Рождение звезд

Рождение звезд

Содержание:

Введение 3

Основные звездные характеристики 3

Светимость и расстояние до звезд 3

Спектры звезд и их химический состав 4

Температура и масса звезд 5

Связь основных звездных величин 6

Звезды рождаются 6

Межзвездный газ 6

Звёздные расстояния 9

Межзвездная пыль 10

Разнообразие физических условий 10

Белые карлики 11

Почему должны рождаться новые звезды? 17

Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд 19

Звездные ассоциации 28

Кратко о всем процессе рождения 29

ВВЕДЕНИЕ

Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются,

эволюционируют, и наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд

и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом

это представлялось большой загадкой ; современные астрономы уже могут с

большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд

на нашем ночном небосводе.

Основные звездные характеристики

Светимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением,

наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их

угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть

звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как

благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью

атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение

звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной

секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше

одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят

астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки

излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока

является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до

звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне

надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для

сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие

нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала

прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении

ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек

земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно

большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более

удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд

надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят

другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно

надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и

непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым

особенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже

давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы.

Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G,

K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна,

что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса.

Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А

обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом

приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой

температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у

звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса

М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных

классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную

для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были

запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были

установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и

ультрафиолетовое излучение.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них

огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам.

Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о

природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно"

приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На

втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно

невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов водорода приходиться

тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и

азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно

ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это

гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых

элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет.

Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды,

сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются

желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике

имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она

основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через

различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд

характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один

из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет

кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V").

Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению

B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых

звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной

классификации.

Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру

ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные

тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их

поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

[pic] - постоянная Больцмана

Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно

будет равна

[pic] ( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определения

радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную

характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то

просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются

надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды

образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период

обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона

Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

[pic] , здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в

законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент

системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их

массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно

небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу

каждой из звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в

настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть

не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно

серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод

существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В

такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой

светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются

только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же

светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в

состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных

звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета),

радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли

эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется

функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую

светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется

простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно

уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным

классом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Эту зависимость

эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще

в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и

американец Рассел.

Звезды рождаются

Межзвездный газ

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество

осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это

объекты, более или менее похожие на Солнце. Не так давно астрономы считали,

что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы

лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области

неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких

лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте

была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из

них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования

распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди

наблюдали рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай

показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал

времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно

возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Каков же механизм их возникновения ? Почему за многие годы

астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас

впервые удалось увидеть "материализацию" звёзд ? Рождение звезды не может

быть исключительным событием : во многих участках неба существуют условия,

необходимые для появления этих тел.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного

Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или

глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят

чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и

яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака

содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от

расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких

световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях

очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для

формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того

чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все

звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны

чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света,

проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием

давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и

уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем

направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в

непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на

которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём,

заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше.

Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от

окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего.

Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы,

тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая,

частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-

пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит

медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы

к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится

меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее.

Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре.

Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать

10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к

центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только

через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и

пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие

происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями

частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате

температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает

светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и

газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения

приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но

зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени

требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает

светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным

оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако,

помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй

считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное

значение времени.

Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут

обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают

влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в

этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе

по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при

идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни

из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько световых лет.

Попытаемся теперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая

звезда характеризуется двумя физическими величинами : температурой и

светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них

одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми

холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звёзд

располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левого

угла графика в нижний правый

(Если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось

светимостей - вверх.) Это нормальные звёзды, и их распределение называют

"главной последовательностью". Полученная диаграмма называется диаграммой

Герцшпрунга - Рессела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые

установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса

звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на

верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда

оказывается в нижней её части.

Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой

меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного

"топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд,

подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно

расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта

остаётся маленький и горячий белый карлик.

Звёздные расстояния

Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два

столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо

принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором

находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время

от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной

среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман

убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой

отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой,

но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и

многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом

путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например,

что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из

нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая

компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь

определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг

относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит

благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий

поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался

довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими

элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы

можем рассматривать как "примеси".

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только

межзвездный газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной

пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался

вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с

несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не

совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно

тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие

и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно

невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что

поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то есть твердыми

микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки

имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно

вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления

их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или

менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный

свет становится частично поляризованным.

Разнообразие физических условий

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое

разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых,

зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются

сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей

несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между

облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический

сантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные

волны от взрывов звезд.

Наряду с отдельными облаками как ионизированного так и

неионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим

размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества,

получившие название "газово-пылевых комплексов". Для нас самым существенным

является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший

процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Белые карлики.

Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые

были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех,

с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности,

разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям

таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках

Вселенной.

Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но

внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-

Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить

пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом

в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия

белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель,

прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь

является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное

движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва

заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять

Страницы: 1, 2, 3