НАУЧНАЯ БИБЛИОТЕКА — РЕФЕРАТЫ — Типы Звезд

Массы Земли и других планет

Од­на из пер­вых оце­нок мас­сы Зем­ли по­лу­че­на Г. Ка­вен­ди­шем по­сле про­ве­де­ния опы­та по экс­пе­рим. оп­ре­де­ле­нию уни­вер­саль­ной гра­ви­тац. по­сто­ян­ной. Из­ме­ряя с по­мо­щью кру­тиль­ных ве­сов си­лу при­тя­же­ния ме­ж­ду мас­сив­ным свин­цо­вым ша­ром и под­ве­шен­ным вбли­зи не­го не­боль­шим ме­тал­лич. ша­ри­ком, Ка­вен­диш срав­нил ве­ли­чи­ну этой си­лы с си­лой при­тя­же­ния ша­ри­ка Зем­лёй и су­мел вы­чис­лить, во сколь­ко раз мас­са Зем­ли пре­вы­ша­ет мас­су свин­цо­во­го ша­ра. Та­ким об­ра­зом бы­ла по­лу­че­на оцен­ка мас­сы Зем­ли (6·1024 кг) и её ср. плот­но­сти (5,5 кг/м3).

Мас­сы др. пла­нет оп­ре­де­ля­ют по па­ра­мет­рам их ор­бит с по­мо­щью третье­го за­ко­на Ке­п­ле­ра (см. Ке­п­ле­ра за­ко­ны). В обоб­щён­ной фор­ме этот за­кон име­ет вид: $T_1^2(M_☉+m_1)/T_2^2(M_☉+m_2)=a_1^3/a_2^3$, где $M☉$ – мас­са Солн­ца, $m_1$ и $m_2$ – мас­сы двух пла­нет, $a_1$ и $a_2$ – боль­шие по­лу­оси их ор­бит, $T_1$ и $T_2$ – пе­рио­ды об­ра­ще­ния этих пла­нет во­круг Солн­ца. Для пла­не­ты, имею­щей спут­ник мас­сой $m_с$, дви­жу­щий­ся по пла­не­то­цен­три­че­ской ор­би­те с боль­шой по­лу­осью $a_с$ и пе­рио­дом об­ра­ще­ния $T_с$, этот за­кон при­об­ре­та­ет вид: $T^2(M_☉+m)/T_с^2(m+m_с)=a^3/a_с^3,$ где $m$ – масса планеты, $a$ и $T$– её боль­шая по­лу­ось и пе­ри­од об­ра­ще­ния со­от­вет­ствен­но. Ес­ли в этой фор­му­ле пре­неб­речь мас­сой пла­не­ты по срав­не­нию с $M_☉$ и мас­сой спут­ни­ка по срав­не­нию с мас­сой пла­не­ты, то мож­но по­лу­чить со­от­но­ше­ние, по­зво­ляю­щее оп­ре­де­лить от­но­ше­ние мас­сы пла­не­ты к $M_☉:\: m/M_☉=T^2a_с^3/T_с^2a^3$. По па­ра­мет­рам ор­бит Зем­ли и Лу­ны бы­ла про­ве­де­на оцен­ка массы Солнца – при­мер­но в 333 000 раз боль­ше мас­сы Зем­ли.

Мас­сы Мер­ку­рия и Ве­не­ры, у ко­то­рых от­сут­ст­ву­ют ес­теств. спут­ни­ки, этим спо­со­бом оп­ре­де­лить не­воз­мож­но. Един­ст­вен­ный и го­раз­до бо­лее труд­ный путь со­сто­ит в ис­поль­зо­ва­нии воз­му­ще­ний (все­гда яв­ляю­щих­ся функ­ция­ми воз­му­щаю­щей мас­сы), ко­то­рые пла­не­та вы­зы­ва­ет в дви­же­нии др. тел Сол­неч­ной сис­те­мы. Зна­чи­тель­но бо­лее труд­ную за­да­чу пред­став­ля­ет оп­ре­де­ле­ние мас­сы Лу­ны. Яв­ля­ясь бли­жай­шим к Зем­ле не­бес­ным те­лом, Лу­на не мо­жет, стро­го го­во­ря, счи­тать­ся спут­ни­ком на­шей пла­не­ты, т. к. Солн­це при­тя­ги­ва­ет её в 2,5 раза силь­нее, чем Зем­ля. Во­круг Солн­ца об­ра­ща­ет­ся т. н. ба­ри­центр (центр масс) двой­ной пла­не­ты Зем­ля–Лу­на, в то вре­мя как обе они опи­сы­ва­ют от­но­си­тель­но ба­ри­цен­тра эл­лип­тич. ор­би­ты с пе­рио­дом в 1 ме­сяц. По­это­му мас­су Лу­ны мож­но вы­чис­лить по ве­ли­чи­не ме­сяч­но­го сме­ще­ния Зем­ли от­но­си­тель­но ба­ри­цен­тра. В точ­ных ас­тро­но­мич. на­блю­де­ни­ях дол­го­ты Солн­ца про­яв­ля­ет­ся т. н. лун­ное не­ра­вен­ст­во, сви­де­тель­ст­вую­щее о том, что центр Зем­ли в те­че­ние ме­ся­ца опи­сы­ва­ет эл­липс с боль­шой по­лу­осью, рав­ной при­мер­но 3/4 ра­диу­са Зем­ли. По­след­нее оз­на­ча­ет, что ба­ри­центр сис­те­мы Зем­ля–Лу­на все­гда рас­по­ла­га­ет­ся внут­ри Зем­ли и ни­ко­гда не вы­хо­дит за пре­де­лы её по­верх­но­сти. Оп­ре­де­лён­ная по этим дан­ным мас­са Лу­ны со­став­ля­ет ок. 1/81 мас­сы Зем­ли.

Мас­сы всех пла­нет Сол­неч­ной сис­те­мы вхо­дят в чис­ло фун­дам. ас­тро­но­мич. по­сто­ян­ных, зна­че­ния ко­то­рых ре­гу­ляр­но уточ­ня­ют­ся на ос­но­ве всей со­вокуп­но­сти ас­тро­но­мич. на­блю­де­ний и утвер­жда­ют­ся Ме­ж­ду­на­р. ас­тро­но­ми­ч. сою­зом.

Масса, плотность и светимость звёзд

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. Как ни разнообразны звезды по своим физическим характеристикам, все же и для них есть границы возможного. Не всякая звезда, какую способна создать человеческая фантазия, могла бы реально существовать. Звездами могут быть космические тела, обладающие только такой массой, которая заключена в определенных пределах. Если масса небесного тела не превышает 0,02 массы Солнца, оно не может стать самосветящимся. При большей массе тела давление и температура в недрах достигают такой величины, при которой ядерная энергия начинает выделяться из вещества почти с такой же легкостью, как пар из кипящей воды. Отсюда можно сделать вывод, что звезд с массой, равной, например, массе Земли или даже массе Юпитера, существовать не может. Из таких рассуждений и устанавливается нижний предел для возможных масс звезд. Выше были упомянуты «характеристики» звезд. Основные характеристики звезды — масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек). Рассмотрим некоторые из них более подробно.

Масса звёзд

В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть не входящей в состав кратных систем, звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. «Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула

a3 М1 + М2 = —— 3P2

где М1 и М2 — массы главной звезды и ее спутника, Р — период обращения спутника, а — большая полуось земной орбиты». Самые «легкие» из звезд, по-видимому, можно встретить среди так называемых невидимых спутников звезд. В настоящее время насчитывается несколько десятков звезд, полет которых в пространстве совершается по слегка извилистой, волнообразной кривой. Объяснить столь сложный характер движения можно только тем, что рядом со звездой движется невидимый спутник (или спутники), притяжение которого отклоняет звезду от прямолинейного пути. Точнее говоря, наблюдаемая нами волнообразная траектория полета звезды есть результат сложения двух движений, в которых она одновременно участвует, — движения вокруг центра Галактики и обращения вместе со своим невидимым спутником вокруг общего центра масс. По характеру траектории звезды можно вычислить массу и орбиту ее невидимого спутника. Интересные результаты в этом отношении получены для звезды 61 Лебедя, той самой, до которой еще в 1838 г. Бессель определил расстояние, близкое к 11 световым годам. Звезда 61 Лебедя — двойная. Иначе говоря, она представляет собой систему из двух солнц, оранжевого и красного цвета, из которых вторая, красная звезда по блеску вдвое уступает первой. Движение в пространстве обеих звезд явно указывает на существование в этой системе еще третьего компонента. Определением его массы и орбиты занимались несколько астрономов, в том числе пулковский астроном А.Н.Дейч. Оказалось, что невидимый спутник в системе 61 Лебедя обращается вокруг одной из звезд по весьма вытянутой эллиптической орбите с периодом около 5 лет на среднем расстоянии, в 3 раза превышающем расстояние от Земли до Солнца. Считать это невидимое небесное тело планетой нельзя. Его масса составляет 0,024 массы Солнца, т. е. она больше той минимальной массы, при которой тело неизбежно становится звездой. Поэтому можно быть уверенным в том, что система 61 Лебедя состоит из трех звезд, причем третий, невидимый ее компонент есть одна из наименее массивных звезд. Природа ограничивает звезды и со стороны очень больших масс. Чтобы понять, чем вызвано это ограничение, попробуем представить себе обстановку в недрах какой-нибудь звезды. Всякая обычная звезда — это чрезвычайно раскаленный газовый шар. В каждой точке звезды действуют три силы. Во-первых, сила тяжести, влекущая частицу звезды к ее центру. Во-вторых, давление газа, который, стремясь расшириться, выталкивает ту же частицу в обратном направлении, к поверхности звезды. И, наконец, в-третьих, давление света, пробивающееся из недр звезды наружу и потому присоединяющее свои усилия к давлению газа. В каждой точке звезды борьба трех сил оканчивается, в сущности, ничем. Все они уравновешиваются, и поэтому звезда представляет собой устойчивое образование. Решительное преобладание какой-либо из трех сил над остальными оказалось бы для звезды катастрофическим. Если бы, например, давление света или газа внезапно резко возросло, распираемая изнутри звезда «развалилась бы» на части. Перестань звезда излучать свет или потеряй внезапно газ свою упругость, звезда сильно сжалась бы, перейдя в иное, «незвездное» состояние. На самом деле в наблюдаемых нами звездах господствуют устойчивость и равновесие. Но так может быть не всегда. С возрастанием массы звезды увеличивается ее светимость, т.е. количество света, излучаемое недрами звезды. При очень большой массе, например в тысячи раз превышающей массу Солнца, равновесие трех сил непременно нарушится. Световое давление станет настолько мощным, что оно изнутри подорвет устойчивость звезды. Среди известных звезд самой массивной считается звезда Пласкетта, она двойная, причем период обращения в этой системе близок к 14 суткам. Определить массу звезды можно, если известно отношение ускорения одного компонента системы по отношению к другому, который предполагается неподвижным. В системе звезды Пласкетта оба компонента примepно одинаково массивны, и в этом своем качестве они превосходят Солнце в 50 — 60 раз. Вопрос о существовании «сверхзвезд», то есть звездообразных объектов, масса которых может превосходить солнечную в миллионы и даже миллиарды раз, пока остается открытым.

Плотность звёзд

Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010- 1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Светимость звёзд

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов — S Золотой Рыбы — светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше. Светимость звезды, как уже говорилось, тесно связана с ее массой. Чем больше вещества заключено в звезде, тем более ярко она светит. Отсюда становится понятно, почему третий компонент системы 61 Лебедя остается пока невидимым. Эта звезда содержит так мало вещества, что ее весьма слабое излучение не может быть обнаружено с помощью современных телескопов. «Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой — от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д. Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле

lg L = 0,4(M-Mс)

где: L — светимость звезды, M — ее абсолютная звездная величина, а Mс- абсолютная звездная величина Солнца».


Массы звёзд

Тре­тий за­кон Ке­п­ле­ра в его обоб­щён­ной фор­ме по­зво­ля­ет так­же оп­ре­де­лить сум­мар­ную мас­су двой­ной звез­ды по из­вест­но­му зна­че­нию её го­дич­но­го па­рал­лак­са. Ес­ли $m_1$ и $m_2$ – мас­сы ком­по­нен­тов звёзд­ной па­ры, $A$ – боль­шая по­лу­ось ор­би­ты звез­ды-спут­ни­ка от­но­си­тель­но гл. звез­ды, $P$ – её пе­ри­од об­ра­ще­ния, $a$ – ср. рас­стоя­ние от Зем­ли до Солн­ца (рав­ное 1 а. е.), $T$ – пе­ри­од об­ра­ще­ния Зем­ли во­круг Солн­ца (1 год), $m$ – мас­са Зем­ли, то, со­глас­но тре­ть­ему за­ко­ну Ке­п­ле­ра, $a^3/T^2(M_☉+m) =A^3/P^2(m_1+m_2)$. Пре­неб­ре­гая мас­сой Зем­ли по срав­не­нию с мас­сой Солн­ца и вы­брав в ка­че­ст­ве еди­ни­цы из­ме­ре­ния вре­ме­ни год, а рас­стоя­ния – а. е., по­лу­чим фор­му­лу $(m_1+m_2)/M_☉=A^3/P^2$, по­зво­ляю­щую оп­ре­де­лить от­но­ше­ния сум­мы масс двой­ной звез­ды к $M_☉$. Зна­че­ние $A$ мож­но вы­чис­лить, ес­ли из­вес­тны го­дич­ный па­рал­лакс π двой­ной звез­ды и зна­че­ние боль­шой по­лу­оси $a″$ от­но­ситель­ной ор­би­ты звез­ды-спут­ни­ка, вы­ражен­ное в уг­ло­вых се­кун­дах. То­гда $A=a″/π$ и для оп­ре­де­ле­ния от­но­ше­ния сум­мар­ной мас­сы двой­ной звёзд­ной сис­те­мы к $M_☉$ мож­но вос­поль­зо­вать­ся фор­му­лой $(m_1+m_2)/M_☉= (a″ )^3/π^3P^2$. Напр., для двой­ной звёзд­ной сис­те­мы Си­ри­ус А и Си­ри­ус B со­от­вет­ст­вую­щие зна­че­ния со­став­ля­ют $a″$=7,57″, $π$=0,37″ и $P$ = 50 лет, со­от­вет­ст­вен­но сум­мар­ная мас­са этой двой­ной звёзд­ной сис­те­мы оце­ни­ва­ет­ся в 3,4$M_☉$.

В том слу­чае, ко­гда уда­ёт­ся из­ме­рить по­ло­же­ния ви­зу­аль­но-двой­ных звёзд от­но­си­тель­но их ба­ри­цен­тра, воз­ни­ка­ет воз­мож­ность оп­ре­де­лить от­но­ше­ние масс обо­их ком­по­нен­тов. Та­кие из­ме­ре­ния тре­бу­ют зна­ния точ­ных по­ло­же­ний ком­по­нен­тов сис­те­мы от­но­си­тель­но да­лё­ких звёзд (т. н. звёзд фо­на) на дос­та­точ­но дли­тель­ных ин­тер­ва­лах вре­ме­ни. Про­дол­жит. на­блю­де­ния оди­ноч­ной звез­ды в те­че­ние мн. лет по­ка­зы­ва­ют, что ес­ли она име­ет соб­ст­вен­ное дви­же­ние от­но­си­тель­но звёзд­но­го фо­на, то её пе­ре­ме­ще­ние про­ис­хо­дит по ду­ге боль­шо­го кру­га не­бес­ной сфе­ры. Но ес­ли звез­да – ви­зу­аль­но-двой­ная, то по ду­ге боль­шо­го кру­га сме­ща­ет­ся её ба­ри­центр, а оба ком­по­нен­та сис­те­мы дви­жут­ся по кри­во­ли­ней­ным ба­ри­цен­трич. тра­ек­то­ри­ям. Точ­ные ас­т­ро­мет­рич. из­ме­ре­ния по­ло­же­ний ком­по­нен­тов двой­ной сис­те­мы по­зво­ля­ют про­сле­дить тра­ек­то­рию цен­тра масс, а за­тем и ин­ди­ви­ду­аль­ные ор­би­ты отд. ком­по­нен­тов. Ес­ли $α_1$ и $α_2$ – вы­ра­жен­ные в се­кун­дах ду­ги уг­ло­вые рас­стоя­ния от гл. звез­ды с мас­сой $M_1$ и звез­ды-спут­ни­ка с мас­сой $M_2$ до ви­ди­мо­го по­ло­же­ния цен­тра масс двой­ной сис­те­мы, то то­гда, по оп­ре­де­ле­нию цен­тра масс, $M_1α_1=M_2α_2$, от­ку­да сле­ду­ет фор­му­ла для от­но­ше­ния масс ком­по­нен­тов ви­зу­аль­но-двой­ной звез­ды: $M_1/M_2=α_2/α_1$.

Зна­ние сум­мар­ной мас­сы двой­ной звез­ды и от­но­ше­ния масс её ком­по­нен­тов по­зво­ля­ет без тру­да вы­чис­лить мас­сы обе­их звёзд. Ти­пич­ные зна­че­ния масс звёзд, по­лу­чен­ные по на­блю­де­ни­ям ви­зу­аль­но-двой­ных звёзд, ле­жат в пре­де­лах (0,1–20)$M_☉$. Бо­лее по­ло­ви­ны звёзд на­шей Га­лак­ти­ки вхо­дят в со­став двой­ных, трой­ных звёзд или звёзд­ных сис­тем боль­шей крат­но­сти. Имен­но ис­сле­до­ва­ния двой­ных звёзд по­зво­ли­ли по­лу­чить дан­ные о звёзд­ных мас­сах и по­слу­жи­ли ос­но­вой для ус­та­нов­ле­ния со­от­но­ше­ния мас­са – све­ти­мость (см. Мас­са – све­ти­мость за­ви­си­мость). Это со­от­но­ше­ние ши­ро­ко ис­поль­зу­ет­ся в звёзд­ной ас­тро­но­мии и ас­т­ро­фи­зи­ке в ка­че­ст­ве не­за­ме­ни­мо­го сред­ст­ва оцен­ки масс звёзд по их све­ти­мо­стям.

Со­глас­но совр. пред­став­ле­ни­ям, мас­сы звёзд за­клю­че­ны в пре­де­лах (0,08–100)$M_☉$. Мас­са отд. звез­ды в сред­нем близ­ка к $M_☉$, в то вре­мя как звёз­ды с мас­са­ми, в де­сят­ки раз бóльшими мас­сы Солн­ца, встре­ча­ют­ся дос­та­точ­но ред­ко: это гл. обр. звёз­ды ран­них спек­траль­ных клас­сов O и B.

Эволюция звезд

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда,

температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (
см.
Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (
см.
Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше

массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (
см.
Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (
см.
Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (
см.
Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют
ядерным синтезом
или
нуклеосинтезом.
В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа

(
см.
Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного
белого карлика,
который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой
звезды
. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов —

иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя
себе
жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются
пульсарами.
Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Массы звёздных скоплений и галактик

Мас­су $M$ ша­ро­во­го звёзд­но­го ско­п­ле­ния ра­диу­са $R$ мож­но оце­нить по ве­ли­чи­не кру­го­вой ско­ро­сти $V$ звез­ды, дви­жу­щей­ся на гра­ни­це ско­п­ле­ния, счи­тая, что цен­тро­ст­ре­мит. ус­ко­ре­ние звез­ды вы­зва­но при­тя­же­ни­ем всех звёзд ша­ро­во­го ско­п­ле­ния. То­гда мас­са ско­п­ле­ния оце­ни­ва­ет­ся по фор­му­ле $M=V^2R/G$, где $G$ – гра­ви­тац. по­сто­ян­ная. Бо­лее точ­ная оцен­ка мас­сы звёзд­но­го ско­п­ле­ния по­лу­ча­ет­ся при ис­поль­зо­ва­нии не­ко­то­рых ус­ред­нён­ных зна­че­ний ско­ро­стей звёзд и их ср. уда­лён­но­сти от цен­тра ско­п­ле­ния.

На­ли­чие у га­лак­ти­ки од­но­го спут­ни­ка (иг­раю­ще­го роль проб­но­го те­ла) по­зво­ля­ет оце­нить мас­су га­лак­ти­ки с по­мо­щью ана­ло­гич­ной фор­му­лы, но точ­ность та­кой оцен­ки очень не­вы­со­ка. В ка­че­ст­ве проб­но­го те­ла мо­жет рас­смат­ри­вать­ся др. га­лак­ти­ка, ша­ро­вое ско­п­ле­ние, рас­по­ло­жен­ное на пе­ри­фе­рии га­лак­ти­ки, и да­же об­ла­ко меж­звёзд­но­го га­за. Ес­ли у га­лак­ти­ки име­ет­ся неск. спут­ни­ков (или др. проб­ных тел), то мож­но пред­по­ло­жить, что рас­пре­де­ле­ние по­ло­же­ний и ско­ро­стей спут­ни­ков име­ет слу­чай­ный ха­рак­тер. Это пред­по­ло­же­ние реа­ли­зу­ет­ся тем точ­нее, чем боль­ше име­ет­ся проб­ных тел (напр., в га­лак­ти­ке М31 в со­звез­дии Ан­дро­ме­ды ок. 400 ша­ро­вых ско­п­ле­ний). То­гда в при­ве­дён­ной фор­му­ле мож­но ис­поль­зо­вать ви­ди­мые рас­стоя­ния и ско­ро­сти проб­ных тел, ус­ред­нён­ные за про­ме­жу­ток вре­ме­ни, зна­чи­тель­но пре­вы­шаю­щий их ор­би­таль­ные пе­рио­ды. Мас­сы спи­раль­ных га­лак­тик мож­но оце­ни­вать с по­мо­щью об­ла­ков меж­звёзд­но­го га­за на кру­го­вых ор­би­тах в га­лак­тич. плос­ко­сти. Из­ло­жен­ный ме­тод из­ме­ре­ния масс га­лак­тик (ме­тод Нью­то­на) ба­зи­ру­ет­ся на за­ко­не все­мир­но­го тя­го­те­ния. Бо­лее пер­спек­тив­ным счи­та­ет­ся ме­тод Эйн­штей­на, в ко­то­ром мас­сив­ные га­лак­ти­ки рас­смат­ри­ва­ют­ся в ка­че­ст­ве гра­ви­тац. лин­зы (см. Гра­ви­та­ци­он­ная фо­ку­си­ров­ка).

В оцен­ке сум­мар­ной мас­сы га­лак­ти­ки с учё­том всех её со­став­ляю­щих (звёзд, га­за, пы­ли и др.) су­ще­ст­вен­ную роль иг­ра­ет кру­го­вая ско­рость проб­но­го те­ла. Эта ско­рость при уда­ле­нии от цен­тра га­лак­ти­ки долж­на умень­шать­ся по оп­ре­де­лён­но­му за­ко­ну. Од­на­ко по ре­зуль­та­там на­блю­де­ний уда­лось ус­та­но­вить, что этот за­кон вы­пол­ня­ет­ся толь­ко во внутр. об­лас­ти га­лак­ти­ки. На пе­ри­фе­рии лю­бой га­лак­ти­ки кру­го­вая ско­рость поч­ти все­гда вы­ше зна­че­ния, по­лу­чен­но­го в пред­по­ло­же­нии, что вся мас­са га­лак­ти­ки за­клю­че­на в её звёз­дах и га­зе. Ча­ще все­го ско­рость вра­ще­ния звёзд не умень­ша­ет­ся с рас­стоя­ни­ем от цен­тра га­лак­ти­ки, а ос­та­ёт­ся по­сто­ян­ной или да­же рас­тёт при при­бли­же­нии к ви­ди­мо­му краю га­лак­ти­ки. Для объ­яс­не­ния та­ко­го фе­но­ме­на бы­ло вы­дви­ну­то пред­по­ло­же­ние о су­ще­ст­во­ва­нии в га­лак­ти­ках скры­той мас­сы, по­вы­шаю­щей ве­ли­чи­ну на­пря­жён­но­сти гра­ви­тац. по­ля га­лак­ти­ки вда­ли от её цен­тра. Во­прос о гра­ни­цах га­лак­тик и их пол­ных мас­сах на нач. 21 в. не ре­шён: не­све­тя­щие­ся час­ти га­лак­тик мо­гут про­сти­рать­ся на по­ря­док даль­ше ви­ди­мой гра­ни­цы их звёзд­ных дис­ков.

НАУЧНАЯ БИБЛИОТЕКА — РЕФЕРАТЫ — Типы Звезд

3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми.

Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.

Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из

звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его.

Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются

примерами протозвезд (первичных звезд).

Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли

на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Тельца

имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры.

Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы

тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри

протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится

настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается

в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды

появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в

течение очень долгого времени. Насколько долгого — это зависит от размера

звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива

хватит па стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.

Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце,

существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают

свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

Нормальные звезды.

Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары

очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается

ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное

различие — это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой

выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но

также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость

звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца

до яркости более чем миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как

оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое

во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей

светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно

увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В

созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе «сигнальные огни»

необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью.

Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут

не зависит от массы звезды.

Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет

и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина

массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной две

Вставить из листика

Гиганты и карлики.

Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие.

Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры,

эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их

запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки,

а цвет их — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов

лет.

Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К

ним относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в

Скорпионе. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися

поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и

Веги?

Ответ состоит в том, что эти звезды очень сильно расширились и теперь по

размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их

называют гигантами, или даже сверхгигантами.

Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше

энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что

температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта

— например, Бетельгейзе в Орионе — в несколько сот раз превосходит диаметр

Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не

превосходит одной десятой размера

Солнца. По контрасту с гигантами их называют «карликами». Гигантами и

карликами звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может в

конце концов превратиться в карлика, достигнув «пожилого возраста».

Жизненный цикл звезды.

Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не

бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Солнце уже израсходовало

половину во дородного топлива и сможет поддерживать свое существование в

течение еще 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода в его ядре

иссякнут. А что потом?

После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее

части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает

перерастать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере,

разбухает. В результате размер самой звезды резко возрастает, а температура

ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигантов и

сверхгигантов. Он является частью той последовательности изменений, которая

называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечном

итоге все звезды стареют и умирают, по продолжительность каждой отдельной

звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой

жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.

Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни

сжимаются, превращаясь в белые карлики. После чего они просто угасают.

В процессе превращения из красного гиганта в белый карлик звезда может

сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро.

Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды,

температура которой на поверхности может достигать 100 000 С. Когда такие

светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы

планетарными туманностями, поскольку они часто выглядят как круги типа

планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле

они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!

Звездные скопления.

По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности.

Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления — вещь

весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому

что им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались

примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от

нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются

истинными различиями. Какие бы колоссальные изменения ни претерпели эти

звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно

изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы

— ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так

что отличаются они друг от друга только своей массой.

Звездные скопления интересны не только для научного изучения — они

исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения

астрономами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и

шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении

каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба

более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют

собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре

отдельные звезды неразличимы.

Открытые звездные скопления.

Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды,

или семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название,

большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд.

Общее количество звезд в этом скоплении — где-то между 300 и 500, и все они

находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на

расстоянии 400 световых лет от нас.

Возраст этого скопления — всего 50 миллионов лет, что по астрономическим

стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся

звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды — это типичное

открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких

сотен до нескольких тысяч звезд.

Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а

самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что

скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.

Дело в том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются

друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд — тех самых,

тысячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до

некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно

непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного

облака, может их разорвать.

Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их

называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень

долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи меж звездных облаков,

из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд,

разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.

Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске нашей

Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если

учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное

количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным,

что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны

составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике.

Возможно, их общее количество достигает 100 000.

Шаровые звездные скопления.

В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы,

плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже

миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше

Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть

в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер

типичного шарового скопления — от 20 до 400 световых лет.

В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости

одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя

компактные двойные звезды.

Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные

слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное

ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем

где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками

рентгеновского излучения.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений,

которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в

себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или

менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет

назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из

которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты.

Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно,

и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое

целое.

Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики,

но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровое скопление,

легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии

Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и

является самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр — 620

световых лет.

В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус

(1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта

постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду.

Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем

блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так

незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень

чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.

Другие — неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут

происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в

считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является

переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она

меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется

кривой блеска.

Графики блеска переменных звезд показывают, что некоторые: звезды меняются

регулярным (правильным) образом — участок их графика на отрезке времени

определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды

меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звездам относят

пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что

звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа

переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим

изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из

нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего

зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна

перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами.

Пульсирующие переменные звезды.

Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и

снова увеличиваясь — как бы вибрируют с определенной частотой, пример, но

так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее

известный тип подобных звезд — цефеиды, названные так, но звезде Дельта

Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их

масса превосходит массу Солнца в 3 — 10 раз, а светимость их в сотни и даже

тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В

процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности

изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.

Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды

обязаны своей переменностью пульсациям.

Вспыхивающие звезды.

Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных

вспышек, но они не могут существенно повлиять на яркость Солнца. Для

некоторых звезд — красных карликов — это не так: на них подобные вспышки

достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение может

возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу

звезда является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы

нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

Двойные звезды.

Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным

системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг

другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды,

особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества,

устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим

вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной

системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей

между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно

представить себе как точка опоры, если вообразить звезды сидящими на

детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем

дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.

Большинство двойных звезд слишком близки друг к другу, чтобы их можно было

различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние

между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться

годами, а иногда целым столетием.

Тесные двойные звезды.

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения

стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение

достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает

утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется

некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой

представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,

каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд

вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее

устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто

звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается

вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько

расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная

двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар

вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают,

превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то

взаимодействующие двойные системы — явление нередкое.

Нейтронные звезды.

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4

раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на атом не

остановится. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны

вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в

нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков.

Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но

если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и

электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная

нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один

кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо

неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя

особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь

малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем,

вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения

возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее,

когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов

в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды

имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильнее, чем у Земли.

Пульсары.

Первые пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили

регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были

поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать

радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда,

ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитающих

в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В

мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны

генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора.

Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения,

словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и

световые, рентгеновские и гамма лучи. Период самых медленных пульсаров

около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение

этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;

возможно, они входят в двойные системы.

Рентгеновские двойные звезды.

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников

рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой

энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда

вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения

могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной

звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна

из которых очень маленькая, но другая массивная; это может быть нейтронная

звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо

массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 — 20 раз, либо

иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные

варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит

сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный

результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды

образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал

устремляется прямо в нейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его,

как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими

пульсарами.

Сверхновые звезды.

Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и

безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают

нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым

заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистину впечатляющее событие.

Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение

ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше

Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей

звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь

малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со

скоростями до 20 000 км в секунду.

Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые —

довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20

до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За

столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в

нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604г. Может быть,

они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном

Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, остающегося от сверхновой в

созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва — 1658 г. В то время никто не

зарегистрировал необычно яркой звезды, хотя довольно скромная звездочка,

которую впоследствии уже не видели, была отмечена в этом же месте на

звездной карте 1680 г.

Расстояния до звезд столь велики, что никакие астрономич. инструменты не дают возможности наблюдать непосредственно их диски. Лишь у нек-рых звезд угловые размеры диска превышают разрешающую способность крупных телескопов, что дает возможность фотографированием с очень короткими экспозициями «восстановить» изображение звезды. Для определения Р.з. — их радиусов R — используют следующие методы.
1. При известной светимости звезды L и ее эффективной темп-ре T

э радиус звезды определяется в предположении, что ее излучение близко к излучению абсолютно черного тела: , где — постоянная Стефана-Больцмана (см. Эффективная температура).

Светимость звезды можно определить по ее видимой звездной величине и расстоянию до нее (см. Расстояния до космич. объектов), а T

э находят по распределению энергии в спектре звезды или по ширине и интенсивности спектральных линий. Это — наиболее употребительный способ оценки размеров звезд.

2. Угловой радиус звезды находят по интерференц. картине, получающейся в результате перекрытия изображений звезды, построенных двумя объективами или частями одного объектива звездного интерферометра: , где угол выражен в секундах дуги, — длина волны принимаемого излучения в см, d

— расстояние в см между центрами объективов, при к-ром интерференц. полосы в изображении звезды перестают наблюдаться.

Линейные радиусы R

звезд связаны с угловыми соотношением (см), где
D
— расстояние до звезды в см.

Разработаны и др. методы оптич. интерферометрии, позволяющие измерить для близких ярких звезд с наибольшими угловыми размерами (см. Спекл-интерферометрия).

3. При покрытии звезд Луной фотометрич. наблюдения дают возможность определить угловой размер звезды по характеру дифракции света на краю лунного диска. Этот метод приемлем лишь для неск. ярких звезд, затмеваемых Луной.

4. В случае затменно-переменных звезд размеры компонентов двойной системы можно определить из анализа кривой блеска (см. Двойные звезды).

Анализ имеющихся данных показывает, что Р.з. колеблются от размеров, сравнимых с диаметром Солнечной системы (звезды-сверхгиганты), до размеров планет (белые карлик) или даже до неск. км (нейтронные звезды). На главной последовательности звезды имеют тем большие размеры, чем больше их массы или T

э. В процессе эволюции звезд (при уходе с главной последовательности) Р.з. многократно возрастают при ихпревращении в красные гиганты или сверхгиганты. На конечной стадии эволюции Р.з. резко уменьшаются (белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры).

Размеры некоторых ярких звезд (радиус звезды в радиусах Солнца)

Лит.: Хенберн Браун Р., Измерение угловых диаметров звезд, УФН, 1927, т. 108, в. 3; Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., 2 изд., М., 1967.
(А.В. Засов

)