорвавшейся звезды имело массу, превышающую три массы Солнца, то конечной стадией эволюции такой звезды будет даже не нейтронная звезда. Вместо этого звезда станет чем-то еще более необычным — черной дырой. Нет такой силы, которая могла бы удержать умирающую звезду с массой более чем три массы Солнца от схлопывания под действием собственной гравитации. Становясь все меньше и плотнее, она продолжает сжиматься до тех пор, пока ее притяжение не станет настолько большим, что уже ничего не сможет покинуть звезду, даже ее собственный свет. Звезда выкапывает себе могилу — черную дыру. Так как черная дыра по определению невидима, она представляет только академический интерес для наблюдений в любительский телескоп. Однако профессиональные астрономы фиксируют рентгеновское излучение из различных точек космоса, которое, как они считают, испускает горячий газ, падающий в бездонные глубины черных дыр. Самый известный кандидат в черные дыры — Лебедь Х-1, он находится вблизи звезды 9-й величины в созвездии Лебедя.




Теги: Звезды

Комментариев: 0 | Категория: Космические объекты
Вернуться
Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь.
Мы рекомендуем Вам зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.
Информация
Посетители, находящиеся в группе Гости, не могут оставлять комментарии к данной публикации.

Форма входа

Реклама

Популярные статьи

Наша планета Земля

Полезные статьи

Календарь

«    Август 2017    »
ПнВтСрЧтПтСбВс
 123456
78910111213
14151617181920
21222324252627
28293031