Звездная светимость и спектральная классификация

выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх.

Скорость их движения под действием давления света так велика, что

притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются

с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое

пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а

вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые

окружали эти звезды.

Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует

вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда

Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной

доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз

превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе

не может просуществовать дольше, чем 104-105 лет, после этого от нее уже

ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив

действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти

тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы

до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В

настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких

саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды

достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается

потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы,

звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.

Большинство звезд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные

звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей

звездой класса О или В. Многие из таких звезд - затменно-двойные. Звезды,

истекающие газом, хоть и редко встречаются, но обогатили представление о

звездах вообще.

Новые звезды

Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни,

тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда

начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка

новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые

звезды относят либо к “быстрым”, либо к “медленным”.

Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с

высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами

при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки

лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.

Все новые - двойные звезды. При этом пара состоит всегда из белого

карлика и нормальной звезды. Так как звезды очень близки друг к другу, то

возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого

карлика. Существует гипотеза вспышек новых. Вспышка происходит в результате

резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности

белого карлика. Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды.

Термоядерное “горючее” накапливается и взрывается после достижения

некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между

ними от 10000 до 1000000 лет.

Ближайшие родственники новых звезд - карликовые новые звезды. Их

вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи

раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые в спокойном состоянии не

отличаются друг от друга. И до сих пор не известно, какие физические

причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих

звезд.

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на

небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое

событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное

состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд,

подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с

энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет).

Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с

огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд

наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами

(Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой.

После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.

До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее

всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути”

звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная

энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки

сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды,

разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения

межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В

определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием

сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы

весьма скудным.

Двойные звезды

Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами

тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего

центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.

Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют

визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном

направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные

расстояния. Это оптические двойные звезды.

Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении

попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.

Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при

отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие

пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить

двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические

двойные.

Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.

Спектрально-двойные звезды - звезды, двойственность которых

обнаруживается лишь при исследовании их спектров.

Звездные скопления

Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью

происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд.

Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется

массой и возрастом этих образований.

Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи

звезд. Их размеры составляют обычно несколько парсек. Концентрируются к

экваториальной плоскости Галактики. В нашей Галактике известно более 1000

скоплений.

Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую

сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к

центру. Все шаровые скопления расположены далеко от Солнца. В Галактике

известно 130 шаровых скоплений, а должно быть около 500.

Шаровые скопления, по-видимому, образовались из огромных газовых

облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые

орбиты. Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа,

“осевшего” к плоскости Галактики. В наиболее плотных облаках газа

образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас.

Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков, тогда как возраст больших

шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики.

Звездные ассоциации

Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т.

Тельца. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие

очень молодые рассеянные скопления, но отличаются от них, по-видимому,

меньшей степенью концентрации к центру. В других галактиках есть комплексы

горячих молодых звезд, связанные с гигантскими облаками ионизированного их

излучением водорода - сверхассоциации.

Что питает звезды?

За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В

разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия

Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы

сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу.

Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы

Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до

современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение

20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и

освещается Солнцем гораздо дольше.

Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии,

хорошо согласующийся с данными астрофизики и, в частности, с выводом о том,

что большую часть массы звезды составляет водород.

Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в

большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование

атомов гелия из атомов водорода.

Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать

за счет превращения гелия в более тяжелые элементы, вплоть до железа.

Внутреннее строение звезд

Мы рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил.

Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и

световое давления, направленные изнутри, стремятся оттолкнуть его от

центра. Так как звезда существует как устойчивое тело, то, следовательно,

между борющимися силами есть какое-то равновесие. Для этого температура

разных слоев в звезде должна устанавливаться такая, чтобы в каждом слое

поток энергии наружу уводил к поверхности всю энергию, возникшую под ним.

Энергия образуется в небольшом центральном ядре. Для начального периода

жизни звезды ее сжатие является источником энергии. Но лишь до тех пор пока

температура не поднимется настолько, что начнутся ядерные реакции.

Формирование звезд и галактик

Материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых

разнообразных формах и состояниях. Раз меняются формы существования

материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты не могли

возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэтому имеют

свой определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения.

Научные основы космогонии были заложены еще Ньютоном, который показал,

что вещество в пространстве под действием собственной гравитации

разделяется на сжимающиеся куски. Теория образования сгустков вещества, из

которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком

Дж.Джинсом. Эта теория объясняет и происхождение Галактик. В первоначально

однородной среде с постоянной температурой и плотностью может возникнуть

уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового

давления, то среда станет сжиматься, а если превалирует газовое давление,

то вещество рассеется в пространстве.

Считают, что возраст Метагалактики - 13-15 млрд. лет. Этот возраст не

противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных

скоплений в нашей Галактике.

Эволюция звезд

Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие

сжиматься под действием собственного тяготения, получили названия

протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается,

и она начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра.

Длительность сжатия протозвезд различна: при массе меньше солнечной - сотни

миллионов лет, а у массивных - всего лишь сотни тысяч лет. Когда

температура в недрах протозвезды повысится до нескольких миллионов

Кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в

гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему

сжатию и разогревающая вещество до самосвечения - протозвезда превращается

в обычную звезду. Итак, стадию сжатия сменяет стационарная стадия,

сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии

звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции

находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности

“спектр-светимость”. Время пребывания звезды на главной последовательности

пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного

горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп

расхода ядерного горючего.

Когда весь водород в центральной области превратится в гелий, внутри

звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в

гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому

ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет

постоянно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Сжатие ядра

приводит к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы

ядра. У более массивных звезд температура ядра при сжатии становится выше

80 млн. Кельвинов, и в нем начинаются термоядерные реакции превращения

гелия в углерод, а потом и в другие более тяжелые химические элементы.

Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового

давления, под действием которого фотосфера расширяется. Энергия, приходящая

к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем

раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с

главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или

сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой. Проходя

стадию желтого сверхгиганта, звезда может оказаться пульсирующей, то есть

физической переменной звездой, и остаться такой в стадии красного гиганта.

Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ядром

и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После

окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды - белый

карлик.

Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое

превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции

теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, а

затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько

километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.

Звезда, масса которой более чем вдвое превышает массу Солнца, потеряв

равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо

вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе

неограниченного сжатия она, вероятно, способна превратиться в черную дыру.

Белые карлики

Белые карлики - необычные, очень маленькие плотные звезды с высокими

поверхностными температурами. Главная отличительная черта внутреннего

строения белых карликов - гигантские по сравнению с нормальными звездами

плотности. Из-за громадной плотности газ в недрах белых карликов находится

в необычном состоянии - вырожденном. Свойства такого вырожденного газа

совсем не похожи на свойства обычных газов. Его давление, например,

практически не завит от температуры. Устойчивость белого карлика

поддерживается тем, что сжимающей его громадной силе тяготения противостоит

давление вырожденного газа в его недрах.

Белые карлики находятся на конечной стадии эволюции звезд не очень

больших масс. Ядерных источников в звезде уже нет, и она еще очень долго

светит, медленно остывая. Белые карлики устойчивы, если их масса не

превышает примерно 1,4 массы Солнца.

Нейтронные звезды

Нейтронные звезды - очень маленькие, сверхплотные небесные тела. Их

диаметр в среднем не больше нескольких десятков километров. Нейтронные

звезды образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах

обычной звезды, если ее масса к этому моменту превышает 1,4 массы Солнца.

Поскольку источник термоядерной энергии отсутствует, устойчивое равновесие

звезды становится невозможным и начинается катастрофическое сжатие звезды к

центру - гравитационный коллапс. Если исходная масса звезды не превышает

некоторой критической величины, то коллапс в центральных частях

останавливается и образуется горячая нейтронная звезда. Процесс коллапса

занимает доли секунды. За ним может последовать либо натекание оставшейся

оболочки звезды на горячую нейтронную звезду с испусканием нейтрино, либо

сброс оболочки за счет термоядерной энергии “непрогоревшего” вещества или

энергии вращения. Такой выброс происходит очень быстро и с Земли он

выглядит как вспышка сверхновой звезды. Наблюдаемые нейтронные звезды -

пульсары часто связаны с остатками сверхновых звезд. Если масса нейтронной

звезды превышает 3-5 массы Солнца, равновесие ее станет невозможным, и

такая звезда будет представлять собой черную дыру. Очень важные

характеристики нейтронных звезд - вращение и магнитное поле. Магнитное поле

может быть в миллиарды и триллионы раз сильнее магнитного поля Земли.

Пульсары

Пульсары - источники электромагнитного излучения, изменяющегося строго

периодически: от долей секунды до нескольких минут. Первые пульсары были

открыты в 1968г. как слабые источники импульсного радиоизлучения. Позже

были открыты периодические источники рентгеновского излучения - так

называемые рентгеновские пульсары, свойства излучения которых существенно

отличаются от свойств радиопульсаров.

Природа пульсаров полностью пока не раскрыта. Ученые считают, что

пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звезды с сильным

магнитным полем. Из-за магнитного поля излучение пульсара подобно лучу

прожектора. Когда из-за вращения нейтронной звезды луч попадает на антенну

радиотелескопа, мы видим всплески излучения. Наблюдаемые у некоторых

пульсаров “сбои” периодов подтверждают предсказания о наличии твердой коры

и сверхтекучего ядра у нейтронных звезд (“сбои” периода происходят при

разломе твердой коры - “звездотрясениях”).

Большая часть пульсаров образуется при взрывах сверхновых звезд. Это

доказано, по крайней мере, для пульсара в центре Крабовидной туманности, у

которого наблюдается импульсивное излучение также и в оптическом диапазоне.

Черные дыры

Одни из самых интересных и загадочных объектов во Вселенной - черные

дыры. Ученые установили, что черные дыры должны возникать в результате

очень сильного сжатия какой-либо массы, при котором поле тяготения

возрастает настолько сильно, что не выпускает ни свет, ни какое-либо другое

излучение, сигналы или тела.

Для того чтобы преодолеть тяготение и вырваться из черной дыры,

потребовалась бы вторая космическая скорость, большая световой. Согласно

теории относительности, никакое тело не может развить скорость, большую чем

скорость света. Вот почему из черной дыры ничто не может вылететь, не может

поступать наружу никакая информация. После того как любые тела, любое

вещество или излучение упадут под действием тяготения в черную дыру,

наблюдатель никогда не узнает, что произошло с ними в дальнейшем. Вблизи

черных дыр, как утверждают ученые, должны резко изменяться свойства

пространства и времени.

Ученые считают, что черные дыры могут возникать в конце эволюции

достаточно массивных звезд.

Наиболее сильно эффекты, возникающие при падении в поле черной дыры

окружающего вещества, проявляются тогда, когда черная дыра входит в состав

двойной звездной системы, в которой одна звезда - яркий гигант, а второй

компонент - черная дыра. В этом случае газ из оболочки звезды-гиганта течет

к черной дыре, закручивается вокруг нее, образуя диск. Слои газа в диске

трутся друг о друга, по спиральным орбитам медленно приближаются к черной

дыре и в конце концов падают в нее. Но еще до этого падения у границы

черной дыры газ разогревается трением до температуры в миллионы градусов и

излучает в рентгеновском диапазоне. По этому излучению астрономы пытаются

обнаружить черные дыры в двойных звездных системах.

Возможно, что очень массивные черные дыры возникают в центрах

компактных звездных скоплений, в центрах галактик и квазарах.

Не исключено также, что черные дыры могли возникнуть в далеком

прошлом, в самом начале расширения Вселенной. В этом случае возможно

образование и очень маленьких черных дыр с массой гораздо меньшей, чем

масса небесных тел.

Этот вывод особенно интересен потому, что вблизи таких маленьких

черных дыр поле тяготения может вызывать специфические квантовые процессы

“рождения” частиц из вакуума. С помощью потока этих рождающихся частиц

можно обнаружить маленькие черные дыры во Вселенной.

Квантовые процессы рождения частиц приводят к медленному уменьшению

массы черных дыр, к их “испарению”.

Приложение

Диаграмма “масса - светимость”

М

L

|-10| | | | | | | | | | |106|

|-8 | | | | | | | | | | |105|

|-6 | | | | | | | | | | |104|

|-4 | | | | | | | | | | |103|

|-2 | | | | | | | | | | |102|

|0 | | | | | | | | | | |10 |

|+2 | | | | | | | | | | |1 |

|+4 | | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |1 |

|+6 | | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |2 |

|+8 | | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |3 |

|+10| | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |4 |

|+12| | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |5 |

|+14| | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |6 |

|+16| | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |7 |

|+18| | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |8 |

|+20| | | | | | | | | | |10-|

| | | | | | | | | | | |9 |

| |0,1 |0,2 |0,5 |1 |2 |5 |10|20|30|50| |

Масса звезд (в массах Солнца)

Список литературы

|1. |Астрофизика, под ред. Дагаева М.М и Чаругина В.М. |

|2. |Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. М.:1980 |

|3. |Мейер М.В. Мироздание. С.-П.:1909 |

|4. |Учебник по астрономии для 11 класса. М.:1994 |

|5. |Фролов В.П. Введение в физику черных дыр. |

|6. |Энциклопедический словарь юного астронома. |

Страницы: 1, 2