звезды

звезды

3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми.

Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.

Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из

звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его.

Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются

примерами протозвезд (первичных звезд).

Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не

вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т

Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные

ветры>. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы

тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри

протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится

настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается

в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, 'у звезды

появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в

течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера

звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива

хватит па стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.

Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце,

существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают

свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

Нормальные звезды

Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары

очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается

ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное

различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько

яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости,

но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний,

яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости

Солнца до яркости более чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинство

звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы.

Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает

гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным

глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе

звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе

“сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой

светимостью.

Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости ?

Оказывается, тут нге ~явисит от массы звезды.

Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее

цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная

величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около

одной две Вставить из листика

Гиганты и карлики

Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие.

Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры,

эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их

запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

В противоположность им эвезды, обладающие небольшой массой, всегда

неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих

миллиардов лет.

Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые.

К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в

Скорпионе. Как же могут эти холодные эвезды со слабо светящимися

поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и

Веги?

Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь

по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине

их называют гигантами, или даже сверхгигантами.

Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо

больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что

температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта

- например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр

Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не

превосходит одной десятой размера

Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и

карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в

конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

Жизненный цикл звезды

Обычиая звсзда, такая, как Солнце, вы деляст знергию за счет

превращения во лорола н гелий в ядерной печи, нахо дягцейся и самой ее

сердцевине. Солн пе с<)псржит огромное количество во дородь, однаио запасы

его не бесконеч иы. За ~юследние 5 миллиардов лет Со лнцс уже израсходовало

половипу во дородного топлива и сможет поддер живать свое существование в

течение еп~е 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода в его ядре

иссякнут. А _ что потом7

Послс того как звезда израсходует водорол, содержащийся в центральной

ее части, виутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает

псрс~орать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, раз

бухаст. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температура

ее иовсрхпости надает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и

сверх-гигантов. Оп является частыо той иослсдовательиости измеиений,

которая называется звездной эволюцией и которую ироходят все звезды. В

конечном итоге все звезды стареюг и умирают, по продолжительность каждой

отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды про носятся черсз

свой жизиенный цикл, за канчивая его эффектным взрывом.

Звезды более скромных размеров, включая и Солице, наоборот, в нонце

жизпи сжимаются, превращаясь в белые карлики.

После чего они просто угасают.

В процессе превращеиия иэ красно го гиганта в белый карлик звезда

может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив лри этом

ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения

звезды, температура которой на поверхпости может достигать 100 000"С. Когда

такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены,

они были названы планетарными туманностями, посколку они часто

выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким

телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не

имеют!

Звездные скопления

По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по

отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления

- вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления,

лотому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовались

примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от

нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются

истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти

звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно

изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы

- ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так

что отличаются они друг от друга только своей массой.

Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они

исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения

астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и

шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении

каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба

более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют

собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре

отдельные звезды неразличимы. ]

Открытые звездные

скопления

Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются

Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название,

большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд.

Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все они

находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на

расстоянии 400 световых лет от нас.

Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по

астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные

светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды -

это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит

от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.

Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых,

а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что

скорость, с которой они образуют- ся, с течением времени не меняется.

Деело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно

отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд -

тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночном небе. Хотя

тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они

все же довольно непрочиы, и тяготение другого объекта, например большого

межзвездного облака, может их разорвать.

Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что

их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они сущес твуют не

очень долго и обычно состо ят из очень молодых звезд вблизи меж звездных

облаков, из которых они воз никли. В звездную ассоциаци~о входит от 10 до

100 звезд, разбросанных в об ласти размером в несколько сотен све товых

лет.

Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей

Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если

учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное

количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным,

что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны

составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их

общее количество достигает 100 000.

Шаровые звездные скопления

В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой

сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и

даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы

наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы

видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд.

Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.

В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой

близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом,

образуя компактные двойные звезды.

Йногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении

наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение

центральное ядро. В шаровых скоплениях дв'ойные звезды встречаются в 100

раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются

источниками рентгеновского излучения.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений,

которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в

себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или

менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет

назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из

которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты.

Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно,

и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое

ц'елое.

Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей

Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровое

скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтавра в южном

созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от

Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:

его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением

северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно

различить невооруженным глазом.

В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид

Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита;

звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще

исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной

звезды.

Эта звезда получила название Мира - ечудесная~. За период времени в

332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины

(на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится

гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В

наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них

меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск.

Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так

незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень

чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.

Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут

происходить циклично, с периодом в нес~олько лет, а могут случаться в

считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является

переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиа

меняется. График изменения звездной величины переменной

звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска,

измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения

звездных величии профессиональиые астрономы используют прибор, иазываемый

фотометром, сщпако многочисленные наблюдеиия перемеипых звезд производятся

астрономами-любителями. С помощыо специальио подготовленной карты и после

иекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеиной

звезды лрямо на глаз, если сравиивать ее с постоянными звездами,

расположенными рядом.

Графики блеска переменных звеэд показывают, что пекоторыс:>везды

мсняю'гся регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке

времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и сиова. Другие же

звезды меняются совершенно непредсказуемо. К иравильным переменным звездам

относят пульсирующие звезды и двойныс звезды. Количество света меняется

оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть

другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).

Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошло

одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линии

нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить

прямо одна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными

звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии

Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной

звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

пульсирующие переменные

звезды

Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют,

сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой,

пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента.

Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде

Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звеэды

сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость

их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид

измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и

температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее

блеска.

Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей

звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холод ные красные гиган

ты в последней ста дии своего существо вания, они вот-вот полностыо

сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетар ную

туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в

Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.

Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на

поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.

Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих

звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них

находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск

на одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как и

свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

Неправильные переменные

звезды

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно

непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным

глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной

величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к ирежнему уровню.

Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя

облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде

сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и

звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако ие рассеется в

пространстве.

Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное

значение в областях, где образуются звезды.

Вспыхивающие звезды

Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и

солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца.

Для некоторых звезд - красных карликов - это не так: на них подобные

вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение

может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к

Солпцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих

звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они

всего несколько минут.

Двойные звезды

Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным

сис- темам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг дру

гой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь

звезды, особенно когда напарники находят- ся близко друг к другу. Потоки

вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к

драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и р сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды

двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки,

лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно

представить себе как ТОЧК~ опоры, если вообразить звезды сидящими на

детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем

дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.

Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к

другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные

телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный

период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже болыие.

Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимыми

двойными.

Открытие двойных звезд

Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению

более яркой из двух, либо по их совместиому спектру. Если какая-нибудь

звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть

невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда,

обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия. Сиектроскопические двойные

звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров,

Спектр обыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге,

пересечепной многочисленными узкими н~елями - так называемыми линиями

иоглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются,

если звезда движегся к нам или от пас. Это явление нжзивается эффектом

Допплера. Когда эвезды двойной системы движутся ио своим орбитам, они

поперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии их

спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии

спектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участника двойной

системы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора

линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминирова'гь,

но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ее истинную

двойную природу.

Измеренне скоростей звезд двойной системы и лрименение зак нного

тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. зучение

двойных звезд - это единственный прямой способ вычислени я з вездных масс.

Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный

ответ.

Теспые двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения

стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение

достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает

утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется

некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой

представляет собой ыритическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,

Страницы: 1, 2