Які бувають зірки?

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 = 2,512^M–m = 10^й2/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—0^m,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.

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 —7^т до +2^т, 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 +3^m, 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”

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 M_v= —7^т , наиболее молоды, их возраст порядка 10⁷ лет, а скопления, у которых главная после­довательность обрывается у +2^т, 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

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…

• ← Зіркове небо
• Наймолодші зірки →