Які бувають зірки?
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
Посмотрите в телескоп на богатое рассеянное скопление, например, на h и х Персея. Вы увидите груду сияющих бриллиантов, в которой кое-где затесались светло-розовые рубины той же яркости; их гораздо меньше. И это зрелище еще прекраснее оттого, что мы осознаем в этой красоте могущество человеческого разума. Теория звездной эволюции объясняет, почему в молодых рассеянных скоплениях на десяток ярких голубых звезд приходится одна красная. Несколько иначе по этому поводу сказал М. Волошин: «Но ужас звезд от знанья не погас…»
Характеристики звезды, определяемые непосредственно из наблюдений,— это прежде всего ее светимость и температура. Диаграмма, на которой сопоставлены эти две величины, является главным средством изучения мира звезд, ибо оказывается, что звезды на этой диаграмме расположены в строго определенных местах в зависимости от их массы, химического состава и возраста.
Светимость легко определить, если знать расстояние. Самый простой способ — измерить направление на звезду с двух концов одного диаметра земной орбиты, т. е. сейчас и через полгода. Звезда сместится на фоне более далеких звезд на угол, под которым с нее виден диаметр земной орбиты. Но это измерение годичных параллаксов возможно лишь для очень близких звезд. Для самой близкой — а Кентавра, параллакс составляет 0,75″; обычная точность его определения — 0,01″ Сейчас известны параллаксы около 6000 звезд. Из параллакса я легко найти расстояние r, зная расстояние а Земли от Солнца: r = a/sinπ. Поскольку синус малого угла можно заменить углом в радианной мере, sinπ ~ π“/206265, то r=206265 а/π” км. Звездные расстояния выражаются, конечно, не в километрах, а в парсеках (пс): г — 1/я пс. На расстоянии в 1 пс находилась бы звезда с параллаксом в 1″ Иногда, особенно в популярной литературе, употребляют как единицу расстояния световой год (1 пс = 3,259 световых лет = 3,08•1018 см).
Параллакс можно определить у звезд, расположенных не далее 100 пс от Солнца. Зная собственные движения (т. е. угловое перемещение по небесной сфере за год) и лучевые скорости (т. е. составляющую пространственной скорости, направленную по лучу зрения и измеряемую в километрах на секунду по доплеровскому смещению линий в спектре), можно оценить расстояние и для более далеких звезд, но только статистически, для однородных групп звезд. Из расстояния и видимого блеска нетрудно определить светимость, которая выражается или в единицах светимости Солнца, или в абсолютных величинах (т. е. звездной величине, которую звезда имела бы на расстоянии 10 пс). Видимая т и абсолютная величина М связаны друг с другом формулой I/I0 = 2,512M–m = 10й2/r2, где I — блеск звезды на данном расстоянии и I0 — на расстоянии в 10 пс. Прологарифмировав эту формулу, получим: 0,4 (М—т) = = 2—2 lgr, откуда lgr = 0,2 (т — М) + 1. Итак, расстояние определяется величиной т — М, называемой модулем расстояния. К несчастью, видимая величина обычно бывает существенно ослаблена поглощением света в межзвездной пылевой среде, учитывать которое необычайно трудно. Поглощение света ведет также и к покраснению звезд, ибо синие лучи поглощаются межзвездной средой сильнее, чем красные.
Светимость некоторых звезд можно определить и не зная расстояний, например, по особенностям спектра, по периоду изменения блеска. Наконец, светимость членов скоплений можно определить, зная расстояния скоплений, о методах определения которых речь будет ниже.
О температуре говорит прежде всего спектр звезды: распределение энергии в нем, расположение и интенсивность темных линий. Спектры звезд, согласно классификации, разработанной в Гарвардской обсерватории (США) в начале нашего века, делятся на семь основных классов: О, В, A, F, G, К, М, причем звезды О — самые горячие (температура поверхности около 30 000°), а М— самые холодные (3000°). Множество сведений о звездах может извлечь астроном из узкой полоски спектра, недаром для спектральных работ и выделяется львиная доля дорогого наблюдательного времени больших рефлекторов. Это не только значения температуры и светимости, но и химический состав, движения газов в атмосфере, магнитное поле, вращение, скорость движения по лучу зрения. О распределении энергии в спектре и тем самым о температуре звезды может рассказать и показатель цвета — разность звездных величин в двух участках спектра, чаще всего в желтой и синей (B—V). Определение звездных величин гораздо менее трудоемко, чем получение спектра; за время, нужное для получения спектрограмм, можно получить показатели цвета на 5—6 величин более слабых звезд. Широкое внедрение, начиная с 50-х годов, фотоэлектрической фотометрии и стандартных светофильтров привело к тому, что точность звездной фотометрии достигает сейчас 0,01—0m,001, и результаты разных исследователей строго сопоставимы друг с другом. Однако на показатели цвета влияет межзвездное поглощение света, от чего свободны спектры звезд. Его можно учесть фотометрическим путем, применяя многоцветную фотометрию, например, систему UBV, в которой измеряется блеск в ультрафиолетовой, синей и желтой частях спектра — сопоставляя показатели цвета U — В и В— V, на которые поглощение влияет по-разному.
Итак, зная светимость и температуру поверхности звезды, можно сопоставить их на диаграмме. Такого рода диаграммы были впервые независимо построены в 1908—1910 гг. Э. Герцшпруигом и Г. Ресселом. На рис. 1 представлена диаграмма Герцшпрунга — Рессела (Г — Р) для звезд из окрестностей Солнца, имеющих разные происхождение и возраст. На диаграмме прежде всего бросается в глаза наклонная полоса, называемая главной последовательностью, которая тянется от голубых ярких звезд к слабым красным карликам. В правом верхнем углу диаграммы — группа красных гигантов, над которыми тянется к главной последовательности редкая полоска очень ярких звезд-сверхгигантов; в левом нижнем углу — немногочисленные белые карлики.
Первая эволюционная интерпретация диаграммы светимость — спектр была дана самим Ресселом. Он предположил, что, зарождаясь как холодные огромные сверхгиганты, звезды, постепенно сжимаясь и разогреваясь, попадают на главную последовательность, после чего снова остывают и продвигаются по ней вниз. Уже в двадцатые годы стало ясно, что эта гипотеза не верна, но диаграмма Герцшпрунга — Рессела остается важнейшим средством проверки выводов теории эволюции. Далеко не все последовательности на ней совпадают с «эволюционными треками», т. е. с эволюционными перемещениями звезд. Густо населенные области диаграммы — это те, в которых звезды живут долго. Особое значение имеют диаграммы звездных скоплений, поскольку звезды в них образовались примерно одновременно и имели первоначально один и тот же химический состав; диаграмма Г — Р для звезд поля показывает смесь объектов разного происхождения, а сравнение диаграмм скоплений дает надежду уловить возрастные отличия между ними.
Звездные скопления бывают двух родов — рассеянные и шаровые. В рассеянных скоплениях обычно сотни, иногда тысячи членов; они концентрируются к плоскости Млечного Пути; в шаровых скоплениях сотни тысяч членов, они входят в сфероидальную корону Галактики и концентрируются к ее центру. Относительно Солнца шаровые скопления движутся очень быстро, но это потому, что Солнце, как и другие объекты, концентрирующиеся к плоскости Галактики, вращается вокруг ее центра, а шаровые скопления и другие объекты короны почти не принимают участия в галактическом вращении.
Диаграммы Г — Р резко отличаются для этих двух родов скоплений. Главная последовательность рассеянных скоплений обрывается при самых различных светимостях, от —7т до +2т, но верхний конец ее неизменно загибается вправо вверх; на его уровне находятся несколько гигантов или сверхгигантов, отсутствующие, впрочем, в бедных скоплениях. Звезды шаровых скоплений располагаются вдоль главной последовательности лишь до светимости около +3m, а затем они уходят вправо и вверх в область красных гигантов; пробел, разделяющий красные гиганты и главную последовательность у рассеянных скоплений, отсутствует у скоплений шаровых (рис. 2).
Еще одно отличие — химический состав. У рассеянных скоплений содержание тяжелых элементов (под ними подразумевается все, кроме водорода и гелия) близко к солнечному, отличаясь от него не более чем в несколько раз; шаровые же скопления беднее ими в 10— 100 раз.
Эти различия распространяются и на весь мир звезд, делящийся на два главных населения. Рассеянные скопления являются типичными представителями населения I (или плоской составляющей Галактики), шаровые — населения II (или сферической составляющей). Каждую звезду, каждое скопление можно отнести к одному из этих двух типов, хотя, конечно, деление на два типа слишком грубое, в каждом можно выделить подтипы. Эта классификация мира звезд стала общепринятой в сороковых годах, в основном благодаря работам В. Бааде и Б. В. Кукаркина, хотя начало ее было заложено еще в двадцатых годах Б. Линдбладом, Я. Оортом и другими. Деление звездного населения на два типа особенно заметно у спиральных галактик; эллиптические галактики состоят только из звезд населения II, а в неправильных преобладает население I.
Основные особенности звезд разных населений — отличия их диаграмм Г — Р, содержания тяжелых элементов, пространственно-кинематических характеристик — получили блестящее объяснение в современной теории звездной эволюции, основы которой были заложены в пятидесятых годах. Точнее говоря, именно в это время получили объяснение особенности диаграмм Г — Р для двух звездных населений.
В конце тридцатых годов стало ясно, что источником энергии звезд являются ядерные реакции, превращение водорода в гелий, как это и предвидел А. Эддингтон, заложивший основы современной теории внутреннего строения звезд. Горячие звезды высокой светимости должны израсходовать запасы ядерного горючего за немногие миллионы лет. Вывод о продолжающемся в наши дни звездообразовании стал в сороковых годах неизбежен. Отмечая, что молодые звезды находятся обычно рядом с поглощающими свет газопылевыми облаками, Г. Рессел на склоне дней одним из первых пришел к выводу о недавней конденсации звезд из такого рода облаков. Сильно способствовали победе представлений о продолжающемся в современную эпоху групповом звездообразовании работы В. А. Амбарцумяна.
В первое время после образования источником энергии будущей звезды — «протозвезды» — служит только гравитационное сжатие. Она постепенно разогревается и откуда-то справа на диаграмме Г—Р, из далекой инфракрасной области подходит к главной последовательности. На нижней ее границе — начальной главной последовательности — находятся звезды, ядра которых достаточно нагреты для того, чтобы в них началась переработка водорода в гелий. По мере выгорания водорода в ядре светимость звезды растет, а температура несколько падает — звезда медленно уходит вправо вверх с начальной главной, последовательности. У массивных звезд скорость этого ухода постепенно возрастает, и когда масса гелиевого ядра достигает примерно 10% массы звезды, оно сжимается, а оболочка звезды быстро расширяется и охлаждается. На диаграмме Г—Р звезда при этом быстро переходит с верхнего конца главной последовательности рассеянного скопления в область красных сверхгигантов. Длительность жизни звезды на стадии главной последовательности прямо пропорциональна запасам горючего — массе — и обратно пропорциональна темпу, с которым оно расходуется — светимости. Светимость же пропорциональна массе в кубе, и поэтому чем ярче звезда, тем меньше времени она проводит на главной последовательности. Понятно, что скопления, у которых главная последовательность обрывается близ Mv= —7т , наиболее молоды, их возраст порядка 107 лет, а скопления, у которых главная последовательность обрывается у +2т, имеют возраст порядка 5•108— 109 лет. Понятно также, почему загибаются вправо концы главных последовательностей рассеянных скоплений (рис. 2) — чем больше светимость звезды, тем дальше успела она отойти от начальной главной последовательности.
В скоплении данного возраста звезды с массой больше некоторого значения уже ушли с главной последовательности и находятся на стадии красного сверхгиганта, в который превращаются массивные звезды после того, как их ядро нагреется в результате сжатия до температуры, необходимой для превращения гелия в углерод. После этого эволюционные треки начинают описывать на диаграмме Г—Р широкие петли (рис. 3), последовательно включаются новые реакции синтеза — превращение углерода в кислород и т. д. вплоть до истощения источников ядерной энергии: синтез элементов тяжелее железа идет уже с затратой энергии.
Что происходит с массивной звездой дальше не вполне ясно, но по современной теории она должна либо взорваться как Сверхновая, либо погибнуть под собственной тяжестью, не сдерживаемой более газовым давлением после иссякания энергетических ресурсов, если только не потеряет так или иначе избыток массы. В результате гравитационного сжатия (коллапса) звезды внутрь самой себя, она превращается в «черную дыру» и пропадает для внешнего наблюдателя — гравитационное поле не выпускает наружу ни одного фотона. Звезды более массивные, чем сейчас наблюдающиеся в скоплении красные гиганты, должны быть уже или «черными дырами» или остатками Сверхновых — нейтронными звездами. По-видимому, пульсарная активность их затухает довольно быстро, иначе пульсары встречались бы преимущественно в скоплениях.
Возраст рассеянных скоплений самый разнообразный, а у шаровых скоплений, как можно судить по светимости, при которой их звезды уходят с главной последовательности, примерно одинаков, около (10—15)•109 лет. Массы наблюдаемых ныне звезд шаровых скоплений не превосходят 1,5 солнечных. Ядро сжимается и нагревается у таких звезд медленно, и температура, достаточная для начала горения гелия, достигается только у правого конца ветви гигантов. Включение реакции горения гелия приводит звезду на горизонтальную ветвь (рис. 2). Дальнейшая судьба звезд шаровых скоплений не вполне ясна, то, видимо, они должны превратиться в белых карликов. Если звездам рассеянных скоплений удается так или иначе сбросить излишки массы, они также могут стать белыми карликами. По-видимому, и в рассеянных и в шаровых скоплениях должны присутствовать в большом количестве эти звездные «огарки» с ничтожно малой светимостью или же вообще черные, несветящиеся. Выявить их чрезвычайно трудно, и эта задача до сих пор остается нерешенной, хотя (по крайней мере для белых карликов в близких скоплениях) она в пределах возможностей наших телескопов и очень важна для теории звездной эволюции.
Итак, шаровые скопления стары, возраст их почти одинаков, тяжелых элементов в них мало, и они населяют сферическую невращающуюся корону Галактики. Возраст рассеянных скоплений разнообразен (есть даже несколько скоплений почти столь же старых, как и шаровые скопления), они продолжают образовываться и в наше время, тяжелых элементов в них немного больше, чем в шаровых скоплениях, они концентрируются к плоскости Галактики и вращаются вокруг ее центра. Таковы же соответственно свойства объектов населения II и I.
Неизбежен вывод, что объекты населения II образовались на раннем этапе эволюции сфероидальной газовой протогалактики из вещества, состоящего почти исключительно из гелия и водорода. За короткое время, порядка 1,0•109 лет или меньше, звездообразование в короне завершилось, газ осел к экваториальной плоскости системы, но вращение препятствовало сжатию его к центру. В промежутке совершилось очень быстрое обогащение среды тяжелыми элементами, выбрасываемыми в пространство при взрыве Сверхновых звезд. Дальнейшее звездообразование могло идти только близ галактической плоскости, где сохранился еще газ; теперь оно продолжается лишь в спиральных рукавах, в которых плотность газа больше, чем в среднем в галактическом диске. Любопытно, что хотя содержание тяжелых элементов варьируется среди рассеянных скоплений, зависимость его от возраста не наблюдается — имеются лишь локальные флуктуации. Это, по-видимому, означает, что близ конца эпохи образования шаровых скоплений необыкновенно большое количество массивных звезд заканчивало эволюцию, взрываясь как Сверхновые и обогащая межзвездную среду; в дальнейшем же Сверхновых было не так уж много.
Конечно, хотелось бы теперь узнать, а как образовалась газовая протогалактика? На эту тему продолжаются ожесточенные споры. Вряд ли проблему образования галактик удастся решить, пока нет окончательного решения космологической проблемы — проблемы строения и развития Вселенной в целом. Химический состав звезд населения II (70% водорода и 30% гелия) находится в хорошем согласии с предсказываемым «горячей» теорией ранних стадий расширения Вселенной. Правда, проблем еще много и здесь. Например, небольшая примесь тяжелых элементов имеется и в самых старых звездах, но ее происхождение пока неясно. Детство звезд и их старость еще не вполне ясны нам, но их зрелый возраст изучен достаточно хорошо. Об этом говорит хотя бы то, что каждый год приносит новые подтверждения теории, заложенной более тридцати лет назад, а в двадцатых годах астрономы жаловались, что теории строения звезд устаревают быстрее, чем модные платья. И это несмотря на небывалый прогресс астрономии за последние пятнадцать лет! Мы, несомненно, ухватились за краешек истины…