Звёзды

Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название «ассоциации». Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Таким образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды. 

Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и «сверхмолодые» звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения от строгой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды. 

Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде с важнейшим процессом образования звезд из «диффузной» сравнительно разряженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют для предположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мере с сороковых годов нашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно (то есть буквально «на наших глазах») образовываться из какой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году было установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах звезд термоядерный синтез.

Межзвездный газ

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа. 

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана.

Для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности. 

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1. В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение. 

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Подчеркиваю слово «реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина. 

Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь несколько случаев появления сверхновых. Первая - это, конечно, Крабовидная туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572г.., и третья - Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г. Недавно стало известно о сверхновой в созвездии Волка. Астрономы вычислили, что каждая звёздная система, галактика, в среднем раз в сто-триста лет рождает сверхновую. В настоящее время астрономами открыто около 150 сверхновых.

Только три из них оказались в нашей Галактике, хотя существует много объектов, такие, как Петля в Лебеде и Кассиопея А, которые, как предполагают, могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути. Точное время взрыва для Петли в Лебеде почти невозможно установить, но полагают, что если это действительно остатки взрыва сверхновой, то Петля в Лебеде начала своё расширение около 60 тысяч лет назад. Кассиопея А - самая молодая сверхновая на небе, так как её расширение началось примерно в 1700г.

Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.

Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.

Около семи тысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической проблемой - её физическая целостность оказалась под угрозой. Когда была пройдена граница устойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.

Шесть тысяч лет мчался по космическим просторам свет от этой звезды из созвездия Тельца и достиг наконец Земли. Это случилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца.

Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды.

Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд. Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам.

В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В остальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Форма кривой лучевых скоростей определяется только двумя параметрами: эксцентриситетом орбиты е и долготой периастра w.

Таким образом, комбинацию этих двух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известна кривая лучевых скоростей.

Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска.

Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики. 

Астрономы располагают все звезды на особой диаграмме, называемой Цвет-Светимость. По оси абсцисс этой диаграммы откладывается температура звезд (по ряду исторических причин, в нуле абсцисс располагаются самые высокие температуры, дальше вдоль оси они уменьшаются).

Мы видели, что цвет звезд и их температура - это почти одно и то же, поэтому на оси абсцисс иногда еще изображают обыкновенную полосу спектра - от голубого до красного. По оси ординат откладывается светимость. Именно поэтому такая диаграмма и называется Цвет-Светимость (иногда - Спектр-Светимость). Давайте посмотрим, как будут располагаться те звезды, о которых мы до сих пор говорили, на этой диаграмме (а мы говорили о нормальных звездах, источником энергии которых является синтез гелия из водорода).

Затменными переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей - спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь b Персея) и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменных переменных звезд меняется периодически.

Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственных наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений, выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбиты всегда оказываются эллипсами. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики - спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.

Вопрос о происхождении Вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует человека. Но только в XX веке, после обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции Вселенной стал понемногу проясняться. Последние научные данные позволили сделать вывод, что наша Вселенная родилась 15 миллиардов лет назад в результате Большого взрыва. Но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до Большого взрыва, по-прежнему оставалось загадкой. Созданная в конце XX века инфляционная теория появления нашего мира позволила существенно продвинуться в разрешении этих вопросов, и общая картина первых мгновений Вселенной сегодня уже неплохо прорисована, хотя многие проблемы еще ждут своего часа. 

Ученые из Оксфордского университета и обсерватории Gemini обнаружили, что химический состав галактик, расположенных в центре больших галактических скоплений, изменяется со временем, сообщает USAToday.

Ранее считалось, что эти галактики, образовавшиеся на ранней стадии развития Вселенной, подвержены так называемой «пассивной эволюции», т. е. стареют, не подвергаясь каким-либо структурным изменениям. Если бы это было верно, то количество легких элементов, содержащихся в центральных галактиках, не изменилось бы со времени их формирования.