Большинство астероидов быстро вращается, с периодом в несколько часов. У некоторых периоды вращения измеряются неделями, причиной чему, вероятно, стало редкое сочетание взаимных ударов.

Галактиками называются гигантские (до~1013 звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их называют ещё внегалактическими туманностями, т. к. при визуальном наблюдении в телескоп они выглядят туманными пятнышками, как и обычные газовые туманности. Сведения о галактиках приводятся в специальных астрономических каталогах

Формы галактик чрезвычайно разнообразны. Однако большинство галактик относят к нескольким основным типам, руководствуясь их наиболее характерными внешними признаками, а более мелкие различия галактик помогают подразделить эти типы на отдельные подтипы. Классифицировать галактики по морфологическим особенностям предложил Хаббл. Около 25% изученных галактик имеет круглую или эллиптическую форму, поэтому их называют эллиптическими галактиками (в классификации этот тип обозначают символом Е). Это наиболее простые по структуре, звёздному составу и характеру внутренних движений системы.

В них не обнаружено звёзд высокой светимости (сверхгигантов), самые яркие звёзды в эллиптических галактиках - красные гиганты. Поверхностная яркость этих систем плавно убывает примерно обратно пропорционально квадрату расстояния от ядра, постепенно сливаясь без скачков с окружающим фоном неба. Расширение линий в спектрах эллиптических галактик указывает на то, что звёзды в них движутся в самых произвольных направлениях с высокими скоростями (200 км/с). В этих условиях распределение звёзд во всех радиальных направлениях от центра симметрии должно быть почти равновероятным, что и объясняет близкую к сфероидальной форму таких звёздных систем. Эллиптические туманности в зависимости от степени видимого сжатия подразделены на восемь подтипов: от сферических систем Е0 до чечевицеобразных Е7 (цифра указывает степень сжатия).

Другой, самый распространённый тип галактик (их около 50%) отличается большим разнообразием структуры. Эти звёздные системы имеют два или более клочковатых спиральных рукава, образующих плоский "диск. В центральной области галактик расположено сфероидальное вздутие (балдж), в котором находится ядро галактики. Такие галактики называют спиральными и обозначают символом S. Спиральные рукава, как правило, богаты яркими газовыми туманностями, окружающими горячие звёзды-сверхгиганты, а также облаками тёмной газово-пылевой материи. Примерно у половины спиральных галактик рукава начинаются сразу от ядра (это нормальные спиральные галактики), у остальных галактик через ядро проходит яркая перемычка (бар), идущая далеко за пределы ядра (пересечённые спиральные галактики). От концов перемычки и начинают закручиваться спиральные рукава.

И нормальные (S), и пересечённые (SB) спиральные галактики подразделяются ещё на подтипы Sa, Sab, Sb, Sc, SBa и т. д. по относительным размерам ядра и диска (размеры ядра убывают от Sa к Sc). Некоторые из спиральных систем видны в профиль как толстое (в случае Sa) или тонкое веретено, обычно пересечённое полосой тёмного вещества, поглощающего свет.

Наша Галактика, как известно, также является спиральной, вероятнее всего типа Sb. По-видимому, спиральные галактики окружены сфероидальной звёздной короной, в которой содержится значительная часть массы галактик.

Если проследить изменение форм эллиптических галактик от сферической до чечевицеобразной и форм спиральных галактик от Sa ко всё более сплюснутой системе Sc, то напрашивается вывод о существовании ещё одного типа галактик, промежуточного между этими основными. На рис. 2 приведена одна из морфологических классификаций галактик - так называемый камертон Хаббла.

Рис. 2. Схема классификации галактик (по Э. Хабблу).

Гипотетический тип получил в этой схеме символ S0; он был сначала предсказан, а затем найден. В галактиках этого типа (их около 20% от общего числа встречающихся вблизи нашей Галактики), в отличие от эллиптических систем, яркость от центра к краю падает ступеньками. В такой системе различают ядро, "линзу" и слабый "ореол". Эти галактики называют линзообразными. В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных рукавов, перемычки и наружное светлое кольцо. Сочетание этих деталей придаёт системам иногда совершенно необычный вид.

Остающиеся 5% галактик не удаётся отнести ни к одному из перечисленных типов, они образуют тип неправильных галактик (символ Ir). У таких галактик часто отсутствует симметрия формы. По меткому замечанию амер. астронома В. Бааде, этот тип явился "мусорной корзиной" для галактик, не поддающихся классификации. Действительно, в этом типе чисто условно объединено нескольких. разных по характеру классов галактик. Наиболее распространены неправильные галактики типа Магеллановых Облаков, названные так по имени ближайших к нам звёздных систем, видимых невооружённым глазом в южном полушарии. В сущности, эти звёздные системы - предельный случай спиральных галактик, когда они чрезвычайно плоски и в них совершенно отсутствует центральное ядро, хотя и есть следы спиральной структуры, свидетельствующей об осевом вращении систем. Другой класс неправильных галактик очень странен: по цвету и плавному изменению яркости к краям они сходны с эллиптическими, а по спектру - со спиральными системами. Однако в них нет типичных для спиральных систем звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. Примером таких звёздных систем является М82 - неправильная галактика, в центральной части которой обнаружены облака газа, движущиеся со скоростями более тысячи км/с во все стороны. К неправильным галактикам относятся также пекулярные, каждая из которых имеет совершенно уникальную форму. Среди них в специальный класс выделены так называемые взаимодействующие галактики. Это обычно двойные галактики, между которыми наблюдаются перемычки, хвосты или мостики светлой и тёмной материи и т. д. Все эти особенности считают признаками взаимного влияния близко расположенных галактик.

Форма и структура галактик неразрывно связаны с их основными физическими характеристиками: размером, массой, светимостью. При равных расстояниях до галактик их видимые размеры, а также массы возрастают по мере перехода от менее ярких галактик к более ярким. Видимую яркость (блеск) галактик принято выражать в фотографических звёздных величинах, определяемых фотометрированием их изображении на снимках. Если галактика превосходит другую однотипную галактику по абсолютной звездной величине на единицу, то их диаметры соответственно будут различаться в полтора раза, а массы - в два (для спиральных) или в три раза (для эллиптических галактик).

Массы галактик принято выражать числом солнечных масс (масса Солнца mc=1033). Определить массу звёздной системы можно несколькими способами. Наиболее точный способ заключается в наблюдении скоростей вращения периферийных, промежуточных и центральных частей спиральных галактик. Спиральные галактики. вращаются вокруг своей оси не как твёрдый однородный по массе диск, а дифференциально - по закону, который зависит от распределения массы.

По мощности излучения галактики можно подразделить на несколько классов светимости. Самый широкий диапазон светимостей наблюдается у эллиптических галактик. В центральных областях некоторых скоплений галактик обнаружены так называемые cD-галактики, являющиеся рекордными по светимости.

Большинство галактик входят в группировки, насчитывающие от нескольких ярких членов (группы галактик) и до сотен и тысяч членов (скопления галактик). Яркие одиночные галактики редки - их не более 10% от общего числа галактик.

Наиболее исследована Местная группа галактик, в которой самыми яркими и массивными является наша Галактика и туманность Андромеды. Каждая из них имеет по богатому семейству.

В Семейство нашей Галактики входят 14 карликовых эллиптических галактик, несколько внегалактических шаровых скоплений и неправильные галактики, среди которых крупнейшие - Магеллановы Облака.

Скопления галактик состоят, как правило, из эллиптических и линзообразных галактик, число спиральных галактик в них очень мало. Всего пока выявлено около 50 сверхскоплений, которые слагаются из десятков отдельных крупных скоплении галактик, но наряду с ними существуют и просто скопления галактик, не входящие в коллективы более высокого ранга.

Наша галактическая система -- рядовая звездная система. На небе в ясную безлунную ночь хорошо видна яркая белесоватая полоса -- Млечный Путь.

Галактика -- это гигантская звездная система, состоящая почти из 200 млрд звезд, и Солнце -- одна из них. Вообще галактики -- огромные вращающиеся звездные системы. Они различаются и по внешнему виду, и по характеристикам. Помимо звезд, в галактики входит межзвездное вещество: газ, пыль, частицы космических лучей. Считают, что некоторые галактики по ряду свойств и по внешнему виду похожи на нашу Галактику, называемую Млечный Путь. Из их фотографий можно заключить, что это достаточно тонкий диск с утолщением в центре. В этом месте Галактика простирается на область с радиусом в 25 кпк и толщиной около 2 кпк, на расстоянии в 10 кпк от центра находится Солнечная система. Она движется вокруг центра Галактики почти по окружности со скоростью 240 км/с.

Орбита Солнца лежит в плоскости Галактики, один оборот длится 240 млн лет. Maccа центральной части Галактики порядка 3•1041кг. Предполагают, что большая масса рассредоточена на периферии Галактики, в области радиусом около 100 кпк. Многие звезды образуют группы -- скопления. Эволюционные процессы связаны с такими характеристиками звезд, как возраст, химический состав, характеристики движений и пространственное расположение.

Возраст звезд находится в достаточно большом диапазоне значений: от сотен тысяч лет (возраст самых молодых звезд) до 15 млрд лет (возраст Вселенной). Есть звезды, образующиеся на наших глазах и находящиеся в протозвездной стадии.

Все звезды, по терминологии Бааде, предложенной в 1944 г., принято называть звездным населением. В плоскости Галактики расположены звезды молодые и среднего возраста население I, или диска (звезды Главной последовательности спектральных классов О и В самые молодые и горячие, G, К, М -- карлики). Это рассеянные звездные скопления, горячие звезды - гиганты и сверхгиганты, сверхновые звезды, долгопериодические цефеиды, молекулярные облака, светлые и темные туманности. Возраст их порядка 107-108 лет, они недавно образовались из межзвездного газа, поэтому находятся в плоскости вблизи него. Сейчас межзвездного газа по массе немного - около 5 % общей массы, и он сконцентрирован в спиральных рукавах. Наше Солнце находится посередине между двумя спиральными рукавами (см. рис. 4). Самые старые составляют население II, или гало (шаровые скопления, содержащие до 1 млн звезд; рассеянные скопления, содержащие лишь 100-1000 звезд; ( субкарлики II переменные типа RR Лиры); к старым относятся красные карлики, красные гиганты и цефеиды. Их возраст порядка 1010 лет.

Старые объекты находятся ближе к центру Галактики.

а б

Рис. 4. Положение Солнечной системы в Галактике (отмечено крестиком): а -- вид сверху; б -- вид сбоку.

Промежуточную по возрасту группу занимают звезды, заполняющие диск Галактики толщиной около 1кпк. Это новые звезды, планетарные туманности, яркие красные гиганты, расположенные в ядре Галактики.

Сравнительно молодые звезды верхней части Главной последовательности входят обычно в состав рассеянных скоплений. Непосредственному наблюдению доступны около 1 000 таких скоплений, и все они принадлежат диску. Кроме рассеянных скоплений, в Галактике более 100 шаровых скоплений. Они получили такое наименование потому, что в центре скопления блеск близко расположенных звезд сливается в яркий фон. Ближайшее шаровое скопление можно видеть в созвездии Центавра даже невооруженным глазом в виде размытого пятна. Шаровые скопления очень устойчивы, они образуют сферическую подсистему. В них много бело-голубых звезд и мало красных гигантов. Многие из шаровых скоплений являются источниками мощного рентгеновского излучения. Это объясняют аккрецией (падением) межзвездного газа на черные дыры, находящиеся, по мнению некоторых ученых, в центре шаровых скоплений.

Межзвездный газ относят к населению диска, поскольку по своему химическому составу, расположению и характеру движения он ближе всего к молодым звездам. В спектрах были открыты линии межзвездного натрия, калия, железа, титана и водорода (по косвенным данным, например, потому, что водород образует вместе с атомом углерода молекулу СН). Измерения взаимных положений компонентов в спектрах позволили составить схемы обращения облаков вокруг центра Галактики. В 1951г. советские астрономы Г.А.Шайн и В.Ф.Газе при фотографировании неба сквозь светофильтры, выделяющие отдельные эмиссионные линии водородной серии Бальмера, открыли более 200 туманностей, которых не видно на обычных фотографиях. Сейчас установлено, что средняя плотность водорода в межзвездной среде порядка 0,1 частицы в 1 см3, тогда как в плотных облаках - до нескольких тысяч. Соотношение водорода и гелия в межзвездной среде оценивается как 9:1. В спиральных рукавах плотность водорода примерно на порядок выше, чем между рукавами.

Межзвездная среда ослабляет свет звезд примерно на 0,6 звездной величины на 1пк, как доказал в 1847г. русский астроном В.Я.Струве, а советский ученый П.П.Паренаго вывел формулу учета этого ослабления. Межзвездная среда похожа на пыль, концентрация которой в 100 раз меньше газовой. Ее частицы напоминают ледяные загрязненные кристаллики с Т?17К. Газопылевые облака поглощают свет далеких звезд, при этом их поглощательная способность пропорциональна 1/?. Например, ядро Галактики удается наблюдать только в инфракрасном и радиодиапазонах. В центре Галактики обнаружен мощный источник радиоизлучения Стрелец А. В нем предполагают наличие массивной черной дыры, окруженной газовым диском диаметром около 1 млрд км. Из ядра, линейные размеры которого оценивают в 4 тыс. св. лет, с огромными скоростями (до 600 км/с) выбрасываются сгустки вещества, масса которых за год оценивается в массу Солнца. В основном облака концентрируются вблизи галактической плоскости. Туманности скрывают тайны строения нашей Галактики.

Ядро Галактики изучено плохо, поскольку центральная область почти недоступна для наблюдений из-за сильного поглощения в межзвездной среде. Наблюдения в разных областях спектра позволили установить размер ядра примерно в несколько килопарсек. Плотность звезд достигает 107 звезд/пк3, тогда как вблизи Солнца -- 0,1 звезд/пк3. В центре Галактики находится источник нетеплового излучения (Стрелец А); вероятно, очень быстрые электроны, которые возникают при вспышках сверхновых звезд или пульсаров, ускоряются в магнитных полях. Мощное излучение от ядра существует в радиодиапазоне и в инфракрасной области. Есть предположения, что это массивное быстро вращающееся плазменное тело -- «магнетоид» или черная дыра.

Движения старых и молодых звезд в Галактике имеют различия. У старых -- большие эксцентриситеты орбит, а молодые движутся почти по окружностям. Получаются две подсистемы: молодые звезды быстро вращаются внутри почти неподвижной системы более старых звезд. Оказалось, старое население Галактики более или менее равномерно занимает почти сферический объем, концентрируясь ближе к центру, а молодое -- концентрируется в диске, толщина которого в десятки раз меньше радиуса. Поэтому на больших расстояниях от центра преобладает излучение звезд диска, а вблизи центра -- излучение сферической подсистемы. Возникает некое утолщение диска в его центре. Советский ученый Б.В. Кукаркин выделил в Галактике три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую, различающиеся по степени сосредоточенности звезд. Он показал, что звезды с одинаковыми физическими характеристиками одинаково распределены в пространстве. Вблизи Солнца пространственные скорости звезд различны по величине и направлению и составляют относительно Солнца 20-30 км/с.

Обнаруживается и вращение вокруг центра Галактики. Участвуя в общем движении Галактики, Солнце вместе со своей системой движется со скоростью 240 км/с и делает полный оборот вокруг центра за 240 млн лет. Этот промежуток времени называют галактическим годом. Направляя радиотелескоп в разные участки Млечного Пути, ученые изучили распределение водорода в пространстве облаков, линия водорода на ?=21см оказалась расщепленной на несколько отдельных компонентов. По водородным линиям установлены спиральные рукава, вдоль которых образуются молодые звезды.

Лучевые скорости звезд определяют по доплеровскому смещению спектральных линий. Сравнение фотографий звезд, сделанных через достаточно большие интервалы времени, показывает наличие двух составляющих -- лучевой (по направлению к наблюдателю) и тангенциальной. Для представления о пространственной скорости необходимо знать обе составляющие. Если лучевую определяют по эффекту Доплера, то для расчета тангенциальной составляющей нужно знать и расстояние до звезды. Звезды гало и диска Галактики различны и по своим пространственным скоростям: у звезд гало скорости в 4-5 раз больше.

Отличия химического состава (различное содержание тяжелых элементов) звезд гало и диска позволили выстроить последовательность жизни звезд. Предполагается, что Галактика как система звезд образовалась примерно 13 млрд лет назад. На «дозвездной», или «до-галактической», стадии развития вещество Вселенной не содержало никаких элементов, кроме водорода (3/4) и гелия (1/4). Гравитационные силы сжимали облако, и возникли первые неоднородности, среди которых выделились области с большой плотностью и в которых начался процесс звездообразования. Возникли и первые скопления звезд. Появились шаровые и рассеянные скопления, в них сформировалось некоторое количество звезд классов О и В. Они «сгорели» за 1 млрд лет, закончив свою эволюцию вспышкой сверхновой.

Более тяжелыми элементами обогатили межзвездную среду оболочки взрывающихся звезд. Первые поколения звезд содержат элементы более тяжелые, условно их называют металлами.

Появление тяжелых элементов говорит о том, что, прежде чем попасть в эти звезды, первичное вещество подверглось каким-то ядерным превращениям и обогатилось тяжелыми элементами. Большинство звезд имеют малую массу, которой недостаточно для выработки тяжелых металлов путем термоядерных реакций. Такие звезды, как наше Солнце, способны только превращать водород в гелий, поэтому их химический состав не меняется и соответствует тем химическим элементам, из которых они образовывались.

Совокупность галактик всех типов, квазаров, межгалактической среды образует Метагалактику - доступную наблюдениям часть Вселенной. Метагалактика, как и составляющие её системы, имеет специфические свойства, особенности структуры и следует собственным закономерностям развития. Красное смещение отражает, по сути дела, одно из важнейших свойств Метагалактики. Смещение линий в спектрах галактик в сторону длинных волн связано с увеличением размеров Метагалактики - "разлётом" скоплений галактик. Попытки иначе объяснить красное смещение не удались. Более того, всё новые и новые факты наблюдений, например, открытие реликтового излучения, получают своё естественное объяснение только при подобном толковании красного смещения.

Из явления расширения Метагалактики вытекает, в частности, что раньше расстояния между галактиками и скоплениями галактик были меньше. А если учесть, что сами галактики в ранние эпохи развития были протяжёнными и разреженными газовыми облаками, то когда-то, миллиарды лет назад, границы этих облаков смыкались, т.е. все они выделялись из первоначально почти однородной газовой среды, находящейся в состоянии быстрого расширения.

Другое важное свойство Метагалактики - закономерность распределения в ней вещества. В галактиках сейчас основная масса вещества сосредоточена в звёздах, и только несколько процентов вещества, главным образом в спиральных и неправильных галактиках, приходится на межзвёздную среду (газ и пыль).

Некоторая часть материи Метагалактики находится в форме излучения и элементарных частиц. Плотность "лучистой" материи составляет менее 10-3 от плотности вещества, но плотность, обусловленная элементарными частицами (главным образом нейтрино, если они обладают массой покоя), может оказаться достаточно большой и довести плотность материи во Вселенной до критического значения ~10-29г/см3. По мере перехода от галактик к системам галактик всё более высоких степеней организации (группы, скопления, сверхскопления) массы вещества в одинаковых объёмах, намного превышающих размеры сверхскоплений, получаются сравнимыми, а средняя плотность вещества оказывается одного порядка. С гораздо большей точностью однородность Вселенной доказывается по наблюдениям реликтового излучения, интенсивность которого одинакова по всем направлениям.

Равномерное распределение материи в масштабах Метагалактики определяет одинаковость свойств материи и пространства во всех частях Метагалактики (однородность) и одинаковость их во всех направлениях (изотропия). Эти важные свойства Метагалактики характерны, по-видимому, для современного состояния Метагалактики, однако в прошлом, в самом начале расширения, анизотропия и неоднородность материи и пространства могли существовать. Поиски следов анизотропии и неоднородности Метагалактики в прошлом представляют собой сложную и актуальную задачу внегалактической астрономии, к решению которой астрономы еще только подходят.

Звезды - космические тела, состоящие из сильно ионизированного газа, в которых

- вся энергия, высвобождаемая при термоядерных реакциях, излучается через звездную атмосферу в космос ( в недрах звезд t=10млн градусов);

- давление газа внутри звезды уравновешивает вес ее внешних слоев.

Классификация звезд основывается на таких характеристиках звезд, как масса, светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой), радиус и температура поверхностных слоев.

Температура звезды определяет цвет звезды, т. е. ее спектральные характеристики. Температуру нагретого тела оценивают по зависимости интенсивности излучения от длины волны. Чем выше температура излучающего тела, тем дальше в область коротких волн сдвигается максимум интенсивности излучения. Этот факт сформулирован в законе Вина: длина волны, соответствующая максимуму энергии, излучаемой абсолютно черным телом, обратно пропорциональна его температуре.

Если температура поверхностных слоев звезды (как и любого нагретого тела) 3000-4000 К, то ее цвет красноватый, при температуре 6000-7000 К -- желтоватый. Очень горячие звезды имеют белый и голубоватый цвета (10 000-12 000 К). Подавляющее большинство звезд имеют температуру около 3500 К.

Самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие - красным.

Таким образом, измерение зависимости интенсивности излучения от его длины волны позволяет оценить температуру поверхности звезды.

Светимость звезды (количество энергии, испускаемое звездой в единицу времени) определяют с использованием так называемой «величины» звезды (звездной величины). По определению, две звезды, отличающиеся по наблюдаемой светимости (блеску) в 100 раз, будут отличаться друг от друга на 5 видимых звездных величин. Нетрудно подсчитать, что блеск звезды нулевой и 20-й звездной величин будет отличаться в 100 миллионов раз.

Шкала видимых звездных величин, доступных для наблюдения современными оптическими приборами, заключена от -26,7 для Солнца(самой яркой звезды нашего неба) до +24 для самой слабой из видимых звезд. Два фактора обусловливают этот огромный диапазон звездных величин: диапазон присущих звездам значений светимости и разнообразие их расстояний от Земли.

Солнце гораздо ярче других звезд. Однако это совсем не значит, что его светимость самая большая. Оно просто близко. Для корректного сравнения светимостей необходимо исключить фактор расстояния. В связи с этим введено понятие абсолютной звездной величины как видимой звездной величины, которую звезда имела бы, находясь на расстоянии 10 пс от Солнца. Именно эта характеристика и будет определять светимость звезды. Абсолютная звездная величина Солнца +5.

Так как расстояния до Солнца и Проксимы Центавра меньше 10 пс, то их абсолютные звездные величины меньше видимых звездных величин. Для остальных звезд -- абсолютные звездные величины больше видимых звездных величин.

Возникает вопрос: почему так важно уметь сопоставлять характеристики звезд, учитывать поправки на расстояние и другие причины (например, межзвездное поглощение), о которых мы не говорим? Только в этом случае мы можем получать объективную информацию о звезде, и имеем возможность сопоставления поведения разных звезд на разных этапах эволюции.

Измерив, расстояние до звезды (используя для достаточно близких звезд метод параллакса) и видимую звездную величину, мы получаем абсолютную звездную величину звезды, являющуюся мерой ее светимости. По измерениям зависимости интенсивности излучения звезды от длины волны можно установить ее температуру. Известно, что энергия, излучаемая единицей площади поверхности нагретого тела, пропорциональна четвертой степени температуры Т тела (закон Стефана-Больцмана):

Q = ?Т4 (1)

Полная энергия, испускаемая звездой (светимость), будет определяться радиусом звезды R:

L = 4n?R2T4 (2), ? -- постоянная величина.

Отсюда мы можем оценить радиус звезды, абсолютная звездная величина и температура которой известны. Для этого надо использовать соотношения (1 ) и (2) для Солнца (абсолютная звездная величина +5, радиус 700 000 км, температура 6000 К) и составить пропорцию.

Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие Землю («белые карлики»). Нейтронные звезды имеют радиусы в несколько десятков километров. Существуют огромные «пузыри» -- сверхгиганты, внутри которых может поместиться орбита Марса (тысячи радиусов Солнца).

Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше массы Солнца в 10 раз. Типичные значения масс звезд лежат в диапазоне 0,03-60 масс Солнца. Плотность Солнца 1,4 г/см3, плотность «пузырей» -- в миллионы раз меньше. Плотность «белых карликов» и нейтронных звезд -- до 1012 г/см3.

По массе их можно разделить на 4 группы в сравнения с массой Солнца: 1) до 1,4 массы Солнца, их эволюция аналогична нашему Солнцу; 2) 1,4-2,5 массы Солнца; 3) 2,5-25 массы Солнца и 3) 25-75 массы Солнца.

При возрастании температуры меняется не только длина волны, которой соответствует максимум излучения, но и проявляется влияние внешних оболочек звезды на ее спектр. Возможна классификация звезд по особенностям их спектров излучения. Спектральная классификация содержит семь классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М -- от самых горячих звезд к самым холодным. (Мнемонические правила: Один Великий Англичанин Финики Жевал Как Морковь; О, Be A Fine Girl, Kiss Me.) Каждый класс разбивается на 10 подклассов -- ВО, В1, В2 ... В9.

Солнце -- звезда класса G2

Внешние оболочки звезды, как правило, представляют собой сильно ионизированные водород и гелий, плазму с одинаковым числом положительно и отрицательно заряженных частиц. Тяжелые элементы, также в ионизированном состоянии, присутствуют в виде незначительных «добавок». Заметим, что возможна ситуация, когда атомы полностью потеряют электроны. В этом случае отдельно существуют ядра и электроны, понятие химического элемента исчезает.

Химический состав звезды определяют по ее спектру излучения. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 000 атомов водорода приходится 1000 атомов углерода, пять атомов кислорода, два атома азота, один атом углерода, 0,3 атома железа. Содержание других элементов еще ниже. В то же время необходимо отметить, что тяжелые элементы, занимая во Вселенной весьма скромное место, определяют характер эволюции звезд. Кроме того, вопрос возникновения жизни на Земле, существования жизни во Вселенной прямо связан с эволюцией химических элементов, их происхождением.

Класс А включает так называемые водородные звезды со спектрами излучения, характерными для водорода. Типичная звезда этой группы -- Сириус. Класс F включает звезды, в спектрах которых особо выделяются спектральные линии кальция и водорода. К классу G относятся звезды, в спектрах которых, кроме спектральных линий кальция и водорода, видны спектральные линии многих металлов, особенно железа. Солнце принадлежит к этой группе, поэтому звезды такого типа часто называют звездами солнечного типа. Звезды класса К имеют в спектрах интенсивные линии кальция и линии, указывающие на присутствие других металлов. В класс М входят звезды, спектры которых содержат полосы, характерные для окислов металлов, особенно окиси титана. Максимум излучения сдвинут в красную область спектра. Типичный представитель -- звезда Бетельгейзе (созвездие Ориона).

Важную роль в поведении звезд играют магнитные поля. В пятнах на Солнце магнитное поле достигает 4000 Э. Это поле, которое можно получить на Земле с помощью относительно сильного электромагнита. Напряженность магнитных полей отдельных звезд достигает 10 000 Э.

Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос, существует ли какая либо связь между ними? Можно ли систематизировать существующие данные о миллионах наблюдаемых звезд?

Рассчитанные по данным наблюдений светимость, температура и радиус звезды связаны друг с другом. При помощи уравнений (1) и (2) по двум из этих параметров можно рассчитать третий. Звезды, как мы видим, чрезвычайно разнообразны. Звезды с наибольшими светимостями в миллион раз ярче Солнца. Звезды, имеющие самые слабые светимости, -- примерно в миллион раз слабее Солнца. Поверхностные температуры самых горячих звезд -- сотни тысяч Кельвинов, самых холодных -- около 1000 К. Различны и радиусы звезд.

Можно было бы ожидать, что во Вселенной, содержа щей миллионы и миллионы звезд, представлены любые возможные сочетания этих параметров. Это предположение можно проверить, выбрав любые два параметра для большого количества звезд и построив диаграмму, связывающую их.

В 1905 г. Э. Герцшпрунг и Г. Рессел независимо друг от друга заметили, что голубые (горячие) звезды малой светимости встречаются очень редко, а красные звезды образуют две группы. В 1911 г. Герцшпрунг, а в 1913г. -- Рессел начали строить диаграммы, связывающие светимость звезд со спектральным классом.

Сегодня диаграмма, на которую нанесены большинство известных звезд (измерять температуры и определять спектральные классы совсем слабых звезд практически невозможно), носит название диаграммы Герцшпрунга-Рессела (рис.5).

Звезды лежат на этой диаграмме не случайным образом, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая «главная последовательность». В верхнем правом углу -- довольно беспорядочная группировка звезд. Их спектральные классы -- G, К, М. Это яркие звезды с абсолютными звездными величинами от +2 до -6 -- «красные гиганты». В левой нижней части диаграммы -- небольшое количество звезд. Их абсолютные величины +10 и больше, а спектральные классы от В до F. Т. е. это горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверхностной температуре может быть только тогда, когда радиус звезды мал. В этой части диаграммы находятся маленькие горячие звезды -- «белые карлики».

Рис 5. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела.

Для того чтобы получить представление об относительном количестве звезд разных последовательностей, можно построить диаграмму Герцшпрунга - Рессела для близких окрестностей Солнца.

В объеме радиусом 5 пс подавляющее количество звезд слабее и холоднее Солнца. Это -- «красные карлики». Только три звезды излучают сильнее Солнца -- Сириус, Альтаир и Процион. Зато на рисунке пять «белых карликов». Это является свидетельством того, что во Вселенной их количество достаточно велико. Оценки показывают, что «белых карликов» в нашей звездной системе (Галактике) по крайней мере несколько миллиардов (полное количество звезд в нашей Галактике около 150 миллиардов). Совершенно ясно, что наблюдать звезды-гиганты с высокой светимостью проще -- их видно с больших расстояний. Значительно более многочисленные карлики наблюдать значительно сложнее.

Существование главной последовательности, на которую попадает, по крайней мере, 95% всех звезд (в том числе и Солнце), является аргументом в пользу предположения, что большинство звезд подчиняется одним и тем же законам, имеет близкий химический состав, проходит одинаковые этапы в своем развитии.

Эволюция звезд

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли, когда на Земле уже был человек.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. Откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимое для поддержания излучения Солнца на уровне, близком сегодняшнему, в течение нескольких миллиардов лет?

Возраст Солнца около 5 млрд лет. Ежесекундно оно излучает энергию более 1026 Дж. Тогда за это время оно потеряло посредством излучения более 1043 Дж. Пусть первоначально Солнце состояло только из водорода, полностью превращающегося в результате термоядерной реакции в гелий. Тогда выделившееся количество энергии составит около 1045 Дж. Это в сто раз больше энергии, испущенной Солнцем за время своего существования. То есть для поддержания излучения на наблюдаемом уровне Солнце «израсходовало» не более 10% своей массы.

Рассмотрим модель эволюции звезды. Если опираться на модель Большого Взрыва, около 14 млрд лет назад началось образование расширяющейся Вселенной из какого-то начального, неизвестного нам, «сингулярного» (от лат. singularis -- отдельный, особый) состояния бесконечной или очень большой плотности. Мы можем ожидать, что в простейшем случае расширение происходит пространственно однородно, то есть вещество после Большого Взрыва разлетается во все стороны, и плотность его на заданном расстоянии от точки взрыва одинакова во всех направлениях, нет оснований для возникновения каких-либо неоднородностей в его распределении в пространстве. (При этом вспомним, что мы не знаем, по какому сценарию развивается Вселенная, и модель Большого взрыва является одной из наиболее вероятных с точки зрения сегодняшних представлений.)

Это хорошо подтверждается наблюдениями: вещество «разбегается» от нашей Галактики (что вовсе не значит, что Галактика находится в центре Вселенной, просто именно здесь находится человек, исследующий Вселенную) со скоростью, монотонно возрастающей при увеличении расстояния, а реликтовое излучение имеет одну и ту же энергию (температуру) -- 3К в любой точке небесной сферы.

Но если бы расширение Вселенной происходило абсолютно однородно в пространстве, то вещество не могло бы конденсироваться (слипаться) под действием гравитационных сил и Вселенная представляла бы собой газ из атомов и элементарных частиц, становящийся все более и более разреженным в процессе расширения Вселенной. Не было бы ни звезд, ни галактик, ни планет. Вспомним, что средняя плотность вещества Вселенной 1021г/см:3. Единственными силами, приводящими к образованию неоднородностей в распределении вещества во Вселенной, являются гравитационные силы.

Таким образом, мы вынуждены признать, что современная структура Вселенной связана с неоднородностями, возникшими на ранних стадиях расширения. Уже тогда существовали слабые разрежения и сжатия вещества, разбросанные по пространству. Изменения средней плотности должны быть заметными (в современную эпоху мы можем выделить звезды, галактики, скопления галактик), но не слишком большими (если рассматривать Вселенную в более крупных масштабах, то она достаточно однородна).

В современных моделях состояния Вселенной показано, что «выжили» лишь те флуктуации плотности, массы которых достигали 1016 масс Солнца. Именно из них в дальнейшем образовались гигантские газовые облака неправильной формы, похожие на блины (рис. 6). В областях пересечения «блинов» возникают зоны повышенной плотности, имеющие форму волокон.

Рис. 6. К образованию случайно распределенных в пространстве областей повышенной плотности

Если рассматривать смесь вещества и излучения в ранней Вселенной как идеальный газ, то следствия возмущений плотности очевидны. Любое случайное увеличение плотности вещества ведет к возрастанию гравитационных сил притяжения и дальнейшему сжатию к центру масс. Ограничить сжатие могут только силы внутреннего давления сжимаемого газа.

Таким образом, причиной формирования скоплений газа во Вселенной являются случайности (флуктуации) в распределении газа и действие сил взаимного гравитационного притяжения между отдельными молекулами газа. Иных причин, способных привести к концентрации вещества Вселенной, не существует.

Вероятная картина эволюции звезды такова. Вследствие случайного возрастания плотности из рассеянного во Вселенной вещества формируется богатое водородом газопылевое облако. Под влиянием сил гравитационного взаимодействия это облако уплотняется, образуя газовый шар. Заметим, что шар имеет наименьшую площадь поверхности при данном объеме. Поэтому образование шара из облака неопределенной формы энергетически выгодно. За счет гравитационных сил шар сжимается, плотность возрастает. Вещество теряет прозрачность, но остается газом. Но растет и давление внутри шара, противодействующее силам гравитации. При адиабатическом сжатии (отсутствует возможность обмена энергией с внешней средой; это тот же процесс, вследствие которого нагревается ручной насос при быстрой подкачке шины) температура шара (это уже протозвезда) увеличивается, часть энергии излучается в пространство. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела (рис. 5) эти объекты, имеющие низкую температуру поверхности, располагаются справа от главной последовательности. С точки зрения размеров среди таких объектов могут быть как «красные карлики», так и «красные гиганты» («красные» -- потому, что спектр их излучения сдвинут в красную сторону, что соответствует относительно низким температурам). Все зависит от исходной массы флуктуации.

В дальнейшем протозвезда под действием гравитационных сил продолжает сжиматься. Ее размеры уменьшаются, поверхностная температура растет. То есть протозвезда «приходит» на главную последовательность. В этот период температура и плотность недр звезды становятся достаточными для начала термоядерной реакции. Давление и температура внутри звезды возрастают, гравитационные силы и силы внутреннего давления становятся равными, газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию эволюции, протозвездам необходимо сравнительно немного времени. Все зависит от начальной массы. Если масса протозвезды больше массы Солнца, для этого нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше -- несколько сотен миллионов лет.

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда в течение значительного времени излучает, не меняя положения на диаграмме «спектр-светимость» (табл. 4). Ее излучение поддерживают термоядерные реакции в центральных областях, а размер -- противодействие гравитационных сил и сил внутреннего давления.

Таким образом, главная последовательность представляет собой такую область на диаграмме «спектр-светимость», где звезда может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям.

Масса звезды определяет место и время пребывания звезды на главной последовательности. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она достаточно быстро расходует запасы водорода. Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в десятки раз (горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на главной последовательности всего лишь несколько миллионов лет. В то же время звезды с массой, близкой к массе Солнца, находятся на главной последовательности несколько миллиардов лет -- в тысячи раз дольше.

Превращение, «выгорание» водорода в гелий при термоядерной реакции происходит в центральных областях звезды, в условиях высоких температур и давлений, в соответствии с уравнением:

4 1Н > 4Не + 2 v + 2 е+ + 26 МэВ.

При такой термоядерной реакции из 4 ядер водорода образуется одно ядро гелия, два нейтрино v и два позитрона е+. И, что самое важное для нас, выделяется энергия 26 МэВ (миллионов электрон-вольт). Среднее время реакции при температурах порядка 13 мил. К и плотности водорода 100г/см3 около 1010 лет (в центре Солнца), но есть вероятность слияния данных четырех ядер водорода -- величина, обратная этому времени -- ничтожно мала. Однако таких ядер огромное число, и в условиях центра звезды возможна эффективная реакция термоядерного синтеза указанного типа. В земных условиях в термоядерной бомбе, при разработке устройств управляемого термоядерного синтеза реализуются реакции синтеза других ядер (дейтерия, трития, их комбинаций с литием).

В наружных областях звезды водород не «выгорает» из-за низких значений температуры и давления. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он практически весь «выгорит». При этом процессе масса и радиус центральной области звезды уменьшаются, а звезда перемещается на диаграмме «спектр-светимость» вправо.

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее центральных областях «выгорит»? Температура в центральных областях уменьшается. Уменьшается и давление ионизированного газа, противодействующее силам гравитационного сжатия. Ясно, что звезда сжимается, давление в ее центре растет. При сжатии температура центральных областей увеличивается.

Значит, звезда представляет собой саморегулирующуюся систему. При этом в центральной области звезды будет уже не только водород, но и гелий (в который превратился водород при термоядерной реакции). Расчеты показывают, что термоядерная реакция будет протекать на периферии ядра, в области, достаточно насыщенной водородом. При этом размеры звезды и ее светимость начнут расти. Звезда сходит с главной последовательности, переходя в область «красных гигантов»: при сжатии ядра ее оболочка раздувается, и, несмотря на рост температуры, светимость звезды падает.

Солнце перейдет в разряд «красных гигантов» примерно через 8 миллиардов лет.

После того как вследствие термоядерной реакции температура ядра «красного гиганта» достигнет 100-150 миллионов кельвин, а его плотность будет достаточно велика, в ядре начнется новая термоядерная реакция:

3 4Не >12С + 2 ? + 7,3 МэВ (? - фотон).

После начала этой ядерной реакции звезда перемещается влево по диаграмме «спектр-светимость», растет температура, размер остается примерно постоянным. Далее возможны реакции:

12С + 4Не > 16О + ?,

16О + 4Не > 20Ne +?.

В этом состоит механизм нуклеосинтеза, образования тяжелых элементов из легких. Предпосылка формирования всех форм жизни!

Что произойдет, когда реакция «гелий-углерод» исчерпает себя, выгорит весь гелий, а также прекратится ядерная реакция «водород-гелий» в тонкой оболочке ядра?

Оказывается, что на этом этапе эволюции звезды с массами до 1,4 масс Солнца «сбрасывают» наружную разреженную оболочку. Через несколько десятков тысяч лет -- мгновение в космических масштабах -- оболочка рассеивается и остается небольшая очень горячая и плотная звезда. Медленно остывая, она превращается в «белого карлика» («белый» -- то есть очень горячий).

Белые карлики как бы «вызревают» в недрах «красных гигантов». «Белые карлики», в которых весь водород выгорел, и ядерные реакции прекратились, представляют собой, видимо, последний этап эволюции звезды. Постепенно остывая, они излучают все меньше и меньше энергии, светимость падает, гравитационные силы сжимают вещество. Белые карлики постепенно переходят в разряд «черных карликов» -- холодных звезд огромной плотности и небольшого размера (порядка земного при массе порядка солнечной). Этот процесс длится сотни миллионов лет. Так прекращает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни звезд, массы которых превышают солнечную, может быть иным.

Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции взрываются. В этих случаях говорят о вспышке «сверхновой». От «сверхновых» следует отличать обычные «новые» звезды.

Вспыхивают новые звезды достаточно часто -- в Галактике до 100 в год. Новые звезды -- это тесные двойные системы, и присутствие соседки мешает нормальной эволюции звезды, в частности -- переходу ее в стадию «красного гиганта». Возникающая неустойчивость ведет к периодически повторяющимся вспышкам. Светимость в этот период резко возрастает, но она в тысячи раз меньше, чем у сверхновых.

В отличие от вспышек новых звезд, вспышка сверхновой -- весьма редкое явление. В больших звездных системах, подобных нашей Галактике, вспышки сверхновых происходят в среднем раз в сто лет.

Известны описания вспышек сверхновых в Галактике. Так, по китайским хроникам, в июле 1054г. на небе появилась звезда, видимая даже днем. При этом по своему блеску она превосходила Венеру. Но через несколько месяцев исчезла. Уже в наше время было выяснено, что на месте этой звезды находится Крабовидная туманность.

В конце февраля 1987г. в одном из ближайших спутников Галактики -- Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая. В момент обнаружения вспышки блеск звезды был +4,5 звездной величины и постепенно возрастал. Это весьма близкая к нам сверхновая -- расстояние до нее 55 кпс, весьма близко по внегалактическим масштабам. Обнаруженная вспышка произошла всего за 180 000 лет до момента наблюдения. Впервые удалось не только зафиксировать явление взрыва, но и получить информацию о состоянии звезды до взрыва.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Единой точки зрения нет. Возможный вариант -- катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии гравитационных сил при резком сокращении размеров ядра.

Если звезды с массой меньше 1,4 массы Солнца могут преодолеть этап эволюции от протозвезды к «красному гиганту» и «белому карлику», то звезды, у которых масса составляет от 1,4 до 2,5 масс Солнца, не могут перейти в устойчивое состояние белого карлика. После сброса оболочки они катастрофически быстро сжимаются до размеров порядка 10 км. При этом скорость вращения должна резко возрастать (вспомните фигуриста, прижимающего руки к телу во время вращения!). Теоретические расчеты показывают, что такие звезды состоят из вещества плотностью до 1015г/см3. Это уже «плотно упакованные» нейтроны, образующие нейтронные звезды.

Первоначальная температура поверхности нейтронной звезды -- сотни миллионов градусов (до миллиарда). Однако звезда быстро остывает. Даже в случае высокой температуры поверхности нейтронная звезда является очень сложным объектом для наблюдения из-за малых размеров, и пытаться обнаружить нейтронные звезды по тепловому и электромагнитному излучению бесполезно.

В 1967г. на небе был обнаружен необычный объект, излучающий кратковременные радиоимпульсы с периодом 1,33с. Позже было обнаружено еще несколько таких источников. Это сразу привело к мысли о внеземных цивилизациях, данные о наблюдениях были засекречены, в течение полугода об этих наблюдениях никто не знал. Но достаточно быстро нашлось объяснение наблюдаемому явлению -- мощное импульсное радиоизлучение связано с быстрым вращением звездообразных объектов. Эти объекты получили название пульсара. Известен пульсар с периодом 0,033с. Так быстро вращаться может только очень маленький объект. Оказалось, что пульсар -- не что иное, как нейтронная звезда. При тщательных наблюдениях был обнаружен и еще один факт. Оказалось, что период вращения возрастает, то есть скорость пульсара уменьшается.

Если в ядре звезды «выгорел» весь водород, то давление газа в ядре не может уравновесить гравитационные силы при массе звезды, превышающей некоторый предел (по разным оценкам -- от 2,5 до 10 масс Солнца).

Что может произойти с такой звездой? Она начнет сжиматься с огромной скоростью, плотность вещества начнет резко расти. Через весьма короткое время (секунды!) звезда может превратиться в сверхплотную точку, будет раздавлена своей собственной массой -- гравитационный коллапс.

Возможно ли такое сжатие звезды?

Вспомним о так называемой второй космической скорости. Это скорость, которую должно иметь тело, чтобы покинуть поверхность планеты или звезды и выйти на параболическую траекторию. Для Земли вторая космическая скорость -- 11,18 км/с. Для Солнца -- 700 км/с. Если наше Солнце сожмется до радиуса 3 км, то вторая космическая скорость станет равной скорости света -- 300 000км/с. Тут вступают в действие законы общей теории относительности. Замедляется течение времени, из такого объекта не может выйти никаких излучений и частиц. То есть этот объект для внешнего мира будет заметен только по очень сильному гравитационному полю. Такой объект называют «гравитационной могилой» или «черной дырой».

Именно с черными дырами связаны гипотетические модели многосвязных Вселенных, гипотезы о том, что черные дыры -- входы в другие миры. Возможно, что ядро нашей Галактики -- черная дыра.

Есть ли способ обнаружения черной дыры? Ведь ее невозможно увидеть. Зато возможно, наблюдая за движением звезд, выявить (по «смещению» спектра излучения) направления и величины их скоростей. Сегодня известно несколько точек во Вселенной, к которым сходятся вектора скоростей окружающих звезд. Возможно, в этих точках находятся черные дыры.

Отметим, что одиночная звезда не может накопить массу, превышающую 100 солнечных масс. При таких массах звезды радиационное давление изнутри звезды приведет к взрыву. Непосредственными наблюдениями звезды с массами более 75 масс Солнца не обнаружены. Звезды с массами более чем 25 масс Солнца неустойчивы и теряют газ под действием радиационного давления или при взрывных процессах.

В 1963г. были обнаружены объекты еще одного типа, «квазары» (англ. quasar, quasi-stellar radiosourse, квазизвездный источник радиоизлучения). Эти объекты имеют звездообразный вид, являются источниками мощного радиоизлучения и удаляются от нашей Галактики со скоростями до 200 тыс. км/с. Они находятся на периферии Вселенной, дальше самых удаленных галактик. И то, что мы их видим, говорит о том, что их светимости превосходят светимости не просто звезд, а целых галактик. В то же время размеры квазаров в миллионы раз меньше размеров галактик. И если происхождение пульсаров было достаточно быстро понято, то природа квазаров до сегодняшнего дня неясна.