Если звезды зажигаются… Часть I.

Вещество нашей Вселенной структурно организовано и образует большое многообразие феноменов различного масштаба с весьма сильно разнящимися физическими свойствами. Одно из важнейших таких свойств – температура. Зная этот показатель и используя теоретические модели, можно судить о многих характеристиках того или иного тела – о его состоянии, строении, возрасте.

Разброс значений температуры у различных наблюдаемых компонентов Вселенной весьма велик. Так, самая низкая величина ее в природе зафиксирована для туманности Бумеранг и составляет всего 1 K. А каковы самые высокие температуры во Вселенной, известные на сегодняшний день, и о каких особенностях различных объектов свидетельствуют? Для начала посмотрим, как же ученые определяют температуру удаленных космических тел.

Спектры и температура

Всю информацию о далеких звездах, туманностях, галактиках ученые получают, исследуя их излучение. По тому, на какой частотный диапазон спектра приходится максимум излучения, определяется температура как показатель средней кинетической энергии, которой обладают частицы тела, – ведь частота излучения связана прямой зависимостью с энергией. Так что самая высокая температура во Вселенной должна отражать, соответственно, и наибольшую энергию.

Чем более высокими частотами характеризуется максимум интенсивности излучения, тем горячее исследуемое тело. Однако полный спектр излучения распределен по очень широкому диапазону, и по особенностям видимой его области («цвету») можно делать определенные общие выводы о температуре, например, звезды. Окончательная же оценка производится на основе изучения всего спектра с учетом полос эмиссии и поглощения.

Количественные характеристики звезд

Проще всего количественно оценить температуру поверхности

звезд. Эта задача не кажется слишком сложной, поскольку температура непосредственно влияет на цвет звезды. Глядя на звездное небо, мы не подозреваем, что звезды имеют разный цвет. Его можно определить, если сравнивать фотографии небесной сферы, сделанные через фильтры разного цвета. Голубые звезды имеют высокую температуру, красные-низкую. Сам по себе цвет звезды не позволяет точно определить температуру ее поверхности, для этого надо изучить спектр ее излучения. Но в принципе можно определить температуру светящейся поверхности практически для всех достаточно ярких звезд на небе. Она близка к температуре поверхности Сириуса А, главной звезды в двойной системе Сириуса. Ее температура составляет примерно 9500 градусов, и она принадлежит к наиболее горячим звездам. Вблизи туманности Ориона можно найти звезды, температура поверхности которых достигает 20 тысяч градусов. В то же время Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона, даже невооруженному глазу видится красной. Следовательно, это холодная звезда; температура ее поверхности составляет 3000 градусов. Вспомним, что температура поверхности Солнца равна примерно 5800 градусам.

Другой важной характеристикой звезды является ее светимость.

Она равна энергии, которую звезда излучает за одну секунду в мировое пространство. Светимость нельзя непосредственно определить, наблюдая звезду в телескоп. При этом можно измерить только ее яркость, но нельзя узнать, сколько энергии теряет звезда за единицу времени. Дело в том, что звезды с одинаковой светимостью выглядят на небе по-разному: поскольку они находятся на различном расстоянии от нас, то различается и их яркость. В соответствии с законами распространения света более далекая звезда кажется нам менее яркой, чем близкая звезда с такой же светимостью. Зная яркость звезды на небе, можно вычислить, сколько энергии она теряет в единицу времени, только если известно расстояние до нее. В приложении Б мы говорим о том, как астрономы определяют расстояния до звезд. Для звезд, расстояния которых от Земли известны, можно определить и светимость. Хотя Солнце кажется нам самой яркой из звезд на небе, его светимость по сравнению с другими звездами не слишком велика: наиболее яркие из них светят в 100 тысяч раз сильнее Солнца. Они кажутся на небе почти невидимыми световыми точками, поскольку находятся от нас на очень большом расстоянии. Но среди звезд есть и очень слабые, светимость которых не превышает одной стотысячной доли светимости Солнца.

Таким образом, в нашем распоряжении имеются два важных свойства звезд, которые можно определить численно: температура их поверхности и светимость. Сразу же возникает вопрос, реализуются ли все возможные комбинации этих величин или же они связаны между собой каким-то соотношением? Можно спросить также: существуют ли звезды с высокой светимостью и высокой температурой, с одной стороны, и звезды с высокой светимостью и с низкой температурой — с другой? Встречается ли малая светимость как у горячих, так и у холодных звезд?

Спектральные классы звезд

На основе спектральных особенностей, включая цвет, была разработана так называемая Гарвардская классификация звезд. Она включает семь основных классов, обозначаемых буквами O, B, A, F, G, K, M и несколько дополнительных. Гарвардская классификация отражает поверхностную температуру звезд. Солнце, фотосфера которого разогрета до 5780 K, относится к классу желтых звезд G2. Наиболее горячи голубые звезды класса O, самые холодные – красные – принадлежат классу M.

Гарвардскую классификацию дополняет Йеркская, или классификация Моргана-Кинана-Келлман (МКК – по фамилиям разработчиков), подразделяющая звезды на восемь классов светимости от 0 до VII, тесно связанных с массой светила – от гипергигантов до белых карликов. Наше Солнце – карлик класса V.

Примененные совместно, в качестве осей, по которым отложены значения цвет – температура и абсолютная величина – светимость (свидетельствующая о массе), они дали возможность построить график, широко известный как диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на котором отражены главные характеристики звезд в их взаимосвязи.

LiveInternetLiveInternet

О звездах Послушайте! Ведь, если звезды зажигают —

значит — это кому-нибудь нужно?

Значит — это необходимо,

чтобы каждый вечер

над крышами

загоралась хоть одна звезда?!

И физиков, и лириков тянет поговорить о звездах, а художники пытаются запечатлеть звездное небо на своих полотнах. Но любуясь мерцающими звездами на ночном небе, мы иногда вспоминаем, что звезды – это далекие, огромные и разнообразные миры.

Звезды главной последовательности Эти звезды находятся на таком этапе жизни, при котором энергия излучения полностью компенсируется энергией, протекающих в ее центре, термоядерных реакций. Свечение у таких звезд может быть различное, в зависимости от вида реакции. В этом классе ученые выделяют такие виды звезд: О– голубые, В– бело-голубые, А- белые, F- бело-желтые; G- желтые; К- оранжевые; М- красные. Самую высокую температуру имеют звезды голубые, самую низкую – красные. Солнце относится к желтым разновидностям звезд, его возраст составляет чуть более 4,5 млрд. лет. Гигантами считаются светила, имеющие диаметр и массу в десятки тысяч раз превосходящие Солнце. Кстати, для запоминания классов звезд есть забавная мнемоническая фраза: Один Бритый Англичанин Финики Жует, Как Морковь (O, B, A, F, G, K, M).. Оказаывается, многообразие видов звезд — это отражение количественных характеристик звезд (масса, химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда. ЗВЁЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение жизни. Звезда за миллионы и миллиарды лет своей жизни проходит самые разные стадии эволюции… Эволюция Солнца

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД Матерью каждого небесного тела можно именовать гравитацию, а отцом — сопротивление материи сжатию. Звезда начинает свою жизнь как облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 млн , начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой! Голубой гигант — звезда спектрального класса O или B. Это молодые горячие массивные звёзды. Массы голубых гигантов достигают 10—20 масс Солнца, а светимость в тысячи раз превышает солнечную. На первой стадии жизни звезды в ней доминируют реакции водородного цикла[1]. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, термоядерные реакции прекращаются.

Красный гигант — одна из стадий эволюции звезды. Диаметр светила увеличивается к моменту выгорания водорода в его ядре. Свечение раскаленных газов приобретает красный оттенок, а температура их сравнительно невысока.

Чёрная дыра— область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).

Самые горячие звезды

Из диаграммы явствует, что наиболее горячими являются голубые гиганты, сверхгиганты и гипергиганты. Это чрезвычайно массивные, яркие и короткоживущие звезды. Термоядерные реакции в их недрах протекают очень интенсивно, порождая чудовищную светимость и высочайшие температуры. Такие звезды относятся к классам B и O либо к особому классу W (отличается широкими эмиссионными линиями в спектре).

Например, Эта Большой Медведицы (находится на «конце ручки» ковша) при массе, в 6 раз превышающей солнечную, светит в 700 раз мощнее и имеет поверхностную температуру около 22 000 K. У Дзеты Ориона – звезды Альнитак, – которая массивнее Солнца в 28 раз, внешние слои нагреты до 33 500 K. А температура гипергиганта с наивысшей известной массой и светимостью (как минимум в 8,7 миллионов раз мощнее нашего Солнца) – R136a1 в Большом Магеллановом облаке – оценена в 53 000 K.

Однако фотосферы звезд, как бы сильно разогреты они ни были, не дадут нам представления о самой высокой температуре во Вселенной. В поисках более жарких областей нужно заглянуть в недра звезд.

Стр. 62–65. Солнце и звезды

 С. 62

Вопрос. Что такое звезды?

Ответ. Звезды, как и Солнце – раскаленные газовые шары. Их цвет зависит от температуры поверхности. Самые горячие звезды – бело – голубые, имеют температуру 30000оС., холоднее – желтые и красные звезды. Различаются звезды и размерами, и массой.

Вопрос. Что астрономы называют созвездиями?

Ответ. Созвездия – участок неба, на котором можно наблюдать определенные звезды. Не карте звездного неба можно увидеть 88 созвездий.

Вопрос. У каких звезд температура поверхности более низкая?

Ответ. Наиболее низкая температура у красных звезд. Их температура на поверхности около 3000оС.

Почему светят звезды

С. 65

Задание. Рассмотрите, какие созвездия изображены на рисунке. Что Вы знаете о самой яркой звезде Большого Пса?

Ответ. Пес – это сравнительно небольшое (что контрастирует с названием), но очень интересное созвездие, которое расположено в Южном полушарии. Яркость его такова, что оно излучает свет в двадцать раз сильнее, чем Солнце. Расстояние от планеты Земля до Большого Пса составляет восемь с половиной миллионов световых лет. Местоположение созвездия на ночном небосклоне Большой Пес при движении за сутки не поднимается высоко за горизонт, и поэтому его можно увидеть на небе не слишком продолжительное время. Однако это компенсируется тем, что обнаружить его на небе достаточно просто. Созвездие Сириуса расположено в юго-восточной части, рядышком с другим очень ярким созвездием Ориона. На севере созвездие Большой Пес граничит с более тусклым соседом – Единорогом. Чуть выше находится «альфа Малого Пса» – созвездие Процион. Наблюдать за ним лучше всего с декабря по январь. Южные соседи На юге от Сириуса находятся Голубь и Корма. У этих созвездий, к сожалению, нет ярких звезд, поэтому служить ориентирами для поиска в ночном небе такого объекта, как созвездие Большой Пес, они не могут.

Звезда Сириус и послужила основой для создания созвездия вокруг нее. Мифы о происхождении светила берут начало из самой седой древности. Люди видели в ней образ пса, что со временем перенеслось и на все остальное созвездие. Сириус упоминается у египтян, греков, римлян, инков, ацтеков, майя и у народов Ближнего и Дальнего Востока. В Древнем Китае он считался «небесным шакалом» по имени Тьен-ланг. Южные звезды представляли его лук и стрелы, с помощью которых Тьен-ланга убили за то, что он растерзал императора. Однако наибольшую популярность получили античные сказания об этой звезде. Древнегреческий миф об Икарии Прообразом этой звезды и всего созвездия древние греки считали собаку. Однако тут мифология расходится, и можно узнать целых две теории происхождения Сириуса. Согласно первой версии, бог Дионис подарил пастуху Икарию волшебную лозу винограда за то, что тот приютил бога-винодела на ночь. Дионис показал ему, как выращивать виноград и делать вкусное вино. Эти знания Икарий рассказывал всем людям во время своих путешествий. Однажды пастух попал вАттику и дал попробовать вина местным жителям. Однако он не учел, что они никогда не пробовали вкус вина и поэтому очень сильно опьянели. Решив, что Икарий хотел отравить их, они пришли в ярость и убили его. После совершения этого чудовищного преступления люди скрылись в горах и зарыли тело. Дочь пастуха отправилась на поиски своего отца. И только при помощи преданной собаки Майры девушка нашла место, где люди закопали его тело. В приступе отчаяния она повесилась на ближайшем дереве. Разгневанный бог-винодел Дионис в ярости послал на жителей Аттики болезни. Только через много лет с помощью ритуалов и жертвоприношений люди смогли вымолить прощение у бога. Собаку Майру, пастуха Икария и его дочь Дионис разместил на небо в качестве звезд. С тех пор появились созвездие Большого Пса, Волопас и Дева.

Задание. Вберите два созвездия на звездной карте. Сравните их размеры и самые яркие звезды.

Ответ. Созвездие Центавр. Эта звездная система состоит из трех звезд: две из них близки по своему размеру к нашему Солнцу и третья звезда, которая представляет собой красный карлик и называется Проксима Центавра.

Астрономы называют двойную звезду, которую мы можем видеть невооруженным глазом Толибан. Эти звезды находятся очень близко от нашей планетной системы, поэтому и кажутся нам очень яркими. На самом деле, их яркость и размер довольно скромные. Расстояние от Солнца до этих звезд составляет всего 4,36 световых года. По астрономическим меркам, это почти рядом.

Сириус – самая яркая звезда нашего небосклона принадлежит к созвездию Большого Пса. Эту звезду можно назвать самой важной для землян, конечно же, после нашего Солнца. Люди с давних времен очень трепетно и уважительно относились к этому светилу. О нем сложены многочисленные мифы и легенды. Древние египтяне расположили своих богов именно на Сириусе. Эту звезду можно наблюдать из любой точки земной поверхности.

Сириус – это двойная звезда, которая состоит из большой звезды и белого карлика. Вторую звезду невооруженным глазом вы увидеть не сможете. Обе звезды вращаются вокруг единого центра с периодом в 50 лет. Большой Сириус примерно в два раза больше нашего Солнца.

Сириус находится от нас на расстоянии в 8,6 световых года

Задание. Вместе с родителями постарайтесь найти наиболее яркие созвездия ночного неба. Убедитесь, что их положение меняется относительно сторон горизонта в течение вечера.

Ответ. Наиболее яркие созвездия: Орион, Большая Медведица, Малая Медведица, Телец, Большой пес, Малый пес.

Если смотреть на них через окно с одного места, то можно увидеть , что со временем их положение меняется относительно оконной рамы.

Термоядерные топки космоса

В ядрах массивных звезд, стиснутых колоссальным давлением, развиваются действительно высокие температуры, достаточные для нуклеосинтеза элементов вплоть до железа и никеля. Так, расчеты для голубых гигантов, сверхгигантов и очень редких гипергигантов дают для этого параметра к концу жизни звезды порядок величины 109 K – миллиард градусов.

Строение и эволюция подобных объектов пока еще недостаточно хорошо изучены, соответственно и модели их еще далеко не полны. Ясно, однако, что очень горячими ядрами должны обладать все звезды больших масс, к каким бы спектральным классам они ни принадлежали, – например, красные сверхгиганты. Несмотря на несомненные различия в процессах, протекающих в недрах звезд, ключевым параметром, определяющим температуру ядра, является масса.

Звёздная эволюция — как это работает

Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 106 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:

«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:

Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд):

Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 1027тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):

Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.

Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:

Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):

Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:

И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.

Звёздное население

Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).

Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.

Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.

Классификация звёзд

Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:

Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)

Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).

Жизнь звезды

Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:

Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:

Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.

Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:

Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.

Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…

Завершение существования

Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:

1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.

2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.

Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:

И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.

На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.

3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.

Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.

Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):

Поверхностные слои звезды, оказавшись без опоры снизу устремляются вглубь, падая на образовавшийся «шарик» из нейтронов вещество отскакивает обратно, и происходит взрыв. Взрывные волны, прокатывающиеся сквозь толщу звезды создают такое уплотнение и рост температуры вещества, что начинают идти реакции с образованием тяжёлых элементов (вплоть до урана).

Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.

Таким образом происходит образование нейтронной звезды:

4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.

В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).

Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:

Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.

Ссылки:

Обзорная статья на galspace

Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):

Звездные остатки

От массы в общем случае зависит и судьба звезды – то, как она окончит свой жизненный путь. Маломассивные звезды типа Солнца, исчерпав запас водорода, теряют внешние слои, после чего от светила остается вырожденное ядро, в котором уже не может идти термоядерный синтез, – белый карлик. Наружный тонкий слой молодого белого карлика обычно имеет температуру до 200 000 K, а глубже располагается изотермическое ядро, нагретое до десятков миллионов градусов. Дальнейшая эволюция карлика заключается к его постепенному остыванию.

Гигантские звезды ждет иная судьба – взрыв сверхновой, сопровождающийся повышением температуры уже до значений порядка 1011 K. В ходе взрыва становится возможен нуклеосинтез тяжелых элементов. Одним из результатов подобного феномена является нейтронная звезда – очень компактный, сверхплотный, со сложной структурой остаток погибшей звезды. При рождении он столь же горяч – до сотен миллиардов градусов, однако стремительно остывает за счет интенсивного излучения нейтрино. Но, как мы увидим далее, даже новорожденная нейтронная звезда – не то место, где температура – самая высокая во Вселенной.

Звездные скопления — «школьные классы» небесных светил

Иногда звезды образуют на небе группы, которые называются звездными скоплениями. Некоторые из них были известны уже в древности. Так, например, греческие и римские поэты упоминают группу из семи звезд, Плеяды

(рис. 2.5). Невооруженным глазом можно увидеть шесть из них. В действительности в этом скоплении есть по крайней мере 120 более слабых звезд и, вероятно, несколько сот еще более слабых. Все звезды Плеяд расположены в относительно небольшой области пространства. Свет пересекает это звездное скопление от одного края до другого всего за 30 лет. Понятно, что Плеяды это очень плотная звездная ассоциация. Они не расположены неподвижно в пространстве, а все вместе летят в одном направлении с одинаковой скоростью. Близкое расположение этих звезд и одинаковая скорость их движения позволяют нам предположить, что звезды Плеяд имеют общую историю возникновения и развития. Иными словами, они образовались одновременно.

Рис. 2.5. Скопление Плеяды (семь звезд). Наиболее яркие звезды возбуждают свечение окружающих газовых масс. На снимке светящиеся облака перекрывают свет ближайших звезд. (Четыре луча, исходящие на снимке от ярких звезд, и светлые круги вокруг звезд обусловлены несовершенством фотографирующей системы.) Кроме ярких звезд, видимых невооруженным глазом, к этому скоплению относятся более 100 звезд. Они движутся в пространстве с одинаковой скоростью и находятся предположительно на равном расстоянии друг от друга.

То же самое относится и к другому звездному скоплению, которое называют Гиадами

. Это скопление также известно с глубокой древности. Еще увереннее мы можем говорить об общем происхождении звезд в так называемых
шаровых звездных скоплениях
, которые содержат от 50 тысяч до 50 миллионов звезд (рис. 2.6). В центральной области таких скоплений плотность расположения звезд примерно в 10 тысяч раз превышает плотность звезд в окрестности Солнца.

Рис. 2.6. Звездное скопление 47 в созвездии Тукана. Снимок получен с помощью зеркального телескопа (1 м) системы Шмидта на Европейской южной обсерватории в Чили. В этом скоплении звезды расположены так близко друг к другу, что в центральной области сливаются на снимке. Глядя на этот снимок, можно подумать, что звезды в центре такого скопления перекрываются, но на самом деле они расположены достаточно далеко друг от друга.

Какое удивительное зрелище открывается на звездном небе жителям планетной системы, принадлежащей к такому скоплению!

Как распределяются светимости и температуры поверхности у звезд звездных скоплений? Может быть, диаграммы

Г-Р таких скоплений похожи на диаграммы для ближайших соседей Солнца (см. рис. 2.2)? Наблюдаются ли среди них звезды главной последовательности? Если рассмотреть их диаграммы Г-Р, то мы увидим существенное отличие. Действительно, в некоторых звездных скоплениях почти все звезды принадлежат к главной последовательности, как, например, в Плеядах (диаграмма Г-Р этого скопления показана на рис. 2.7). Однако в большинстве скоплений только самые слабые звезды относятся к главной последовательности. В этих скоплениях не вся полоса последовательности заполнена звездами. Этот ряд обрывается в области больших светимостей. Наиболее яркие звезды главной последовательности отсутствуют. Вместо них в звездных скоплениях есть красные звезды с большой светимостью: красные гиганты и сверхгиганты, которые показаны, в частности, на диаграмме Г-Р для скопления Гиад (рис. 2.8). Еще интереснее диаграмма Г-Р шарового звездного скопления, приведенная на рис. 2.9. На этой диаграмме звезды заполняют только участок главной последовательности, в то время как точки, соответствующие более ярким звездам, сдвинуты далеко вправо. Звезды разных скоплений можно нанести на одну и ту же диаграмму Г-Р. Такая диаграмма показана на рис. 2.10. На этом рисунке главная последовательность обозначена жирной линией, а при переходе к звездам наибольшей светимости линия, показанная на диаграмме, отклоняется направо вверх. Мы видим, что у разных звездных скоплений линия уходит вправо от главной последовательности в разных точках. Поскольку мы знаем, что при движении вверх по главной последовательности увеличивается масса звезд, то можно сказать, что в каждом ЗВЕЗДНОМ скоплении звезды, масса которых меньше определенного значения, лежат на главной последовательности, в то время как в области больших масс главная последовательность не заполнена. Этот факт и позволяет понять, как происходит эволюция звезд.

Рис. 2.7. Диаграмма Г-Р для звездного скопления Плеяды. Показаны только наиболее яркие звезды. Они образуют главную последовательность. В верхней части этой последовательности видно, что при светимостях примерно в 1000 раз больше солнечной звёзды на диаграмме уже отклоняются от главной последовательности вправо.

Рис. 2.8. Диаграмма Г-Р для звездного скопления Гиады. Если главная последовагельносгь в Плеядах (см. рис. 2.1) простирается примерно до светимости в 1000 раз больше солнечной, то в Гиадах главная последовательность обрывается ниже 100 солнечных светимостей. Более яркие звезды главной последовательности отсутствуют. В то же время на диаграмме Г-Р этого скопления наблюдается группа красных гигантов.

По мере того как звезда развивается со временем и стареет, изменяются и ее свойства. В частности, изменяются температура ее поверхности и светимость. Точка, которая обозначает звезду на диаграмме Г-Р, перемещается. Так, например, если звезда вначале была красным гигантом, а через миллионы лет превратилась в белый карлик, то соответствующая точка на диаграмме Г-Р сдвинется из правого верхнего угла в левый нижний. Если бы мы жили достаточно долго и могли в течение миллионов и миллиардов лет измерять характеристики звезд и наносить их на диаграмму Г-Р, то мы увидели бы, как перемещаются соответствующие точки на ней. Мы узнали бы, что в некоторых областях звезды находятся долго, а другие области пересекают очень быстро. Мы бы построили пути развития звезд на диаграмме Г-Р (их еще называют эволюционными треками).

Но перед нами есть только «мгновенный снимок». Мы видим лишь, где расположены звезды на диаграмме в настоящее время (Точнее говоря, мы видим, где были расположены эти звезды, когда они излучали тот свет, который мы видим сегодня. Если говорить о развитии звезд нашего Млечного Пути, то время, за которое свет достигает Земли, мало по сравнению с возрастом звезд, поэтому мы не будем обращать внимания на эту разницу.

). При этом оказывается, что ближайшие соседи Солнца находятся на главной последовательности. Что это значит? Быть может, точки на диаграмме Г-Р особенно медленно перемещаются в полосе, где расположена главная последовательность? Может быть, они долго находятся в этой области? Тогда при наблюдении за звездами разного возраста окажется, что особенно много таких звезд расположено в этой полосе.

Этот эффект мы знаем из нашего повседневного опыта. Почему в мире взрослых больше, чем детей? Потому что детство продолжается всего около 15 лет, в то время как взрослым человек остается около 50 лет. Если собрать вместе группу людей разного возраста, например жителей нашего города, то окажется, что большинство из них находится на «взрослой стадии развития». Возникает вопрос: может быть, на главной последовательности звезды находятся достаточно долго?

Вспомним, что и Солнце расположено на главной последовательности. Мы знаем, что за многие миллиарды лет Солнце относительно мало изменилось и все это время оно принадлежит к главной последовательности. Мы видели, что энергия, запасенная в водороде солнечных недр, позволяет очень долго поддерживать его излучение. Может быть, и все звезды главной последовательности светят за счет превращения водорода в гелий? Может быть, и они, имея такой источник энергии, очень долго остаются неизменными, и по этой причине так плотно заполнена звездами полоса главной последовательности на диаграмме Г-Р?

Рис. 2.9. Диаграмма Г-Р для звездного скопления МЗ в созвездии Гончих Псов. Это шаровое звездное скопление такого же типа, как скопление 41 Тукана (см. рис. 2.6). На главной последовательности еще находятся звезды, светимость которых всего в 5 раз больше солнечной. Основная часть более ярких звезд не лежит на главной последовательности. Позже мы еще вернемся в этой книге к звездам, которые примерно в 100 раз ярче Солнца. Эти звезды лежат в горизонтальной полосе, которая тянется по шкале температур от 5800 до 13000 градусов. Ее поэтому называют горизонтальной ветвью.

Предположим, что все звезды главной последовательности светят за счет одного и того же энергетического источника: превращения водорода в гелий. Раньше мы уже подсчитывали для Солнца и Спики, сколько могут светить эти звезды. Предположим, что водород составляет около 70% массы звезды и что ядерное горючее в звездных недрах начинает исчерпываться, когда в гелий превратится уже 10% водорода. Тогда мы получим, что продолжительность жизни Солнца составит примерно 7 миллиардов лет, в то время как Спика, масса которой больше солнечной в 10 раз, а светимость в 10 тысяч раз, будет светить с неизменной силой всего несколько миллионов лет. Такие же оценки можно провести для любой звезды главной последовательности. При этом мы узнаем, сколько времени ее светимость будет поддерживаться за счет реакций превращения водорода в гелий. Возьмем для примера какую-либо звезду на главной последовательности, показанной на рис. 2.3. По диаграмме Г-Р мы можем определить ее светимость, а по соотношению между светимостью и массой для звезд главной последовательности (рис. 2.4) вычислим ее массу, которая соответствует известной величине ее светимости. Если сравнить величину ядерной энергии, запасенной в данном количестве звездного вещества, с болометрической светимостью звезды (а это количество энергии, излучаемой в космическое пространство за одну секунду), то мы узнаем время, в течение которого может поддерживаться эта светимость. На рис. 2.11 возле главной последовательности обозначены времена жизни звезд, вычисленные таким способом. Данные, приведенные выше для Спики, тоже помещены на рисунке. Мы видим, что чем больше масса звезды на главной последовательности, тем быстрее отдает она свою энергию и тем короче время, в течение которого она светит за счет ядерного горения водорода.

Рис. 2.10. Отклонение звезд различных скоплений от главной последовательности на диаграмме Г-Р (по данным Аллана Сандейджа). Штриховые линии показывают, где расположены звезды разных скоплений. Наиболее высоко на диаграмме простирается скопление в созвездии Персея. Затем оно отклоняется направо вверх. Наиболее короткую главную последовательность имеет шаровое звездное скопление МЗ. Она отклоняется направо уже в нижней части диаграммы. Стрелками слева показано, где лежат на главной последовательности звезды определенной массы. Числами возле стрелок отмечены массы в единицах массы Солнца М. Таким образом, звездное скопление в созвездии Персея содержат звезды главной последовательности до 10-15 масс Солнца, в то время как наиболее тяжелые звезды главной последовательности шарового скопления МЗ всего в 1,3 раза тяжелее Солнца.

Рис. 2.11. Главная последовательность на диаграмме Г-Р. Слева показано стрелками, в каких точках диаграммы расположены звезды определенной массы (в единицах массы Солнца М). Поскольку масса Солнца определяет запасы ядерного горючего; го, зная для каждой точки главной последовательности светимость звезд, можно определить время, в течение которого звезда, расположенная в определенном месте главной последовательности, сможет светить за счет превращения водорода в гелий. Эти отрезки времени отмечены стрелками справа. Звезды, которые более чем в 39 раз тяжелее Солнца, исчерпывают свой водород уже за 1 миллион лет. Звезды в 2 раза легче Солнца могуг светить целых 100 миллиардов лет. Сравнение с рис. 2.10 позволяет определить возраст звездных скоплений.

Когда всю жизнь занимаешься звездами, начинаешь замечать, как велико сходство между ними и людьми. Вот и здесь мы видим, что чем больше масса, тем короче продолжительность жизни!

Далекие экзотические объекты

Существует класс космических объектов, достаточно удаленных (а значит, и древних), характеризующихся совершенно экстремальными температурами. Это квазары. По современным воззрениям, квазар представляет собой сверхмассивную черную дыру, обладающую мощным аккреционным диском, образуемым падающим на нее по спирали веществом – газом или, точнее, плазмой. Собственно, это активное галактическое ядро в стадии формирования.

Скорость движения плазмы в диске настолько велика, что вследствие трения она разогревается до сверхвысоких температур. Магнитные поля собирают излучение и часть вещества диска в два полярных пучка – джета, выбрасываемых квазаром в пространство. Это чрезвычайно высокоэнергетический процесс. Светимость квазара в среднем на шесть порядков выше светимости самой мощной звезды R136a1.

Теоретические модели допускают для квазаров эффективную температуру (то есть присущую абсолютно черному телу, излучающему с той же яркостью) не более 500 миллиардов градусов (5×1011 K). Однако недавние исследования ближайшего квазара 3C 273 привели к неожиданному результату: от 2×1013 до 4×1013 K – десятки триллионов кельвинов. Такая величина сравнима с температурами, достигающимися в явлениях с наивысшим известным энерговыделением – в гамма-всплесках. На сегодняшний день это самая высокая температура во Вселенной, которая была когда-либо зарегистрирована.

Формирование звёзд

NGC 604 — крупная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника
Основная статья: Формирование звёзд

Сжатие молекулярного облака

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также иногда образно называемом «звёздной колыбелью». Концентрация атомов в нём — около 102 частиц на см³, тогда как межзвёздное пространство в среднем содержит не более 0,1 частицы на см³. Такие облака могут иметь массу в 105-107M

⊙, диаметр — от 50 до 300 световых лет, а температура газа в них составляет 10-30 [29][30].

При развитии гравитационной неустойчивости облако может начать сжиматься. Неустойчивость может быть вызвана различными факторами, например, столкновением двух облаков, прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики или же взрывом сверхновой звезды на достаточно близком расстоянии, ударная волна которого может столкнуться с молекулярным облаком. Кроме того, при столкновениях галактик столкновения газовых облаков начинают происходить чаще, что объясняет увеличение темпа звёздообразования при столкновениях галактик[31].

Для того чтобы гравитационная неустойчивость привела к сжатию молекулярного облака, нужно, чтобы его полная энергия — сумма потенциальной и кинетической — стала отрицательна. При постоянной плотности облака радиусом R {\displaystyle R} модуль потенциальной энергии (сама она отрицательна) растёт пропорционально R 5 {\displaystyle R^{5}} , а сумма значений кинетической энергии всех молекул — пропорционально R 3 {\displaystyle R^{3}} . Следовательно, облако начнёт сжиматься, если его масса больше определённой величины M 0 {\displaystyle M_{0}} , которая при плотности облака ρ {\displaystyle \rho } , молярной массе его газа μ {\displaystyle \mu } и температуре T {\displaystyle T} равняется:

M 0 = ( 2 R g T μ G ρ 1 / 3 ) 3 / 2 , {\displaystyle M_{0}=\left({\frac {2R_{g}T}{\mu G\rho ^{1/3}}}\right)^{3/2},} где G {\displaystyle G} — гравитационная постоянная, R g {\displaystyle R_{g}} — универсальная газовая постоянная.

Отсюда следует, что изначально облако будет сжиматься при массе не менее 103M

⊙. Но по мере сжатия облако будет уплотняться практически без нагревания, так как оно прозрачно для излучения и почти вся выделяемая энергия излучается во внешнее пространство. Это приводит к уменьшению пороговой массы для развития гравитационной неустойчивости, и, как следствие, — сжиматься начнут области меньшей массы и размера — этот процесс называется фрагментацией облака звёздообразования, и он объясняет наблюдаемое явление формирования звёзд в основном группами — в частности, в скоплениях. Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему звёзды образуются лишь в сравнительно узком диапазоне масс — от 10−1 до 102
M
⊙ по порядку величины[29][32].

По мере уплотнения облака оно становится всё менее прозрачным для излучения, например, при массе облака в 1 M

⊙ это происходит при его радиусе в 2,5⋅104
R
⊙. Тогда выделяемая энергия гравитационного сжатия начинает его разогревать: вследствие теоремы вириала половина выделяемой за счёт сжатия энергии тратится на излучение, а другая половина — на нагревание вещества[33]. Принято считать, что с этого момента облако называется протозвездой[32].

Стадия протозвезды

Основная статья: Протозвезда

Адиабатическое сжатие

Протозвезда HBC 1
Сжатие облака происходит неравномерно, и спустя несколько лет после начала сжатия в облаке формируется гидростатически равновесное ядро, например, для облака с массой в 1 M

⊙ его масса будет составлять 10−2
M
⊙, радиус — 6·103
R
⊙, а температура в центре — 2100 . Аккреция внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но пока температура ядра не превысит 104 K, ядро будет оставаться в гидростатическом равновесии[32].

При температуре в 104 K начинается ионизация атомов водорода, на которую также расходуется гравитационная энергия. Аккреция внешних слоёв продолжается, и масса ядра увеличивается, но при этом температура и давление в ядре не растут, что приводит к продолжению его сжатия — после достижения равновесия ядро протозвезды с массой 1 M

⊙ также имеет массу 10−2
M
⊙, а радиус — 103
R
⊙. От ядра в результате процессов сжатия и аккреции начинает распространяться сферическая ударная волна, которая приблизительно за 100 суток доходит до границ протозвезды, при этом разогревая её вещество так, что твёрдые и жидкие пылевые частицы испаряются, молекулы химических соединений диссоциируют, и вещество облака превращается в плазму. При этом протозвезда достигает гидростатического равновесия и перестаёт сжиматься — у протозвёзд с массой 1
M
⊙ весь процесс сжатия занимает приблизительно 20 лет. В этот момент радиус протозвезды составляет 50
R
⊙, температура на поверхности — 3000 K, а светимость — 300
L
⊙. Таким образом, в этот момент протозвезда становится излучателем в оптическом диапазоне[32].

Существует качественное различие между протозвёздами разной массы: протозвёзды с массой менее 3 M

⊙ имеют конвективный слой, распространяющийся на всю глубину, а с большей массой — нет. Эти особенности влияют на дальнейшую эволюцию протозвезды.

Медленное сжатие

Эволюционные треки протозвёзд разной массы в период их медленного сжатия (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)
С этого момента положение протозвёзды можно отметить на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела: протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она не находится на основной последовательности диаграммы. Продолжительность этой стадии зависит от массы звезды: у самых массивных звёзд она занимает около 105 лет, а у наименее массивных — порядка 1010 лет. Для Солнца эта стадия сжатия и прихода на главную последовательность продлилась 110 миллионов лет[32][34].

В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению текущего положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3–0,5 M

⊙ (по разным оценкам) до 3
M
⊙ в течение сжатия перестают иметь конвективные слои и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3—0,5
M
⊙ находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия[32][35][36].

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи[35][36][37].

В любом случае в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в веществе звезды начинают протекать термоядерные реакции. На ранних этапах они производят меньше энергии, чем излучает звезда, и сжатие продолжается, но вместе с тем доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается. В некоторый момент, если звезда имеет массу больше 0,07—0,08 M

⊙, выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. Если звезда имеет массу менее 0,07—0,08
M
⊙, то в ней тоже возможны термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии. Такие объекты известны как коричневые карлики[7][32][38].

Во время стадии медленного сжатия также формируются протопланетные диски, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы. Образование диска происходит из-за того, что облако изн

Жарче всех

Следует иметь в виду, что квазар 3С 273 мы видим таким, каким он был около 2,5 миллиарда лет назад. Так что, учитывая, что, чем дальше мы заглядываем в космос, тем более отдаленные эпохи прошлого наблюдаем, в поисках самого горячего объекта мы вправе окинуть взглядом Вселенную не только в пространстве, но и во времени.

Если вернуться к самому моменту ее рождения — приблизительно 13,77 миллиарда лет назад, наблюдать который невозможно, — мы обнаружим совершенно экзотическую Вселенную, при описании которой космология подходит к пределу своих теоретических возможностей, связанному с границами применимости современных физических теорий.

Описание Вселенной становится возможным, начиная с возраста, соответствующего планковскому времени 10-43 секунд. Самый горячий объект в эту эпоху – сама наша Вселенная, с планковской температурой 1,4×1032 K. И это, согласно современной модели ее рождения и эволюции, максимальная температура во Вселенной из всех когда-либо достигавшихся и возможных.

Ближайшие соседи Солнца

Теперь мы уже знаем все, что нужно для работы с диаграммой Г-Р. Для начала рассмотрим звезды, которые расположены недалеко от Солнца. Мы имеем в виду звезды, от которых свет идет к нам не более 70 лет. Это действительно недалеко, поскольку от наиболее удаленных звезд нашей Галактики свет доходит до нас за 70 тысяч лет. От самых дальних галактик Вселенной свет и радиоволны идут к нам уже многие миллиарды лет: они были испущены этими галактиками еще когда Вселенная была очень молода. Таким образом, звезды, о которых пойдет речь, расположены совсем рядом с нами. Но в то же время расстояние до них существенно больше, чем от Земли до Солнца. Солнечные лучи достигают земной поверхности всего за 8 минут. Самая близкая к нам звезда (она видна на небе в Южном полушарии) называется Проксима Центавра

. Свет от этой звезды доходит к нам за 4,5 года.

Близкие звезды особенно важны для нас, поскольку мы можем относительно точно определить расстояния до них (см. приложение Б). Поэтому по их яркости легко вычислить истинную светимость. Мы имеем в виду светимость в видимой области спектра, измеренную с помощью фотометра с цветным фильтром, который имитирует цветовую чувствительность глаза. Температура поверхности измеряется с помощью дополнительного определения яркости с другим цветовым фильтром, как правило, голубого цвета. Зная яркость звезды в голубой области спектра и общую яркость в видимом диапазоне, который сдвинут в красную сторону, можно определить цвет звезды, а следовательно, и температуру ее поверхности. Для каждой звезды, температура поверхности и светимость в видимой области спектра которой определены таким способом, можно поставить точку на диаграмме Г-Р. На рис. 2.2 приведены данные для звезд соседей Солнца. Хорошо видно, что диаграмма Г-Р заполнена точками неравномерно. Точки для большинства звезд лежат в пределах полосы, которая идет из левого верхнего края рисунка (от голубых звезд с большой светимостью) направо вниз к тусклым звездам красного цвета. Некоторые звезды расположены справа вверху в области красных гигантов. Слева внизу мы видим три белых карлика.

Рис. 2.2. Диаграмма Г-Р для звезд в окрестности Солнца. Большинство звезд имеют такие температуры поверхности и величины светимости, что их точки на диаграмме лежат в пределах узкой полосы, которая тянется из левого верхнего угла направо вниз. Эта полоса называется главной последовательностью. Некоторые звезды расположены справа вверху, они называются красными гигантами. Три звезды лежат слева внизу — это белые карлики.

90% всех звезд лежат в пределах указанной полосы. Астрономы называют эту полосу главной последовательностью

. Сравнение с рис. 2.1 показывает, что Солнце, Сириус и Спика лежат на главной последовательности. В то же время холодные звезды в системе Дзета Возничего, а также Бетельгейзе и спутник Сириуса расположены за пределами главной последовательности. Звезды, которым соответствуют точки на главной последовательности диаграммы Г-Р, астрофизики называют звездами главной последовательности. Они-то в основном и составляют ближайшее окружение Солнца, а гиганты и карлики являются среди них исключениями.

Звезды главной последовательности обладают одним важным свойством, которое связано с их массой. Мы знаем массу звезд лишь для некоторых из этих светил. Ее можно точно определить, только когда вокруг звезды движется спутник. Мы уже знаем, что траектории планет, движущихся вокруг нашего Солнца, позволяют вычислить его массу. Движение спутника Сириуса позволило нам узнать, что Сириус А содержит примерно в 2,3 раза больше вещества, чем Солнце, и что масса его спутника близка к солнечной. Этот метод дал возможность определить массу некоторых звезд (принцип, лежащий в его основе, коротко изложен в приложении В). Наиболее тяжелые звезды главной последовательности содержат примерно в 30-50 раз больше вещества, чем Солнце. Масса самых маленьких звезд составляет несколько десятых солнечной массы.

Для звезд главной последовательности, масса которых была определена по движению их спутников, выполняется важная закономерность: в каждой точке главной последовательности расположены звезды с определенной массой (рис. 2.3). Звезды с малой массой расположены внизу, а наиболее тяжелые звезды-вверху. Если идти вдоль главной последовательности снизу вверх, то масса звезд постепенно возрастает. Поскольку при этом увеличивается и светимость звезд на диаграмме Г-Р, то можно сказать: чем выше светимость звезды главной последовательности, тем больше ее масса. Если сравнить две звезды главной последовательности, то у звезды с большей светимостью и масса будет больше. Пойдем и дальше: массу звезды можно непосредственно определить по ее светимости, если известно, что звезда принадлежит к главной последовательности. На рис. 2.4 показано, как возрастает светимость с увеличением массы звезд главной последовательности. Астрономы называют эту закономерность диаграммой масса-светимость. В частности, эта закономерность выполняется для звезд, которые нам уже знакомы: речь идет о Солнце, Сириусе А и Спике, которые принадлежат к главной последовательности. Для белого карлика Сириус В этот закон не выполняется — звезда не лежит на главной последовательности.

Рис. 2.3. Диаграмма Г-Р с главной последовательностью (она схематически показана красной линией). В каждой точке главной последовательности расположены только звезды с определенной массой. (Астрономы часто пользуются массой Солнца в качестве единицы измерения. Для нее принято пользоваться символом М .)

Таким образом, мы установили определенный порядок среди звезд, расположенных неподалеку от Солнца, и нашли две закономерности: на диаграмме Г-Р существует главная последовательность, а для звезд этой главной последовательности имеется определенная связь между массой и светимостью.

Что же теперь можно сказать о развитии звезд? Вернемся к нашей аналогии с мотыльком-однодневкой. Мы видим звезды с различными свойствами. Так же и мотылек-однодневка видит, что люди отличаются друг от друга. Для главной последовательности мы установили определенный закон, описывающий свойства звезд, но пока не знаем, что это означает. Мотылек-однодневка тоже может разделить людей на определенные классы по некоторым признакам, например по величине их ушей, но при этом он ничего не сможет сказать о том, как люди изменяются с годами.

Рис. 2.4. Если построить диаграмму, по вертикальной оси которой отложена светимость, а по горизонтальной масса звезды, то звезды главной последовательности будут лежать в пределах узкой полосы: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Такая кривая называется соотношением между массой и светимостью. Но это соотношение выполняется только для звезд главной последовательности. Показанный на диаграмме спутник Сириуса (Сириус В) имеет меньшую светимость, чем звезда главной последовательности с равной массой. Спутник Сириуса не попадает на показанную зависимость.

Но мы можем помочь нашему мотыльку одной подсказкой. Мы скажем ему, что школьные классы состоят из людей одинакового возраста. Это и позволит мотыльку прийти к выводу, что пол и цвет волос никак не связаны с возрастом и что люди разного пола и с разным цветом волос просто различаются по некоторым индивидуальным признакам. В то же время он заметит, что размеры тела тесно связаны с возрастом. К счастью, астрономы тоже сумели найти на звездном небе «школьные классы», которые состоят из звезд одинакового возраста.