5 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

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 = 2,512Mm = 10й2/r2, где I — блеск звезды на данном расстоянии и I0 — на расстоянии в 10 пс. Про­логарифмировав эту формулу, получим: 0,4 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 (BV). 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 UВ 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.

Схема диаграммы Герцшпрунга-Рассела

Схема диаграммы Герцшпрунга-Рассела

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).

Сводная диаграмма "цвет - светимость"

Сводная диаграмма “цвет – светимость”

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.

Эволюционные треки с массами от 1,0 до 15 масс Солнца

Эволюционные треки с массами от 1,0 до 15 масс Солнца

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…