Звезды - ядерные реакторы


Вэ/иой главе...
Жизненный цикл звезд
Типы звезд
Двойные и переменные звезды
Наблюдение звезд
Знакомство со звездными знаменитостями
я отни миллиардов звезд, таких же как Солнце, населяют галактику Млечный Путь, в которой находится наша Земля. Точно так же миллиарды других галактик Вселенной состоят из огромного множества звезд. Звезды подразделяют по-разному, но подавляющее большинство из них относят всего к нескольким простым типам. Эти типы соответствуют этапам жизненного цикла звезд, так же как людей можно распределить по возрастным группам. Когда вы поймете, что такое звезда и как она проходит этапы своего жизненного пути, то получите полное представление об этих ярких и не очень ярких маяках в ночном небе.
В этой главе мы будем говорить о первоначальной массе (или размере) звезды, — которую она имела при рождении, как о решающем факторе того, чем она станет впоследствии. Затем я расскажу об основных свойствах звезд, а также о характеристиках двойных и переменных звезд, которые делают их столь интересными для наблюдения.
И, конечно, обсуждение звезд будет неполным без сплетен о знаменитостях. Поэтому я познакомлю вас с некоторыми "светилами" ночного неба, которых нужно знать, потому что это выдающиеся "личности" в окрестностях Солнечной системы.
Жизненные циклы, гончих и массивных звезд
Самые важные категории звезд соответствуют последовательным этапам их жизненных циклов: дети, взрослые, пожилые и умирающие. (Что? А подростки? Вселенная отказалась от категории "молодежь" после ее ужасных разгульных выходок!) Конечно, ни один астрофизик, имеющий степень Ph. D. (д-ра философии), не будет использовать такие простые термины. Поэтому астрономы называют эти типы звезд так: молодые звездные объекты (YSO), звезды главной последовательности, красные гиганты и звезды, находящиеся на завершающих этапах своей эволюции соответственно. (Наверное, вам будет приятно узнать, что ни одна звезда не умирает полностью; как правило, она переходит в новое состояние, завершающее ее эволюцию, и становится белым карликом или черной дырой.)
Перечислим этапы жизненного цикла нормальной звезды примерно такой же массы, как у Солнца.
Звезда "рождается", когда газ и пыль в холодной туманности сжимаются, формируя молодой звездный объект (YSO).
Сжимаясь, звезда разгоняет остатки породившего ее облака и начинаются реакции горения водорода. Другими словами, происходит ядерный синтез (об этом подробнее говорилось в главе 10).
По мере постепенного сгорания водорода звезда переходит в разряд главной последовательности (об этом этапе жизни звезд я расскажу позже в этой главе).
Когда звезда израсходует весь водород в своем ядре, начнется горение водорода, содержащегося в оболочке (большой внешний слой, окружающий ядро).
Энергия, выделяющаяся при горении водорода оболочки, приведет к тому, что звезда станет ярче и расширится. Звезда станет больше, холоднее и приобретет красный от-тенок, т.е. превратится в так называемый красный гигант.
Звездные ветры, овевающие звезду, постепенно оторвут от нее внешние слои, которые сформируют планетарную туманность вокруг остатка горячего звездного ядра.
Туманность расширяется и рассеивается в космосе, и от звезды остается только маленькое горячее ядро.
Это ядро, которое теперь называется белым карликом, постепенно остывает и угасает навсегда.
У звезд с массой, намного большей, чем у Солнца, другой жизненный цикл. Вместо того чтобы породить планетарную туманность и превратиться в умирающего белого карлика, они взрываются как сверхновые и в конце концов после них остаются нейтронные звезды или черные дыры. Причем происходит это довольно быстро. Продолжительность жизни Солнца должна составить примерно 10 миллиардов лет, а звезда, масса которой в 20-30 раз превышает массу Солнца, взорвется всего через несколько миллионов лет после своего рождения.
А у звезд с массой, намного меньшей, чем у Солнца, другая судьба. Они начинают как YSO, затем присоединяются к главной последовательности звезд и навсегда остаются красными карликами. В основе всех описанных фактов лежит фундаментальный принцип астрофизики: чем больше масса, тем быстрее выгорает ядерное топливо и тем короче жизнь звезды. И, наоборот, чем меньше масса, тем медленнее происходит процесс сгорания водорода и тем дольше живет звезда.
К тому времени, когда Солнце исчерпает весь водород своего ядра, ему будет по меньшей мере 9 миллиардов лет. А у красного карлика водород сгорает так медленно, что такое поло-жение сохраняется почти навечно (с практической точки зрения).
В последующих разделах мы более подробно рассмотрим этапы жизненного пути звезд.
YS0: первые шаги
Молодые звездные объекты (YSO) — это новорожденные звезды, которые еще окружены шлейфом породивших их облаков или тянут его за собой. К ним относятся звезды типа Т Тельца, названные по имени первой найденной звезды этого типа — Т из созвездия Тельца; и объекты Хербига-Аро (Herbig-Haro, сокращенно Н-Н), названные в честь двух открывших их астрономов . (На самом деле объекты Н-Н— это сверкающие газовые шары, выброшенные в противоположных направлениях от самой молодой звезды, которая обычно не видна, так как ее скрывает пыль из породившего ее облака.) YSO можно обнаружить в районах молодых звезд, которые астрономы называют районами НП, например, в туманности Ориона (рис. 11.1), где за последние пару миллионов лет родились сотни звезд.
Рис. 11.1. Туманность Ориона относится к туманностям, где рождается много звезд, которые сначала скрываются за завесой межзвездной пыли
Фотография Джерри Лодригесса
Многие изображения эффектных туманностей с выбросами — это на самом деле "портреты" YSO. Выбросы и другие элементы туманностей сразу бросаются в глаза, но сами звезды иногда едва заметны (если заметны вообще), поскольку их скрывает окружающее их газо-пылевое облако.
Звезды главной последовательности: долгая зрелость
Звезды главной последовательности, к которым относится Солнце, отбрасывают породившие их облака и ярко светят в небе благодаря реакциям ядерного синтеза (т.е. превращению водорода в гелий), идущим в их ядрах (более подробно о реакциях ядерного синтеза на Солнце говорилось в главе 10). В прежние времена астрономы классифицировали звезды, еще не зная и не понимая различий между ними, поэтому звезды главной последовательности также называют карликами (dwarfs). Так и получилось, что звезду главной последовательности называют карликом, даже если ее масса в 10 (или даже больше) раз превышает массу Солнца.
Когда астрономы и авторы научно-популярных статей говорят "нормальные звезды", они, как правило, имеют в виду звезды главной последовательности. Когда они пишут о "солнце- подобных" звездах, то имеют в виду звезды главной последовательности примерно такой же массы, как у Солнца (больше или меньше не более чем в 2 раза).
Самые малые звезды главной последовательности — это красные карлики (red dwarfs), которые имеют тусклый красный о ггенок.
У красных карликов малая масса, но их великое множество. Подавляющее большинство звезд главной последовательности — это красные карлики. Они — как мелкие мошки, которые окружают вас со всех сторон, но едва заметны. Красные карлики настолько тусклые, что даже ближайшую звезду этого типа, Проксиму Центавра (ближайшая к Солнцу звезда), нельзя увидеть без телескопа.
Красные гиганты
Красные гиганты (red giant) — это звезды совершенно другого типа; они намного больше Солнца. Диаметр некоторых из них примерно равен диаметру орбиты Венеры или даже орбиты Земли. Они представляют собой более поздний этап жизни звезд промежуточной массы (т.е. имеющих массу от чуть меньшей массы Солнца до превышающей ее в несколько раз), после того как она выйдет из категории главной последовательности ("перерастет" ее). У красного гиганта сгорание водорода происходит не в ядре, а в сферической области сразу за пределами ядра, которая называется слоем водородного горения. У такой звезды водород не может сгорать в ядре, потому что весь ее водород ядра уже выгорел и в результате реакций ядерного синтеза превратился в гелий. Звезды, масса которых намного превышает массу Солнца, не становятся красными гигантами; они раздуваются настолько, что мы называем их красными сверхгигантами (red supergiant). Типичный красный сверхгигант в тысячу или в две тысячи раз больше Солнца; он велик настолько, что может простираться за орбиту Юпитера или даже Сатурна, будь он на месте Солнца.
Звезды на завершающем этапе эволюции
Завершающий этап звездной эволюции — это вежливый термин для обозначения этапа жизни звезд, чьи лучшие годы далеко позади. Этим термином называют такие объекты:
S белые карлики;
S центральные звезды планетарных туманностей; S нейтронные звезды; S сверхновые звезды; S черные дыры.
""" " — - - - .... . , — ... -
Чем больше, тем реже
j Участники программы SETI (подробности — в главе 14) не направляют свои радиотелескопы на массив- j j ные звезды, чтобы обнаружить радиосигналы от развитых цивилизаций. Дело в том, что массивные j j звезды взрываются и умирают после настолько короткой жизни, что трудно представить, чтобы на лю- j Г бой из окружающих их планет за это время успела развиться жизнь.
: Массивные звезды встречаются гораздо реже, чем звезды малой массы. Чем массивнее звезды, тем их j ; меньше. Поэтому в конце концов, когда существующие звезды постареют и исчерпаются порождающие j облака новых звезд, Млечный Путь будет состоять, в основном, только из двух типов звезд. Это будут ) ; красные карлики, которые живут практически вечно (во всяком случае, очень долго по сравнению с дру- \ > гими), и белые карлики, которые ведут себя примерно так же, но постепенно угасают. Да, будет много j j нейтронных звезд и черных дыр, но, поскольку они представляют собой остатки более массивных звезд, і I их будет немного по сравнению с количеством красных и белых карликов, которыми станут представи- j І тели самых многочисленных типов звезд главной последовательности. і
і Звезды — как люди, если говорить о том, что самые большие из них (например, ростом 2,20 м, как { I голландский баскетболист Рик Смите) встречаются очень редко. j
Белые карлики
Белые карлики (white dwarfs) на самом деле могут быть голубыми, белыми, желтыми или даже красными, в зависимости от того, насколько они горячие. Они представляют собой остатки солнцеподобных звезд и похожи на старых генералов, которые, по словам генерала Дугласа Мак-Артура , не умирают, а просто угасают.
Белый карлик похож на тлеющий уголек из костра, который вы только что загасили. Он еще горячий, хотя больше не горит. Он будет угасать целую вечность по мере остывания. Белые карлики — это компактные звезды, так как они маленькие и очень плотные. Типичный белый карлик может иметь такую же массу, как у Солнца, но при этом по размерам быть чуть больше (или даже не больше) Земли. Белые карлики практически не видны. Это самые рас- пространенные звезды после красных карликов, но даже ближайший к Земле белый карлик слишком тусклый, чтобы его можно было увидеть без телескопа. В белом карлике так много вещества упаковано в малом объеме, что "чайная ложка белого карлика" весила бы на Земле около тонны. Вот что по этому поводу говорится в университетском учебнике Jeffrey Bennett, Megan Donahue, Nicholas Schneider, Mark Voit, The Cosmic Perspective (Addison-Wesley Publishing Company, 1999): "Две игральные кости, сделанные из материала белого карлика, весили бы пять тонн, т.е. как три автомобиля". Попробуйте-ка сыграть в такие кости!
Центральные звезды планетарных туманностей
Центральные звезды планетарных туманностей— это малые звезды, находящиеся в центре небольших красивых туманностей, таких как знаменитая Кольцевая туманность (Ring Nebula) в созвездии Лиры, показанная на цветной вклейке в этой книге.
Центральные звезды планетарных туманностей во многом похожи на белых карликов и действительно превращаются в них, если еще не стали ими. Так что они тоже представляют собой остатки солнцеподобных звезд. Туманности, состоящие из газа, выброшенного из звезды, расширяются, угасают, рассеиваются и в конце концов оставляют после себя звезды, которые уже не являются центрами чего-либо, — теперь они просто белые карлики.
Нейтронные звезды
Нейтронные звезды очень малы, даже меньше белых карликов, но зато они весят больше их. (Точнее, они превосходят их по массе. Вес — это сила, с которой планета или другое тело действует на объект определенной массы. Ваш вес на Луне, Марсе или Юпитере будет отличаться от вашего веса на Земле, хотя ваша масса при этом останется неизменной.)
Нейтронные звезды — как Наполеон: рост маленький, но недооценивать не стоит. Диаметр типичной нейтронной звезды — всего один-два десятка километров, но зато ее масса в полтора-два раза превосходит массу Солнца. "Чайная ложка нейтронной звезды" весила бы на Земле около миллиарда тонн. Авторы книги The Cosmic Perspective подсчитали, что "обрывок бумаги, сделанный из материала нейтронной звезды, весил бы больше Эвереста".
Некоторые нейтронные звезды называют пульсарами (pulsars). На рис. 11.2 показана Кра- бовидная туманность, в центре которой находится пульсар.
Пульсар — это нейтронная звезда с высокой намагниченностью, которая быстро вращается и излучает пучки энергии (это могут быть радиоволны, рентгеновские лучи, гамма-лучи и/или видимый свет). Когда такие лучи проносятся мимо Земли, наши телескопы фиксируют кратковременные скачки излучения, которые мы называем импульсами, или пульсациями. Теперь вы понимаете, почему пульсары получили свое название. Частота вашего пульса говорит о том, насколько быстро бьется ваше сердце. А частота испускания лучей пульсаром говорит о том, насколько быстро он вращается. Эта частота может составлять несколько сотен раз в секунду или всего один раз за несколько секунд.
Сверхновые
Сверхновая (supernovae) — это мощнейший взрыв, в результате которого звезда полностью разрушается (рис. 11.3).
Сначала давайте познакомимся со сверхновой типа П. Сверхновая типа II (type П super-nova)— это ослепительный, невероятной силы взрыв звезды, намного более массивной, крупной и яркой, чем Солнце. До взрыва это был красный сверхгигант и, возможно, даже достаточно горячий, чтобы его можно было назвать голубым сверхгигантом. Когда сверхги-гант, какого бы цвета он ни был, взрывается, после него остается небольшой сувенир на па-мять — нейтронная звезда. Может произойти также сжатие звезды, причем настолько силь-ное, что после нее останется еще более странный объект — черная дыра. Рис. 11.2. Крупный план Крабовидной туманности (сверху); стрелка указывает на пульсар, находящийся в центре этой туманности
Фотография любезно предоставлена NASA Сверхновая рядом с ядром галактики М51 ш « .
V ..
ч •• • . ' .ч «і г *
4 : ' Л * >. • к, •• Л *, . і* * Космический телескоп "Хаббл" Широкоугольный планитарный фотоаппараї 7
Рис. 11.3. Сверхновая в спиральной галактике М51
Фотография любезно предоставлена NASA Второй тип сверхновой, который особенно важен, — это тип 1а. Сверхновая типа la (type la supernova) даже ярче сверхновой типа П, и ее взрыв происходит вполне предсказуемо и закономерно. Наблюдая сверхновую типа 1а, астрономы по степени ее яркости могут определить, на каком расстоянии она находится. Чем тусклее выглядит сверхновая, тем она дальше. Поэтому астрономы используют сверхновые типа 1а для измерения расстояний во Вселенной и степени ее расширения. В 1998 году две группы астрономов, изучая тип 1а, обнаружили, что расширение Вселенной вовсе не замедляется, а наоборот, ускоряется. Это открытие заставило специалистов пересмотреть свои теории космологии и Большого Взрыва (подробности вы узнаете в главе 16).
У всех сверхновых типа 1а наблюдаются аналогичные картины взрывов, поскольку они представляют собой извержения в системах двойных звезд, когда газ от одной звезды стекает на другую (белый карлик), создавая внешний горячий слой, в результате чего накапливается что-то вроде критической массы и происходит взрыв. Когда есть критическая масса, происходит стандартный взрыв, а когда есть больше критической массы ... подождите — нельзя получить больше критической массы, потому что звезда уже взорвется! Так что астрофизика не так уж сложна.
Черные дыры
Черные дыры (black holes) — объекты настолько плотные и компактные, что по сравнению с ними нейтронные звезды и белые карлики кажутся чем-то очень неплотным и разреженным, как "сахарная вата". В черных дырах в малом объеме упаковано так много вещества, что огромная сила гравитации не дает ничему, даже световым лучам, вырваться из них. По мнению физиков, то, что попало внутрь черной дыры, покинуло нашу Вселенную. Так что если вы вдруг попадете в черную дыру, можете послать нашей Вселенной прощальный поцелуй.
Увидеть свет, исходящий из черной дыры, невозможно, потому что свет из нее не может выйти наружу. Возникает вопрос: как же обнаружить черную дыру? Оказывается, ученые определяют черную дыру по ее воздействию на окружающее пространство. Вблизи черной дыры вещество раскаляется и хаотично движется с бешеной скоростью, но из него никогда ничего не образуется. В конце концов это вещество попадает в черную дыру "и— привет". И такая ситуация обусловлена мощнейшей гравитацией черной дыры.
Но на самом деле я слишком упрощаю: иногда некоторой части вещества, движущегося вокруг черной дыры, удается "спастись". Оно выбрасывается в мощных потоках на огромной скорости.
Ученые обнаруживают черные дыры так: они видят газ, вращающийся вокруг некоего участка, причем этот газ оказывается слишком горячим для обычных условий. Они обнаруживают потоки частиц высоких энергий, которым удалось ускользнуть из черной дыры. И наконец, ученые видят звезды, мчащиеся по орбитам с фантастической скоростью, как будто их приводит в движе-ние чудовищная гравитация невидимого объекта огромной массы. Все это признаки черной дыры.
До апреля 1999 года, когда астрономы объявили об открытии третьего класса черных дыр — черных дыр промежуточной массы, — различали два типа черных дыр:
j S черные дыры звездной массы; j S сверхмассивные черные дыры.
Черная дыра звездной массы (stellar mass black hole), как вы уже догадались, имеет массу звезды. А точнее, масса таких объектов варьируется примерно от трех до ста солнечных масс, хотя черные дыры с массой, соответствующей верхнему из указанных пределов, пока не об-наружены . Эти черные дыры имеют примерно такой же размер, как нейтронные звезды. Черная дыра, масса которой примерно в 10 раз превышает солнечную, имеет диаметр около 60 км. Если бы можно было сжать Солнце до достаточно малого размера, так чтобы оно пре-вратилось в черную дыру (к счастью, это вряд ли возможно), то его диаметр составил бы
примерно 6 км. Черные дыры звездной массы образуются в результате взрыва сверхновых и, возможно, какими-то другими способами.
Сверхмассивные черные дыры (supermassive black hole) имеют массу от сотен тысяч до нескольких миллиардов масс Солнца. Как правило, они расположены в центре галактик. Например, в центре нашей родной галактики Млечный Путь находится черная дыра, которая называется Стрелец А* (заметьте, звездочка здесь — не ссылка на комментарий, а составная часть названия). Ее масса составляет примерно миллион солнечных масс. Наша Солнечная система совершает полный оборот вокруг этой черной дыры в центре Галактики примерно за 226 миллионов лет. Это последние данные, полученные с помощью радиотелескопа Very Long Baseline Array (система телескопов со сверхдлинной базой), состоящего из 10 радиотелескопов, расположенных на линии, протянувшейся по всей территории США, от Виргинских островов через Северную Америку и до Гавайских островов. Некоторые астрономы счи-тают, что в центре каждой галактики или по крайней мере каждой галактики нормального размера находится черная дыра. По поводу карликовых галактик полной уверенности нет. Более подробно о сверхмассивных черных дырах я расскажу в главе 13.
Черным дырам промежуточной массы (intermediate mass black holes) их умное название досталось от специалистов, которые их открыли, но пока слабо представляют, что же они открыли. Одни ученые считают, что это "подростковый" этап развития будущих сверхмассивных черных дыр и их масса намного меньше той, которая у них будет в будущем. По мнению этих ученых, проглатывая все вокруг, они неизбежно в будущем приобретут огромную массу. Другие ученые полагают, что эти черные дыры— нечто совершенно особенное, но что? Конечно, очень хотелось бы это знать, но увы, пока данных недостаточно и необходимы новые исследования. Эти черные дыры имеют массу, примерно в 500-1000 раз превышающую массу Солнца.
По правде говоря, сверхмассивные черные дыры — это не звезды. И, скорее всего, не являются ими и черные дыры промежуточной массы. Но я все-таки решил уделить им немного внимания. Не зная о черных дырах, нельзя называть себя астрономом. Как только вы начнете выдавать себя за астронома, вам сразу начнут задавать всевозможные вопросы о черных дырах. А теперь угадайте, много ли вопросов вам зададут о звездах главной последовательности и о молодых звездных объектах?
2)иси[шммы звезу
Чтобы лучше понять, что представляют собой различные типы звезд, на основании данных наблюдений построим графики. Отложим значения звездной величины (или степени блеска) звезды по вертикальной оси, а цвет (или температуру) — по горизонтальной. Такой график называется диаграммой "цвет— звездная величина", или диаграммой Герцшпрунга-Ресселла, сокращенно H-R-диаграммой, в честь двух астрономов, которые первыми ее построили (рис. 11.4).
Читая курс астрономии в Калифорнийском университете (Лос-Анджелес) и университете Мэриленда, я всегда могу сказать, кто из студентов учится, а кто — нет. Когда на коллоквиуме я спрашиваю, какие параметры отображены на H-R-диаграмме, некоторые студенты отвечают: "Н и R". И мне сразу все становится ясно.
Спектральные типы: какого цвета моя звезда?
У Герцшпрунга и Ресселла не было достаточной информации о цветах или температурах звезд, поэтому по горизонтальной оси первоначальной диаграммы они отложили значения спектральных типов. Спектральный тип (spectral type) — это параметр, присваиваемый звезде в зависимости от ее спектра. А спектр (spectrum) — это составляющие, на которые раскладывается свет звезды, проходя через призму или другое оптическое устройство в приборе под названием спектрограф. Поверхностная температура (К)
40000 20000 40000 7000 6000 4500 ?000 —і—;—j 1 1 1 1 1
Л 4000000
^ 400000 о
^ 40000
JO
fc> 4000 О
S 400 К
са
S 4
ё М
J 0,04
^ 0,004
яЗ 0,0004
':..Голубые сверхгиганты • / Красные сверхгиганты .
:>.-•*: . . Промежуток ' ' 1 '' . ч: :
•.'•V • [ерушпрунга Красные . . •
Горячке":-. гиганты -ч.Vv.v-.w
лсубкарЛИКИ-'ч;'.,... . • • ; v."; \
Oo^'-'v'^^-'; ;¦.;.¦•;¦¦ ^ц. Наше Солнце
•v.
4
Белые карлики " •:;.. . .
'' / .. Красные карлики —j 1 1 U. 1 1 1—і
о 8 A F <5 К /V\ Спектральный |<ласс
Диаграмма Герушпрунга-ресселла Рис. 11.4. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла
Сначала астрономы понятия не имели, что представляют собой различные типы звезд, поэтому они просто группировали их вместе (именуя их тип Л, тип В и т.д.) на основе сходства их спектров. Впоследствии астрономы поняли, что спектральные типы отражают температуры и другие физические условия в атмосфере звезд, где их свет выходит в космическое про-странство. Как только ученые поняли, что означают цвета, они упорядочили спектральные типы в зависимости от температуры, а Герцшпрунг с Ресселлом построили диаграмму. При этом некоторые лишние типы они исключили.
Основные спектральные типы, отображенные на H-R-диаграмме, — это О, В, Л, F, G, Ку М, от самых горячих звезд до самых холодных. Студенты университетов запоминают эту последовательность букв с помощью следующей фразы: "Oh, be a fine girl (guy), kiss me"4 (первые буквы этих слов составляют нужную аббревиатуру).
В табл. 11.1 перечислены общие свойства звезд каждого спектрального класса.
Таблица 11.1. Спектральные классы звезд Класс Цвет Поверхностная температура Пример 0 Фиолетово-белый 30 ООО °К и выше X Ориона В Бело-голубой 12 000-30 000 °К Ригель А Белый 8000-12 000 °К Сириус 4 О, будь хорошем девочкой (мальчиком), поцелуй меня.

Окончание табл. 11.1
Класс Цвет Поверхностная температура Пример F Желто-белый 6000-8000 °К Процион G Желтый 5000-6000 °К Солнце К Оранжевый 3000-5000 °К Арктур М Красный ниже 3000 °К Антарес
Классификация светимости
У каждого спектрального класса есть подразделения. Например, Солнце имеет спектр G2V, т.е. считается звездой типа G, немного более холодной, чем звезда типа GO или G1, и немного более горячей, чем звезда типа G3. Но Солнце намного холоднее звезды типа К и считается карликом главной последовательности, на что указывает римская цифра "V". "V" называется классом светимости Солнца. Каждая звезда относится к некоторому классу светимости, который обозначается римской цифрой.
Сверхгиганты относятся к классам светимости I и II, гиганты — к классу Ш, а субгиганты (промежуточный этап между звездами главной последовательности и красными гигантами) — к классу светимости IV. Все красные карлики относятся к классу светимости V, а белые карлики — к классу D.
Сегодня можно найти H-R-диаграммы, которые отличаются по форме, но представляют одни и те же данные: относительные свойства звезд, определяемые их температурой и блеском.
Некоторые H-R-диаграммы откалиброваны, так что на них отображены действительные значения блеска или светимости звезд, а не видимые звездные величины или уровни блеска с точки зрения наблюдателя на Земле.
Масса определяет класс
У звезды большей массы в ядре идут более интенсивные ядерные реакции и она выделяет больше энергии, чем звезда меньшей массы. Так что более массивная звезда главной последовательности ярче и горячее, чем менее массивная звезда главной последовательности. К тому же более массивные звезды больше по размерам. На основании этой информации можно вывести фундаментальное положение астрофизики, отраженное на H-R-диаграмме: масса определяет класс.
На H-R-диаграмме (см. рис. 11.4) звездные величины, соответствующие большему блеску (т.е. с меньшими числовыми значениями) находятся на диаграмме выше, спектральные классы горячих звезд — слева, а холодных — справа. Так что температура возрастает справа налево, а звездная величина — сверху вниз.
Если отобразить на H-R-диаграмме реальные данные наблюдений, где каждой точке соответствует одна звезда, это очень многое даст внимательному читателю.
S Многие или даже большинство звезд расположены в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого угла в правый нижний. Эта диагональная полоса соответствует главной последовательности звезд и все находящиеся в ней звезды — нормальные звезды типа Солнца, в ядрах которых происходят термоядерные реакции горения водорода.
S Некоторые звезды находятся в более широкой и разреженной, приблизительно вертикальной полосе, протянувшейся от диагональной полосы вверх и немного вправо (т.е. в сторону большего блеска и более низких температур). В этой полосе находятся красные гиганты.
ї\ S Небольшое количество звезд разбросано по всей верхней части диаграммы, Н слева направо. Это полоса сверхгигантов; слева находятся голубые, а спра- jj ва — красные сверхгиганты (превосходящие голубые по численности).
| S Еще немного звезд находится намного ниже диагональной полосы— внизу р слева и в центре диаграммы. Это белые карлики.
Звезда главной последовательности отображена на H-R-диаграмме в соответствии с ее блеском и температурой, но и ее блеск, и температура зависят только от одного — массы. Диагональная форма главной последовательности отображает движение от звезд с большей до звезд с меньшей массой. У звезд, расположенных в левом верхнем углу главной последовательности, масса больше, чем у Солнца, а у звезд в правом нижнем углу — меньше, чем у Солнца.
Астрономы обычно не отображают молодые звездные объекты на одной H-R-диаграмме с остальными звездами. Но если бы они это сделали, то YSO находились бы в правой части диаграммы, над главной последовательностью, но совсем не так высоко, как сверхгиганты. Нейтронные звезды и черные дыры слишком трудно различимы для того, чтобы помещать их на H-R-диаграммах, где отображают обычные звезды.
Интерпретация H-R-диаграммы
Еще немного объяснений — и вы, как заправский астрофизик, будете знать, почему все эти звезды попадают в различные части диаграммы. Исследователи потратили десятки лет, чтобы это понять, а вы с помощью книги Астрономия для "чайников" получите все объяснения на блюдечке с голубой каемочкой. Для простоты мы рассмотрим калиброванную H-R- диаграмму, на которой все звезды отображены в соответствии с их истинным блеском.
Попробуйте ответить на вопрос: почему одна звезда ярче или тусклее другой? Блеск звезды определяют два простых фактора— температура и площадь поверхности. Чем больше звезда, тем больше у нее площадь поверхности, и каждый квадратный сантиметр этой поверхности излучает свет. Таким образом, чем больше квадратных сантиметров поверхности, тем больше света. Но возникает также вопрос о количестве света, которое излучает данный квадратный сантиметр поверхности. Горячие звезды ярче холодных, поэтому чем горячее звезда, тем больше света излучает каждый квадратный сантиметр ее поверхности.
Ну как, все понятно? А теперь разложим все по полочкам, применив эти знания к различным типам звезд.
Ь S Белые карлики находятся в нижней части диаграммы, потому что они очень малы. Имея очень малую площадь поверхности (по сравнению с нормальны- | ми звездами, такими как Солнце), они просто не могут светить очень ярко. По 1' мере угасания они сдвигаются по H-R-диаграмме вниз (поскольку становятся более тусклыми) и вправо (поскольку становятся холоднее). Их немного в правой части H-R-диаграммы, потому что холодные белые карлики настолько тусклые, что они обычно оказываются уже под осью абсцисс, и астрономы не могут ни увидеть многие из них, ни оценить их параметры.
S Сверхгиганты находятся в верхней части H-R-диаграммы, потому что они очень велики. Красный сверхгигант иногда больше, чем в 1000 раз превышает размер Солнца, так что если поместить его на место Солнца, то он может протянуться за орбиту Юпитера. Естественно, что с такой площадью поверхности сверхгиганты светят очень ярко.
То, что сверхгиганты находятся на диаграмме примерно на одинаковой высоте и слева, и справа, означает, что голубые сверхгиганты (расположенные слева) меньше красных (расположенные справа). Откуда нам это известно?
Голубые сверхгиганты потому голубые, что они горячее, а если они горячее, 1 то каждый квадратный сантиметр их поверхности излучает больше света. Но, поскольку их звездные величины примерно одинаковы (все сверхгиганты на- , ходятся в верхней части диаграммы), у красных площадь поверхности должна ' быть больше. Только в этом случае они могут излучать такое же общее коли- м чество света, как и голубые, при том, что от каждого квадратного сантиметра г поверхности красных исходит меньше света, чем у голубых.
' S Звезды главной последовательности находятся на диагональной полосе, прохо- ; дящей от верхнего левого угла диаграммы до правого нижнего, потому что у всех звезд главной последовательности происходит горение водорода в ядрах, неза- ; висимо от их размера. Но различие в размерах звезд главной последовательности влияет только на то, где они находятся на H-R-диаграмме. Горячие звезды главной последовательности, которые находятся в левой части диаграммы, больше холодных звезд главной последовательности. Так что для горячих звезд главной последовательности характерны две особенности — у них больше площадь поверхности и каждый сантиметр их поверхности излучает больше света, чем у холодных звезд. А звезды главной последовательности, расположенные с правого края диаграммы, очень тусклые и холодные. Это красные карлики.
То, что звезды главной последовательности находятся посредине H-R-диаграммы, — вполне естественно, потому что все остальные звезды ярче или холоднее их (и, соответственно, находятся выше или ниже на диаграмме).
двойные и icftaffiHbte звезс/ы
Около половины всех звезд двойные, причем эти двойные звезды — одного возраста, т.е.
"рождены вместе". Звезды, которые рождаются вместе и которых во время образования из первичного облака объединяет взаимная гравитация, обычно так и остаются вместе. А то, что объединяет гравитация, мало что в космосе может разорвать. У "взрослой" звезды из двойной системы никогда не было другого партнера.
Физическая двойная звезда (binary star) состоит из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс. Центр масс двух звезд, имеющих одинаковую массу, находится точно посредине между ними. Но если масса одной звезды в два раза больше массы другой, то центр масс находится ближе к звезде большей массы. Более того, он расположен в два раза дальше от звезды меньшей массы, чем от звезды большей массы. Если же одна звезда в три раза больше другой, то центр масс находится в три раза ближе к ней, чем к ее партнеру и т.д. Пару звезд можно сравнить с детьми на качелях (представьте себе доску, качающуюся на опоре). Чтобы уравновесить качели, более тяжелый ребенок должен сесть ближе к центру.
Если у звезд из двойной системы одинаковые массы, то их орбиты одинакового размера, а если массы разные, то и орбиты разные. Общее правило таково: большая звезда имеет меньшую орбиту. Вы можете решить, что двойная система звезд аналогична нашей Солнечной системе, в которой чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она движется и тем меньше времени ей требуется на то, чтобы совершить полный оборот вокруг Солнца. Идея, конечно, хороша, но увы, неправильная.
В двойных системах большая звезда, которая имеет меньшую орбиту, движется медленнее, чем меньшая звезда по большей орбите. Причем их относительные скорости зависят от соотношения масс. Звезда, масса которой в три раза меньше массы "партнера", движется в три раза быстрее. Таким образом, измеряя скорости движения звезд двойной системы по орбитам, астрономы могут определить их относительные массы.
Кратные звезды
Оптическая двойная звезда (double star) — это две звезды, который с точки зрения наблюдателя на Земле кажутся очень близкими одна к другой. Некоторые из них действительно являются физическими двойными звездами, вращающимися вокруг общего центра масс. Но некоторые просто кажутся расположенными рядом наблюдателю с Земли, но на самом деле находятся на большом расстоянии одна от другой. У таких звезд нет ничего общего; они даже "не знакомы".
Оптическая тройная звезда (triple star) — это три звезды, которые кажутся расположенными рядом и, как и в предыдущем случае, могут действительно быть членами тройной звездной системы (triple star system) или находиться очень далеко одна от другой. А тройная звезда, аналогично двойной, состоит из трех звезд, которых удерживает вместе взаимная гравитация и которые вращаются вокруг общего центра масс.
Здесь кстати может быть сравнение со счастливой супружеской жизнью. "Третий — лишний" — вот самое распространенное объяснение нестабильности романтических отношений, в которые вмешивается третий человек. То же самое верно и по отношению к тройной звезде: на самом деле она состоит из прочной пары (или двойной звезды) и третьей звезды, которая движется по гораздо большей орбите. Если бы все три звезды находились рядом, то их гравитационное взаимодействие носило бы хаотичный характер и группа очень быстро распалась бы так, что по меньшей мере одна звезда улетела бы, чтобы никогда не вернуться. Поэтому тройная звезда — это, в сущности, двойная система, один член которой на самом деле представляет собой очень прочную звездную пару.
Четверная звезда (quadruple stars) часто представляет собой систему "два на два", т.е. состоит из двух прочных двойных звездных систем, каждая из которых вращается вокруг общего для четырех звезд центра масс.
Кратная звезда (multiple star) — это собирательное название для всех звездных систем, в которых больше двух членов, т.е. для тройных, четверных звезд и т.д. И на каком-то этапе становится уже трудно различить звездную систему большой кратности от малого звездного скопления. Получается, что в сущности, это одно и то же.
Эффект Допплера, или Как важно быть двойной звездой
Зависимость орбитальных скоростей членов двойной звездной системы от их масс — вот что вызывает большой интерес к ним со стороны астрономов. У нас есть множество теорий о массах различных типов звезд, но мало способов их проверить. Что поделаешь, так мало способов взвесить звезду! Но, к счастью, астрономы так легко не сдаются. Они научились определять массу звезд, изучая двойные системы и используя простое физическое свойство наблюдаемого источника света.
Если масса одной звезды в три раза больше массы другой, то она движется по своей орбите в двойной системе со скоростью, в три раза меньшей скорости звезды- партнера. Поэтому, чтобы узнать относительные массы звезд (т.е. во сколько раз одна тяжелее другой), достаточно измерить их скорости. Только в очень редких случаях удается непосредственно следить за движением звезд, поскольку большинство двойных звезд настолько удалены, что мы не можем наблюдать за их перемещением по орбите. Но даже на большом расстоянии можно изучить спектр света, излучаемого двойной звездой. В этом спектре могут быть линии обеих звезд двойной системы.
А теперь давайте поговорим об эффекте Допплера, названного в честь физика XIX века Кристиана Допплера.
Частота, или длина волны, звука или света, регистрируемого наблюдателем, меняется в зависимости от скорости излучающего (или издающего) его источника по отношению к наблюдателю. Если говорить о звуке, то в качестве примера издающего его источника можно привести гудок паровоза. А источником, излучающим свет, может быть звезда. (О звуках бо
Коротко о спектроскопии звезд
Спектроскопия звезд — это анализ линий в спектре звезд. Это, без преувеличения, самый лучший инструмент астрономов для изучения физической природы звезд. С помощью спектроскопии можно определить следующее:
S радиальные скорости звезд (движения по направлению к Земле или от нее); s относительные массы, орбитальные периоды и длины орбит звезд из двойных систем; S силу тяжести на поверхности звезд; s направления и напряженность магнитных полей звезд;
s химический состав звезд (атомы каких элементов присутствуют и в каких состояниях они находятся);
^ циклы активности (т.е. пятнообразовательной деятельности) звезд (по аналогии с циклом солнечной активности).
Всю эту информацию получают, измеряя положение, ширину и интенсивность цвета (насколько он темный или светлый) маленьких темных (а иногда светлых) линий в спектре звезд. Ученые анализируют спектры звезд с помощью эффекта Допплера, чтобы узнать, насколько быстро движутся звезды, насколько протяженны их орбиты и каковы их относительные массы. Существуют и другие эффекты — Зеемана (Zeeman) и Штарка (Stark) , которые влияют на внешний вид спектральных линий. Используя эти знания, с помощью эффекта Зеемана можно определить напряженность магнитного поля звезды, а с помощью эффекта Штарка — плотность атмосферы звезды и силу тяжести на ее поверхности. Само присутствие конкретных спектральных линий, каждая из которых соответствует атому определенного элемента, поглощающему (темные линии) или излучающему (светлые линии) свет в атмосфере звезды, говорит нам о присутствии некоторых химических элементов и температуре звезды.
Спектральные линии говорят даже о том, в каком состоянии находятся атомы, ионизированы ли они. Звезды настолько горячи, что атомы железа, например, могут лишиться одного или нескольких своих электронов. Тогда они превращаются в ионы железа. Для каждого типа ионов железа, в зависимости от того, скольких электронов он лишился, характерны особые узоры спектральных линий и положение в спектре. Сравнивая спектры звезд, полученные с помощью телескопов, со спектрами химических элементов , и ионов, полученными в результате лабораторных экспериментов или вычисленными на компьютерах, астрономы могут изучать характеристики звезд, находящихся на огромных расстояниях от Земли.
В холодных звездных газах многим атомам железа недостает только одного электрона, поэтому они создают спектр однократно ионизированного железа. Но в самых горячих зонах звезд, таких как солнечная корона, температура которой достигает миллионов градусов, атомы железа могут терять 10 электронов. Это значит, что железо находится в высоко ионизированном состоянии; оно создает соответствующий рисунок спектральных линий, который ясно говорит о том, что в этой зоне звезды очень высокая температура.
Некоторые участки солнечного спектра меняются в зависимости от изменения районов возмущений на Солнце, причем пик этих возмущений наблюдается каждые 11 лет. Аналогичные изменения происходят в спектре других солнцеподобных звезд. Поэтому с помощью спектроскопии астрономы могут даже определить продолжительность цикла активности далекой звезды, причем настолько далекой, что нечего и мечтать хоть краешком глаза увидеть пятна на ее поверхности.
лее высокой частоты говорят, что они высокие; например, сопрано — это более высокий голос, чем тенор. У световых волн более высокой частоты длина волны меньше, и они смещены в фиолетовую область спектра, в то время как у световых волн более низкой частоты длина волны больше, и они смещены в красную область спектра.)
Эффект Допплера заключается в следующем.
S Если источник движется по направлению к вам, то частота повышается, по- ; этому:
кажется, что высота звука гудка поезда выше;
свет звезды кажется более голубым.
| S Если источник движется от вас, то частота понижается, поэтому:
кажется, что высота звука гудка поезда ниже; . • свет звезды кажется более красным.
Гудок паровоза — это стандартный пример, который приводили для объяснения эффекта Допплера многим поколениям школьников и студентов, даже если их это иногда совершенно не интересовало. Но где сейчас услышишь гудок паровоза?
Возможно, более близкая аналогия — ощущение морских волн при движении на моторной лодке. Когда от берега вы движетесь в том направлении, откуда приходят волны, то чувствуете, что лодка быстро качается под ударами волн. Но когда вы направляетесь обратно к берегу, качка заметно уменьшается. В первом случае вы двигались навстречу волнам, сталкиваясь с ними раньше, чем это произошло бы, будь вы неподвижны. Поэтому частота ударов волн о лодку была выше, чем в случае, когда лодка находится в покое.
В спектре звезды есть несколько темных линий. Эти линии указывают на поглощение света различными атомами в атмосфере звезды. Так формируются узнаваемые спектральные рисунки. И когда звезда движется по орбите, эффект Допплера заставляет эти узоры линий перемещаться по спектру.
Поэтому, изучая спектры двойных звезд и наблюдая, как по мере движения звезд по орби-там их спектральные линии смещаются из красной области спектра в фиолетовую и обратно, астрономы могут сказать, насколько быстро они движутся и каковы их относительные массы. И отмечая, сколько времени требуется спектральной линии, чтобы достичь своего крайнего положения в красной области спектра, затем — крайнего положения в фиолетовой области спектра и, наконец, снова вернуться в красную область, можно определить продолжительность движения двойной звезды по орбите.
Если вы знаете, что полный оборот по орбите занимает, например, 60 дней, и знаете скорость движения звезды, то можете вычислить длину окружности орбиты, а значит, и радиус этой окружности.
71е[гемеяные звезды
Увы, не все звезды, как говорил Шекспир, так же "постоянны, как Полярная". Но на самом деле Полярная звезда вовсе не постоянна. Это переменная звезда, т.е. такая, блеск которой время от времени меняется. В течение многих лет астрономы думали, что они знают причину изменений блеска Полярной звезды. Казалось, она становилась немного ярче, а затем немного тусклее, и все это повторялось снова и снова. Но затем ожидаемые изменения, хм!, тоже изменились. Это изменение закономерности может означать произошедшее со временем физическое изменение, и в настоящее время ученые пытаются понять, что это означает.
Переменные звезды делятся на два основных типа.
| S Физические переменные звезды (intrinsic variable stars) — те, изменение блеска . которых вызвано физическими процессами, происходящими в самих звездах. ; Они подразделяются на три основные категории:
пульсирующие звезды;
вспыхивающие звезды;
эруптивные (взрывные) звезды.
s S Существуют также переменные звезды (extrinsic variable stars), изменение , блеска которых вызвано какими-то внешними причинами. Они подразделяются на две основные категории:
< • затменные звезды;
звезды с эффектом микролинзирования.
Пульсирующие звезды
Пульсирующие звезды расширяются и сжимаются, становясь больше и меньше, горячее и холоднее, ярче и тусклее. Физические свойства этих звезд таковы, что они просто переходят из одного состояния в другое и обратно, как будто совершают некие колебания или пульсируют, совсем как бьющиеся в небе сердца.
Переменные звезды-цефеиды
Самые важные для науки пульсирующие звезды — это цефеиды, названные в честь первой изученной звезды такого типа, Дельты Цефея (5 Цефея).
Г^гУі^ Американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила, что у цефеид сущест- В^ет зависимость между периодом изменения блеска и светимостью (period- luminosity relation). Этот термин означает, что, чем дольше период изменения блеска (интервал между последовательными пиками блеска), тем выше средний истинный блеск звезды. Поэтому, если измерять видимую звездную величину переменной звезды-цефеиды по мере ее изменения с течением дней и недель и затем определить период изменения блеска, то можно легко вычислить истинный блеск звезды.
Зачем это нужно? А затем, что, зная истинный блеск звезды, можно определить расстояние до нее. Ведь чем дальше звезда, тем более тусклой она выглядит, но это все та же звезда с тем же истинным блеском.
Удаленные тусклые звезды подчиняются закону обратных квадратов (inverse square law). Это значит, что если звезда в 2 раза дальше, то она выглядит в 4 раза более тусклой. А если звезда в 3 раза дальше, то она выглядит в 9 раз тусклее. Если же звезда в 10 раз дальше, то она выглядит в 100 раз более тусклой.
Недавно в СМИ появились сообщениях о том, что с помощью космического телескопа "Хаббл" удалось определить масштабы и возраст Вселенной. На самом деле это результат исследования с помощью телескопа "Хаббл" переменных звезд-цефеид. Эти цефеиды находятся в далеких галактиках. Но, наблюдая за изменением их блеска и используя зависимость между периодом изменения блеска и светимостью, астрономы определили расстояние до этих галактик.
Звезды типа RR Лиры
Звезды типа RR Лиры подобны цефеидам, но они не такие большие и яркие. Некоторые из них расположены в шаровом звездном скоплении в нашей галактике Млечный Путь, и у них тоже существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью.
Шаровые скопления— это огромные сферические образования, заполненные старыми звездами, рожденными еще в период формирования Млечного Пути. Это участки космоса шириной всего лишь 60-100 световых лет, в которых "упаковано" от нескольких сотен тысяч до миллиона звезд. Наблюдая за изменением блеска звезд типа RR Лиры, астрономы могут оценить расстояние до таких звезд. А если эти звезды находятся в шаровых скоплениях, то можно определить расстояние до этих шаровых скоплений.
Почему так важно знать расстояние до звездного скопления? А вот почему. Все звезды, расположенные в одном скоплении, образовались одновременно из общего облака. И все они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Земли, поскольку находятся в одном и том же скоплении. Поэтому, когда ученые строят H-R-диаграмму для звезд из скопления, в ней не будет ошибок, вызванных разницей расстояний до различных звезд. А если мы знаем расстояние до звездного скопления, то все нанесенные на диаграмму значения звездных ве-личин можно преобразовать в светимость, т.е. в интенсивность излучения звездой энергии в секунду. И эти значения можно непосредственно сравнить с теоретическими данными. Именно этим и занимаются астрофизики.
Долгопериодические переменные звезды
В то время как астрофизики обрабатывают информацию, полученную от цефеид и пере-менных звезд типа RR Лиры, астрономы-любители наслаждаются наблюдением долгоперио- дических переменных звезд, так называемых переменных звезд типа Мира Кита. Мира — это другое название звезды Омикрон Кита (о Кита), первой известной звезды данного типа.
Переменные звезды типа Миры Кита пульсируют, как цефеиды, но у них намного большие периоды изменения блеска, в среднем 10 месяцев и больше, и, кроме того, у них больше амплитуда изменения блеска. Когда блеск Миры Кита достигает максимального значения, ее можно увидеть невооруженным глазом, а когда блеск минимален, необходим телескоп. Изменение блеска долгопериодических звезд также происходит гораздо нерегулярнее, чем у цефеид. Максимальная звездная величина, которой достигает некоторая звезда, может очень сильно меняться от одного периода к другому. Наблюдения таких звезд, проводить которые совсем нетрудно, позволяют ученым получить важную научную информацию. И вы тоже можете внести свой вклад в исследование переменных звезд (более подробно я расскажу об этом в последнем разделе данной главы).
Вспыхивающие звезды
Вспыхивающие звезды — это маленькие красные карлики, на которых происходят сильные взрывы, подобные вспышкам на Солнце, но только более мощные. Большинство вспышек на Солнце нельзя увидеть без помощи специальных цветных фильтров, поскольку свет от вспышки — это всего лишь крохотная доля общего света Солнца. Только очень редкие крупные вспышки "белого света" можно увидеть на Солнце без специального фильтра. (Но по- прежнему необходимо использовать метод проекции или фильтр для безопасного наблюдения, о чем подробно говорилось в главе 10.) Но взрывы на вспыхивающих звездах настолько яркие, что при этом заметно изменяется звездная величина звезды в целом. Не для всех красных карликов характерны эти частые взрывы, но, например, Проксима Центавра, ближайшая к нашему Солнцу звезда, — вспыхивающая.
Взрывные звезды: сверхновые и катастрофические переменные
Взрывы новых и сверхновых звезд настолько сильны, что я не хочу смешивать их со вспыхивающими звездами.
Новые звезды
Новые звезды взрываются после постепенного накопления вещества на белом карлике, входящем в состав двойной звездной системы, как на сверхновых типа 1а, о которых уже говорилось в этой главе. Но только в данном случае белый карлик не разрушается. Во время взрыва он просто сбрасывает накопившуюся верхнюю оболочку, затем возвращается в первоначальное "спокойное" состояние и снова начинает получать вещество от своего "партнера" по двойной системе, накапливая его на поверхности. Мощная гравитация белого карлика сжимает и нагревает этот поверхностный слой и по прошествии столетий или тысячелетий снова сбрасывает его! По крайней мере теория именно такова. Увы, еще никому не удавалось прожить так долго, чтобы дважды увидеть взрыв обычной, или классической, новой звезды. Но существуют аналогичные двойные системы, взрывы в которых не такие мощные, как у классических новых звезд, но зато они повторяются достаточно часто, так что ас- трономы-любители могут наблюдать за ними, объявить об открытии нового взрыва и вдохновить профессиональных астрономов на изучение данного явления. Эти объекты известны под разными названиями, такими как карликовая новая звезда (dwarf nova) и системы типа AM Геркулеса (AM Herculis systems).
Классические новые звезды, карликовые новые звезды и подобные им объекты имеют собирательное название катастрофические переменные звезды (cataclysmic variables).
Существуют достаточно яркие новые звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом примерно раз в 10 лет (± пару лет). Я изучал одну такую из созвездия Геркулеса во время работы над докторской диссертацией в 1963 году. Если бы она не взорвалась как раз в нужный момент, то, возможно, мне пришлось бы искать другую тему диссертации. А совсем недавно, в 1999 году, астрономы обнаружили яркую новую звезду в созвездии Парусов.
Сверхновые звезды
Сверхновые звезды, взрываясь, выбрасывают в космическое пространство большую часть своей массы. Из этого вещества формируется туманность, называемая остатками сверхновой (supernova remnants), и эти остатки на огромной скорости разлетаются во всех направлениях (рис. 11.5). Туманность сначала состоит из вещества взорвавшейся звезды, но никак не из вещества того, что после нее осталось, т.е. центрального объекта, будь то нейтронная звезда или черная дыра. Но по мере перемещения в космическом пространстве эта туманность подбирает по пути межзвездный газ, точно так же как лопасть снегоочистителя собирает снег. Так что через несколько тысяч лет остатки сверхновой состоят из собранного по пути газа в большей степени, чем из осколков взорвавшейся звезды.
Сверхновые звезды невероятно яркие, но это довольно редкое явление. По оценкам астрономов, в галактике Млечный Путь сверхновая появляется каждые 25-100 лет, но мы не были свидетелями вспышки сверхновой в своей родной галактике со времени Звезды Кеплера в 1604 году, еще до изобретения телескопа. Вероятно, были и другие случаи, но вспышки скрывали пылевые облака галактики. Огромная южная звезда Г| Киля выглядит так, как будто она вот-вот станет сверхновой галактики Млечный Путь. Но имейте в виду, что "вот- вот" на языке астрономов означает, она может взорваться в любой момент — в пределах следующего миллиона лет.
7 Названы по имени звезды, рассматриваемой как прототип этого класса.
Рис. 11.5. Часть Петли Лебедя, остатка сверхновой Фотография любезно предоставлена NASA
Затменно-двойные звезды
Затменно-двойные звезды — это двойные системы, блеск которых не меняется (если только одна из двух звезд не окажется пульсирующей, вспыхивающей или переменной звездой другого типа), но которые наблюдателю на Земле кажутся переменными звездами. Причина в том, что орбитальная плоскость этой системы — т.е. плоскость, в которой лежат орбиты обеих звезд двойной системы, — ориентирована таким образом, что в ней лежит также линия прямой видимости двойной системы с Земли.
г^рмиу*^ Если орбитальные периоды обеих звезд двойной системы равны 4 дням, то каж- дые ^ ДНЯ ^олее массивная звезда этой системы, обычно называемая "А", про- ходит прямо перед другой звездой, с точки зрения наблюдателя с Земли. Это преграждает путь к нам всему свету или большей его части, идущему от звезды "В" (в зависимости от того, звезда "В" больше или меньше звезды "А"; иногда менее массивная звезда больше своего более тяжелого партнера), поэтому двой-ная звезда выглядит более тусклой. Такое явление называется звездным затмением. А спустя 2 дня после этого затмения звезда "В" пройдет перед звездой "А", и снова произойдет затмение.
В разделе "Двойные и кратные звезды" я упоминал о том, как с помощью орбитальных скоростей оценить массы звезд. Оказывается, таким способом можно также узнать диаметры звезд. Анализируя спектр, ученые определяют, насколько быстро звезды движутся по орбите, с помощью эффекта Допплера. Можно измерить также продолжительность затмений в за- тменно-двойных системах. Затмение звезды "В" начинается, когда ведущий край звезды "А" начнет проходить перед ней. А закончится оно, когда ведомый край звезды "А" закончит прохождение перед звездой "В". Поэтому, умножив орбитальную скорость на продолжительность затмения, получим размеры звезды "А". Замечу, что во всех этих методах детали несколько сложны, но основные принципы можно понять без труда.
Самая знаменитая затменно-двойная звезда — это Бета Персея (р Персея), известная также как Алголь, или Звезда Демона (Глаз Дьявола). Если вы живете в Северном полушарии, то, наблюдая затмения Алголя, получите массу удовольствия. Это яркая звезда, расположенная в небе так, что ее очень удобно наблюдать осенью в небе Северного полушария. Ее затмения можно увидеть без телескопа и даже без бинокля. Каждые 2 дня и 21 час блеск Алголя примерно на 2 часа снижается на значение чуть больше одной звездной величины — больше, чем в 2,5 раза. Но нужно знать, когда наблюдать это затмение. Нельзя же торчать на улице почти три дня. Поэтому постарайтесь найти информацию об этом в астрономических журналах или на Web-сайтах.
Минимум (minima) — это время, когда переменные звезды достигают наименьшего блеска в текущем цикле, а максимум (maxima) — время, когда блеск достигает наибольшего значения.
Микролинзирование
Иногда звезда, которая находится далеко от Земли, проходит точно перед другой звездой, которая находится еще дальше. Эти две звезды совершенно не связаны, и могут быть на расстоянии тысяч световых лет одна от другой. Но гравитация звезды, проходящей впереди, искривляет лучи света, идущие от звезды сзади, так что эта далекая звезда в течение нескольких дней или недель кажется нам, на Земле, гораздо более яркой. Этот эффект следует из общей теории относительности Эйнштейна и действительно подтверждается практикой, так как регулярно наблюдается. Он называется гравитационным линзированием (gravitational lensing). Когда "линза" или тело, гравитация которого искривляет световые лучи, — это просто звезда, данный эффект называют микролинзированием (microlensing). А когда лучи искривляет гравитация целой галактики или еще более масштабного объекта, то слово линзирование (lensing) употребляют без приставки "микро".
Вы, наверное, думаете: очень маловероятно, чтобы две никак не связанные между собой звезды идеально выравнивались на одной линии с Землей, и вы правы! Поздравляю вас, прекрасная мысль. Чтобы регулярно обнаруживать такое редкое явление, астрономы используют цифровые фотоаппараты для телескопов, которые могут снимать от сотен тысяч до миллионов звезд одновременно. Когда под наблюдением находится так много звезд, какая-нибудь звезда на переднем плане время от времени проходит перед одной из них, хотя мы даже не знаем, перед какой.
Все дело в том, чтобы направить телескоп в район неба, где в поле зрения одновременно находится огромное количество звезд. К таким районам относятся Большое Магелланово Облако (ближайшая галактика к Млечному Пути) и центральная выпуклость самого Млечного Пути, где находится целое море звезд.
Наши звездные соседи
Я уже упоминал о Проксиме Центавра, ближайшей к нашему Солнцу звезде. Это третья, или самая внешняя, звезда тройной звездной системы Альфа Центавра.
S Альфа Центавра— яркая звезда южного созвездия Центавра (рис. 11.6). Это звезда типа G, карлик главной последовательности; ее цвет почти такой же, і как у Солнца, но она немного ярче.
S Оранжевый партнер Альфы Центавра— карлик под названием Альфа Центавра В, который чуть меньше и холоднее.
S Маленький красный карлик и одновременно вспыхивающая звезда— это Альфа Центавра С, которая называется Проксима.
il
Созвездие ЦентаВра
Альфа ЦентаВра
?
Система Альфа Центавра находится на расстоянии примерно 4,4 световых года от Земли, а ближайшая к нам Проксима — на расстоянии примерно 4,2 световых года.
Сириус — самая яркая звезда в ночном небе. Его официальное название — Альфа Большого Пса (рис. 11.7), т.е. он находится в созвездии Большого Пса. Сириус, который расположен чуть южнее небесного экватора, легко увидеть из большинства населенных пунктов Земли, хотя он находится на расстоянии 8,5 световых года. Это белая звезда типа А главной последовательности. Сириус настолько ярок, что люди часто спрашивают друг друга: "Что это за большая звезда?"
Л
Созвездие большого fjca
Рис. 11.7. Сириус - хозяин положения в созвездии Большого Пса
Как у большинства звезд, если не считать Солнца, у Сириуса есть партнер, белый карлик Сириус В. Сириус называют еще Собачьей звездой, и когда был обнаружен его маленький партнер Сириус В, то его совершенно естественно назвали "Щенком".
Существует легенда и некоторые письменные источники (их можно трактовать по-разному), в которых говорится о том, что несколько тысяч лет назад Сириус выглядел красной звездой. Но несмотря на приложенные усилия, астрофизикам не удалось объяснить этот цвет с точки зрения известных физических процессов, поэтому обычно мы говорим, что этого не было.
Вега — это Альфа Лиры, т.е. самая яркая звезда в созвездии Лиры. В умеренных северных широтах летними ночами она видна высоко в небе. Это звезда, которую каждый уважающий себя астроном-любитель знает как свои пять пальцев. Находящаяся на расстоянии примерно 26 световых лет от Земли, эта сверкающая белая звезда считается одной из самых ярких звезд на небе.
Бетельгейзе находится не совсем в окрестностях Солнца, поскольку до нее почти 500 световых лет. Но, тем не менее, всем знакомо ее название, и наблюдающие ее наслаждаются ее насыщенным красным цветом. Это красный сверхгигант, который примерно в 50 тысяч раз ярче Солнца. Хотя Бетельгейзе — это, формально, Альфа Ориона, самой яркой звездой созвездия Ориона считается Ригель (Бета Ориона).
Как помогать ученым на&люс/сипь звезс/ы
Под пристальным наблюдением астрономов находятся тысячи звезд— те, блеск которых меняется, или те, которые демонстрируют какие-то другие особые свойства. Профессиональные астрономы не в состоянии следить за всеми ними, вот тут-то вы им и пригодитесь. Вы можете следить за некоторыми звездами невооруженным глазом, с помощью бинокля или телескопа.
Для этого вы должны уметь распознавать звезды и оценивать их блеск. Блеск многих звезд меняется так сильно — в два, десять или в сотни раз, — что даже оценки невооруженным глазом оказываются достаточно точными, чтобы таким способом следить за этими звездами. Самое главное — использовать сравнительную диаграмму (comparison chart), т.е. карту звездного неба, на которой отмечено положение переменной звезды, а также положения и звездные величины звезд сравнения (comparison stars). В качестве последних необходимо выбирать звезды, блеск которых известен и не меняется.
На Web-сайте Американской Ассоциации наблюдателей переменных звезд (American Association of Variable Star Observers — AAVSO) предлагается множество информации и советов о том, как наблюдать переменные звезды. Этот сайт находится по адресу www.aavso.org. Здесь предлагают помощь новичкам, а также сравнительные диаграммы для различных переменных звезд. Эти диаграммы можно загрузить с Web-сайта AAVSO бесплатно.
AAVSO руководит также поиском новых и сверхновых звезд. Когда вы приобретете некоторые знания и опыт наблюдения небесных объектов, то тоже сможете присоединиться к этим программам.
S Поиск новых (Nova Search). Для участия в этой программе требуется только f терпение, внимательность и бинокль. Когда вы присоединитесь к программе, вам выделят небольшой участок неба. И затем ясными ночами, так часто, как сможете, вы будете проверять вверенный вам участок. Медленно просматривайте его в бинокль, сверяясь с рисунком звезд на вашей звездной диаграмме.
Если вы обнаружите "новую", которой нет на вашей диаграмме, сообщите ; о своем открытии как можно быстрее, желательно по электронной почте. Возможно, вы действительно открыли новую, т.е. взрыв в двойной звездной і системе определенного типа. Но все-таки стоит подождать несколько часов, 1 чтобы проверить, не движется ли эта "новая". Если она слегка перемещается • относительно других звезд в поле зрения, то это вовсе не звезда. Возможно, « это астероид или неяркая комета. Могут быть и ошибки другого рода. В нача- 1, ле 1950-х годов мы с моим другом Чарли отправили телеграмму в AAVSO, J. сообщая об открытии новой, поскольку она не перемещалась и ее не было на диаграмме. Но увы, фортуна отвернулась от нас: это оказалась звезда, которую случайно не отметили на диаграмме.
; S Поиск сверхновых (Supernova Search). Эта программа — для опытных астрономов-любителей. Возможно, через несколько лет практики вы будете го- 5 товы принять в ней участие. Для таких наблюдений необходим хороший телескоп. И желательно иметь цифровой фотоаппарат, чтобы фотографировать через телескоп. Вместо того чтобы следить за взрывами новых на участке не- f ба в нашей собственной галактике Млечный Путь, вы будете по одной исследовать далекие галактики в поисках яркого пятна, которое может внезапно появиться там, где в прошлый раз ничего такого не было. Яркое пятно — это ; и есть сверхновая. Сверхновую легко увидеть, хотя она находится в далекой галактике, поскольку она гораздо ярче новой.
<< | >>
Источник: Стивен П. Маран. АСТРОНОМИЯ для"ЧАЙНИКОВ". 2004

Еще по теме Звезды - ядерные реакторы:

  1. Наше Солнце и другие звезды
  2. Солнце - звезда Земли
  3. §I ФАТАЛЬНЫЕ ЗВЕЗДЫ
  4. Сквозь тернии избыточности и минимализма — к звездам постнонклассики
  5.   Разработка ядерного оружия
  6. 83 . ПОНЯТИЕ И ИСТОЧНИКИ МЕЖДУНАРОДНОГО ЯДЕРНОГО ПРАВА
  7. § 2. Дипломатическая борьба вокруг ядерной и ракетной проблем КНДР
  8. 133 Ядерная безопасность и радиационная защита
  9. § 6. Государственный надзор за ядерной и радиационной безопасностью
  10. 36. Международное право и ограничение ядерных вооружений. Конвенции
  11. 135 Физическая защита ядерного материала
  12. Движение «Врачи мира за предотвращение ядерной войны»
  13. 19.2. Создание атомного оружия и начало ядерного противостояния
  14. Незаконное обращение с ядерными материалами и радиоактивными веществами (ст. 220 УК РФ).
  15. Радиоактивное заражение (РЗ) при ядерном взрыве
  16. 1.2.5. Характеристика поражающих факторов ядерного взрыва, их параметров и очага поражения