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 Т 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.
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 Е 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 нге ~явисит 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
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 эвезды, 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 эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?
Ответ состоит в том, что эти эвезды 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 разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.
Обычиая звсзда, такая, как Солнце, вы деляст знергию за счет превращения во лорола н гелий в ядерной печи, нахо дягцейся и самой ее сердцевине. Солн пе свезды мсняю'гся регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и сиова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К иравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойныс 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 бицариых звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить прямо одна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.
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 звеэды 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. Это холод ные красные гиган ты в последней ста дии своего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетар ную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.
Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.
Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.
R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к ирежнему уровню. Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако ие рассеется в пространстве.
Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.
Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно 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 Солпцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.
Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным сис- темам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг дру гой, явление весьма распространенное.
Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находят- ся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и р 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 ТОЧК~ 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 (или просто - двойных) 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 или даже болыие. Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимыми двойными.
Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместиому спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия. Сиектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге, пересечепной многочисленными узкими н~елями - так называемыми линиями иоглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движегся к нам или от пас. Это явление нжзивается эффектом Допплера. Когда эвезды двойной системы движутся ио своим орбитам, они поперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участника двойной системы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминирова'гь, но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ее истинную двойную природу.
Измеренне скоростей звезд двойной системы и лрименение зак нного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. зучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычислени я з вездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.
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 ыритическую 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 эаполнили 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 звеэды разбухмот, превращаясь в гиганты, а многие эвезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные систем ы - - явление нередкое.
Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.
Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи реэко возрастает, а температурд под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжкды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.
К огда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.
Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.
Белый каплик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.
Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее иоличество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам асгрономов, не менее лесятой части вссх звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего пеба, является членом двойной системы, и сго иапарник - белый карлик под пазванием Сириус В.
Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солпиа более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслого карлика, на атом ие остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопы лревращаются в нейтроны (см. с. 20 - 21), способные прилега'гь друг к другу без всяких промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белых карликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс, нейтроны, как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие. Типичная иисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо исслыханно громадной плотиости, псйтроиные звезды обладают сще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрос 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 быстрес, когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколысйтроииую звезду.
Один из самых известных остатков сверхновой, Крафбовидная туманность, обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляю~цее имя не совсем соответствует этому страниому объекгу. Теперь мы знаем, что ма туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст бьи установлен в 1928 г. Здвином Хабблом, измерившим скорость ее расширеиия и обратившим внимание ти совт~адение ее положения на небе со стариниыми китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями; красповатые и зелеиоватые нити сиетящегося газа видны на ~эоне тусклого белого пятна. НИТИ СВГГЯЩСГОСЯ гклд напоминают сеть, иаброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ио спиралям в сильном магнитном иоле. Туманность является также интснсивным источником радиоволн и рен ггсиовских лучей. Когда аетрономы осознали, что пульсары - зто нейтрон сверхпоных, им стало ясно, что искать иульсары иадо иыенио в таких остатках типа Крабонидной туманности. В 1969 г. 6ыло обиаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучаег радиоимпульсы, а также с~зсговыс и рентгеновские сигнаЛЫ ЧСф7СЗ КЖКДЫС 33 ТЫСЯ%ИЫХ ДОЛИ ССкунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но оиа поетепенно пониЖается. Тс пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старые иульсара Крабовидной тумаиности.
Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманиость, обязаца своим названием Уильяму Парсонсу, тре гьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя ие совсем соответствует этому странпому объекту. Теперь мы знаем, что эта туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ес возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее расширения и обративы~им внимаиие на сов~!адение ее положения иа небе со сгариииыми китайскими записями.
Она имеет форму овала с церовными краями; красиоватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусююго белого пятна.
Ни'ги снегящегося газа напоминают сеть, наброи~енну~о на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ло спиралям в сильном магнитном полс. Туманность является также интепсивиым источником радиоволн и рентгеиовских лучей. Когда астрономы оссхп~али, что пульсары - это пейтронные эвезды, возниказощие при взрывах сверхно~зых, им стало ясно, что искать иульсары иадо именио в таких остатках тиг~а Крабовидной туманности. В 1969 г. было обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически и:шучает радиоимпульсы, а такжс снстоьзые и рентгеновские сигналы чсрез кмщые 33 тысячных доли секунды. Э-ю очепь высокая частота даже для пульсара, но опа постепенно понижается. Те пульсары, которые вращаются гораздо медлейнее, намного старше пульсара Крабовидной туманности.
НАИМЕНОВАНИЕ СВЕРХНОВЫХ
Хотя совремепные астрономы пе были свидетелями сиерхновой в наи~ей Гыактикс, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие - сверхновую в 1987 г. в Болыиом Магеллановом облаке, ближней галактике, видимой в южном иолу~парий. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Свсрхновьте именуюгся гопом открытия, за которым следует заглавная латинская буква в алфавитиом порядке, соответетвенно последоватеньности находок, БХ это сокран~епие от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуют обозначения АА, ВВ и т.д.)
Для подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://goldref.ru/