Звездное небо

Размещено на http://www.allbest.ru/

СОДЕРЖАНИЕ

Введение

Глава 1 Вспышки сверхновых в нашей Галактике

Глава 2 Туманности

2.1 Крабовидная туманность

2.2 Как отличить туманности - остатки вспышек сверхновых звезд - от обыкновенных туманностей

2.3 Туманность в созвездии Кассиопеи

2.4 Большая туманность в созвездии Ориона

Глава 3 Два типа сверхновых

Глава 4 Причина взрывов звезд

4.1 Эволюция звезд

4.2 Что происходит со звездой, пока идут ядерные реакции

4.3 Предельный размер. Катастрофа

4.4 Взрыв звезды

4.5 Продукты взрыва и его последствия

4.6 Взрывается ли при вспышке сверхновой вся звезда целиком? Пульсары

4.7 Пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой

Глава 5 Сверхновые и процесс звездообразования

5.1 Метеорит альменде

Глава 6 Качественные характеристики звезд

6.1 Светимость

6.2 Температура

6.3 Спектры звезд

6.4 Химический состав звезд

6.5 Радиус звезд

6.6 Масса звезд

Глава 7 Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла

Глава 8 Звезды - ядерные реакторы

Глава 9 Рождение звезд

Глава 10 Образование звезд

Глава 11 Конец звезды

11.1 Белые карлики

11.2 Черные карлики

11.3 Нейтронные звезды

11.4 Пульсары

11.5 Сверхновые

11.6 Черные дыры

Глава 12 Солнце

12.1 Химический состав

12.2 Температура поверхности солнца

12.3 Температура в недрах солнца

Глава 13 Легенды о звездном небе

13.1 История названия созвездий

13.2 Что древние греки рассказывали о медведицах

13.3 Как персей спас андромеду

13.4 Как крылатый конь Пегас «залетел» на небо

13.5 Самое красивое созвездие южного неба

13.6 Откуда на небе волосы вероники

13.7 Созвездие тельца

13.8 Откуда на небе близнецы

13.9 Как на небе появился рак

13.10 Страшен ли лев на небе

13.11 Дева

13.12 Весы - единственное «неживое» зодиакальное созвездие

13.13 Действительно ли созвездие похоже на скорпиона

13.14 В кого целится звездный стрелец

13.15 Куда скачет козерог

13.16 Куда льет воду водолей

13.17 Рыбы замыкают кольцо зодиакальных созвездий

Заключение

Список используемой литературы

• ВВЕДЕНИЕ
• Нам нет числа. Напрасно мыслью жадной

Ты думы вечной догоняешь тень…

А. Фет

Величественный покой усыпанного звездами ночного неба всегда производил глубокое впечатление на человека. Такой «мирный» образ Вселенной, возникающий в воображении человека, объясняется не только относительной краткостью человеческой жизни и всей истории человечества, но и тем, что сведения о наиболее быстротекущих, взрывных процессах, происходящих буквально мгновенно даже по человеческим представлениям, чаще всего приносят нам электромагнитные излучения таких видов, которые невозможно наблюдать глазом и с помощью обычных наземных телескопов. Теория эволюции звезд, гигантских газовых облаков и других небесных тел показала неизбежность катастрофически быстрых изменений на определенных этапах их жизни. В результате сформировалась сложная, порой противоречивая и во многом еще неясная до конца картина бурных, резко нестационарных явлений во Вселенной.

Не все звезды проходят «спокойный» путь своего развития (эволюцию «нормальной» звезды), т.е. от момента ее зарождения в виде сгустка сжимающейся газопылевой туманности до глубокой «старости» - сверхплотного холодного «черного» карлика. Некоторые на заключительном этапе своей эволюции взрываются, вспыхивая могучим космическим фейерверком. В таких случаях говорят о вспышке «сверхновой» звезды. Светимость сверхновой может равняться 500 миллионам солнц.

От «сверхновых» звезд следует отличать «обычные» новые звезды. Мощность вспышки у этих звезд в тысячи раз меньше, чем у сверхновых. Вспыхивают новые звезды сравнительно часто (в нашей Галактике - около 100 вспышек в год). Для новых звезд характерна повторяемость вспышек, которые не приводят к существенному изменению структуры звезд. Напротив, вспышка сверхновой - это радикальное изменение, и даже частичное разрушение структуры звезды.

Пока нам еще не известны катастрофы, по своим масштабам более грандиозные, чем вспышки сверхновых. (Хотя, в последнее время, по-видимому, обнаружены удивительные объекты - взрывающиеся ядра галактик, явление несравненно более грандиозное, чем вспышки сверхновых). За какие-нибудь несколько суток вспыхнувшая звезда увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Бывает так, что в течение короткого времени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, в которой произошла вспышка.

Естественно, что колоссальный космический взрыв приводит к гибели самой звезды и катастрофическим последствиям в ее ближайших окрестностях. Однако сам факт космического взрыва, скорее всего, является закономерным, а не случайным в рамках сохранения и перераспределения энергетического баланса галактик.

ГЛАВА 1 ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ В НАШЕЙ ГАЛАКТИКЕ

В отличие от вспышек «обыкновенных» новых звезд, это явление принадлежит к числу весьма редких. В нашей Галактике около 100 млрд. звезд. По имеющимся оценкам, ежегодно рождается примерно 1-10 новых звезд. Сверхновые же вспыхивают в среднем раз - два в столетие. Поэтому такие вспышки изредка наблюдаются в других галактиках. Если держать систематически «под наблюдением» несколько сот галактик, то можно с большой вероятностью утверждать, что в течение одного года хотя бы в одной из таких галактик вспыхнет сверхновая звезда. Сейчас ежегодно открывают около 20-30 внегалактических сверхновых. Полное их число достигает почти 600.

Тем не менее, история сохранила довольно значительное число хроник и даже научных трактатов, содержащих описание вспышек сверхновых в нашей Галактике. Так, например, сохранился ряд китайских хроник, в которых рассказывается о появлении на небе в июле 1054 г. «звезды-гостьи» в созвездии Тельца. Эта звезда была настолько ярка, что ее видели даже днем; по своему блеску она превосходила Венеру - самое яркое светило неба после Солнца и Луны. Несколько месяцев звезда была видна невооруженным глазом, а потом постепенно погасла.

С 1054 г. в нашей Галактике было замечено еще две вспышки сверхновых: одну из них наблюдал в 1572 г. датский астроном Тихо Браге, другую - в 1604 г. Иоганн Кеплер. Затем наступила пауза продолжительностью в три века. Тем не менее, сверхновые можно обнаружить даже после того, как они угасли, - по их влиянию на окружающую межзвездную среду и по остаткам, сохраняющимся после взрыва.

ГЛАВА 2 ТУМАННОСТИ

2.1 Крабовидная туманность

Через семь с половиной веков после взрыва сверхновой в 1054 г. французский астроном Шарль Мессье, составляя знаменитый каталог туманностей, под N 1 поместил объект необычайной формы. Впоследствии этот объект получил название «Крабовидная туманность». Этот объект невозможно наблюдать невооруженным глазом. Его фотография была получена путем длительного экспонирования фотопластинки на одной из самых совершенных астрономических обсерваторий.

Волокнистая структура яркого объекта внешне несколько напоминает краба, почему он и получил название Крабовидной туманности. Для астрономов такая структура служит признаком некоторой бурной активности в центре объекта. Признаки активности становятся еще более явными после детального исследования туманности. Так, например, измерения скорости светящегося вещества туманности показали, что оно удаляется от центра объекта со скоростью около 1000 км/с и более. А при последующих исследованиях в радио- и рентгеновском диапазонах обнаружилось, что Крабовидная туманность испускает также радиоволны, рентгеновское и гамма-излучение. Полагают, что этот замечательный объект представляет собой остаток взрыва звезды, происшедшего много столетий назад, а именно в июле 1054 г.

Дальнейшие наблюдения показали, что Крабовидная туманность медленно расширяется, как бы «расползаясь» по небу. Так как расстояние до этой туманности равно 2000 пк, то заметное увеличение ее размеров на небе означает, что скорость разлета образующих ее газов достигает 1500 км/с, т.е. более чем в 100 раз превосходит скорости искусственных спутников Земли. Между тем скорость движения обычных газовых туманностей в Галактике редко превышает 20-30 км/с. Только гигантских масштабов взрыв мог сообщить такой большой массе газа столь высокую скорость. Из наблюдаемой скорости расплывания Крабовидной туманности следует, что приблизительно 900 лет назад вся туманность была сосредоточена в очень малом объеме и что эта туманность не что иное, как остаток грандиозной космической катастрофы - вспышки сверхновой.

2.2 Как отличить туманности - остатки вспышек сверхновых звезд - от обыкновенных туманностей

В 1949 г. было обнаружено, что Крабовидная туманность является мощным источником радиоизлучения. Вскоре удалось объяснить природу этого явления: излучают сверхэнергичные электроны, движущиеся в магнитных полях, находящихся в этой туманности. Та же причина объясняет общее радиоизлучение Галактики. Таким образом, при вспышке сверхновой каким-то образом образуется огромное количество частиц сверхвысоких энергий - космических лучей. По мере расширения и рассеяния туманности заключенные в ней космические лучи выходят в межзвездное пространство. Если учесть, как часто вспыхивают сверхновые звезды в Галактике, то образующихся при этих вспышках космических лучей оказывается достаточно для заполнения ими всей Галактики с наблюдаемой плотностью.

Таким образом, впервые со всей очевидностью удалось доказать, что вспышки сверхновых звезд являются одним из основных источников пополнения Галактики космическими лучами; кроме того, они обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами. Это имеет огромное значение для эволюции звезд и всей Галактики в целом.

Крабовидная туманность обладает еще одной удивительной особенностью. Ее оптическое излучение, по крайней мере, на 95%, имеет «синхротронную» природу (обусловлено также сверхэнергичными электронами). На основе новой теории оптического излучения Крабовидной туманности удалось предсказать, что это излучение должно быть поляризованным. Наблюдения ученых полностью подтвердили этот вывод теории. В настоящее время синхротронное оптическое излучение обнаружено еще у нескольких объектов, преимущественно радиогалактик.

В 1963 г. при помощи ракеты с установленными на ней приборами удалось обнаружить довольно мощное рентгеновское излучение от Крабовидной туманности. В 1964 г. во время покрытия этой туманности Луной удалось показать, что этот источник рентгеновского излучения протяженен. Следовательно, рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность. Было доказано, что рентгеновское излучение Крабовидной туманности имеет также синхротронную природу.

Рентгеновское излучение полностью поглощается земной атмосферой и может наблюдаться только с помощью аппаратуры, установленной на ракетах и спутниках. Особенно ценные результаты были получены на специализированном спутнике «Эйнштейн», запущенном в ознаменование столетия со дня рождения великого ученого.

Дальнейшие наблюдения показали, что все без исключения туманности - остатки вспышек сверхновых звезд - оказываются более или менее мощными источниками радиоизлучения, имеющего ту же природу, что и у Крабовидной туманности.

2.3 Туманность в созвездии Кассиопеи

Особенно мощным источником радиоизлучения является туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи. На метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она дальше последней. В оптических лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Как сейчас доказано, туманность в Кассиопее - остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад. Не совсем ясно, почему вспыхнувшую звезду тогда не заметили. Ведь уровень развития астрономии в Европе был тогда довольно высок.

Источником радиоизлучения, правда, раз в 10 менее мощным, чем Крабовидная туманность, являются туманность IC 443 и волокнистые туманности в созвездии Лебедя.

2.4 Большая туманность в созвездии Ориона

Это один из многих районов во Вселенной, где, как полагают, в наше время происходит активный процесс звездообразования. Туманность расположена на расстоянии около 1500 св. лет от нас. Она содержит большое количество протозвезд. В протозвездах внутренняя температура еще недостаточно высока, чтобы вызвать термоядерные реакции. Существующей там температуры, однако, вполне достаточно, чтобы протозвезды довольно интенсивно излучали энергию, в основном в инфракрасной области электромагнитного спектра. В туманности Ориона обнаружено немало источников инфракрасного излучения; это служит подтверждением тому, что звезды рождаются там и сейчас.

ГЛАВА 3 ДВА ТИПА СВЕРХНОВЫХ

До сих пор речь шла преимущественно о туманностях, образующихся при вспышках сверхновых звезд. Что же можно сказать о самих вспыхивающих звездах? Как уже упоминалось, данные наблюдений относятся к сверхновым, вспыхивающим в других звездных системах. В нашей Галактике последняя такая вспышка наблюдалась в 1604 г. Эту звезду наблюдал Кеплер. Тогда еще не был изобретен телескоп, а спектральный анализ - этот мощнейший метод астрономических исследований - стал применяться только спустя два с половиной столетия.

По наблюдениям вспышек в других галактиках удалось установить, что сверхновые бывают двух типов. Сверхновые I типа - это довольно старые звезды с массой, лишь немного превосходящей солнечную. Такие сверхновые вспыхивают в эллиптических галактиках, а также в спиральных звездных системах. Мощность излучения у таких сверхновых особенно велика, хотя массы выброшенных газовых оболочек не превышают нескольких десятых массы Солнца.

Так называемые сверхновые II типа вспыхивают в спиральных галактиках. Они никогда не вспыхивают в эллиптических звездных системах. Сверхновые этого типа, как принято думать, массивные молодые звезды. Именно по этой причине они, как правило, наблюдаются в спиральных ветвях, где еще продолжает идти процесс звездообразования. Не исключено, что если не большая, то по крайней мере значительная часть горячих массивных звезд спектрального класса О кончает свое существование вспышкой сверхновой этого типа.

ГЛАВА 4 ПРИЧИНА ВЗРЫВОВ ЗВЕЗД

Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и могущей предсказать новые явления, пока нет. Можно, однако, не сомневаться, что такая теория будет создана в самом ближайшем времени. По всей вероятности, причиной взрыва является катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии тяготения при «спаде» внутренних слоев звезды к ее центру.

4.1 Эволюция звезд

Почему взрываются звезды? Каждая ли звезда взрывается? Что представляют собой осколки взорвавшейся звезды? Что остается после взрыва? На все эти вопросы нельзя ответить, не имея представления о структуре и эволюции звезд. Взрыв - это свидетельство нарушения внутреннего равновесия звезды, и, чтобы понять, почему и когда это нарушение происходит, необходимо, прежде всего, знать, как вообще поддерживается равновесие в звездах.

Собственное гравитационное поле массивных объектов заставляет их сжиматься. И если внутреннее давление недостаточно для того, чтобы воспрепятствовать сжатию, то массивные объекты коллапсируют. Тот факт, что Солнце сохраняет неизменными свои размеры, свидетельствует о существовании внутри его сильного давления.

Согласно современным представлениям, звезды образуются при сжатии межзвездного газово-пылевого облака. По мере сжатия облако постепенно дробится на множество мелких частей. Каждая часть продолжает сжиматься дальше и при этом нагревается, особенно в середине. Эту раннюю стадию жизни звезд исследовал японский астроном Ч. Хаяши. Когда температура в центре звезды становится достаточно высокой, начинаются реакции термоядерного синтеза - звезда, как говорится, вступает в пору своей зрелости.

Тем не менее, существует одна проблема, касающаяся начальной стадии образования звезд. Решение этой проблемы связано со сверхновыми.

Как только звезда начинает «работать» как ядерный реактор, качественная картина ее эволюции сводится вкратце к следующему. Сначала благодаря реакциям ядерного синтеза водород превращается в гелий. В этом процессе высвобождается энергия, которая препятствует сжатию звезды под действием собственного тяготения. Пока реакции ядерного синтеза продолжаются, звезда, как говорят, находится на главной последовательности. Стадия главной последовательности - самая продолжительная в жизни звезды, причем ее длительность зависит от массы звезды. Чем больше масса, тем меньше время пребывания на главной последовательности, т.к. в массивных звездах водород выгорает быстрее.

Когда исчерпаются запасы водорода, особенно в ядре звезды, ядро начинает сжиматься, ибо после прекращения ядерных реакций звезда теряет способность противостоять тяготению. Однако, сжимаясь, ядро разогревается еще больше, и в результате повышения температуры начинается следующий цикл ядерных реакций. В этих реакциях гелий превращается в углерод, затем углерод превращается в кислород и неон. На каждой ступени этой серии реакций образуются все более массивные атомные ядра. Каждое атомное ядро поглощает дополнительно по одному ядру атома гелия, при этом его заряд возрастает на 2, а массовое число на 4. Как только ядра очередного типа превращаются в более массивные ядра следующего типа, синтез прекращается. Это ведет к ослаблению противодействия силам тяготения, которые снова начинают сжимать ядро звезды, еще более повышая его температуру. Когда температура достаточно возрастает, начинаются ядерные реакции следующего цикла. И, пока они продолжаются, дальнейшее сжатие звезды приостанавливается. Эти реакции переводят атомные ядра еще на одну ступеньку выше, добавляя им по одному ядру атома гелия. При достаточно высоких температурах могут сливаться и более массивные ядра. Так и продолжается этот многоступенчатый процесс включения - выключения ядерных реакций.

4.2 Что происходит со звездой, пока идут ядерные реакции?

Это зависит от того, какова масса звезды. В общем случае ядро звезды все больше сжимается и нагревается, в то время как внешняя оболочка расширяется и охлаждается. Таким образом, внешний наблюдатель видит, что размер звезды увеличивается, в ее цвет становится красноватым (следствие охлаждения оболочки). Такие звезды называют красными гигантами. (Если температура на поверхности Солнца около 5500 `С, то поверхностная температура звезды-гиганта может понижаться до 3500 `С. Поэтому наше Солнце имеет желтоватый цвет, а цвет звезд-гигантов приближается к красному.)

Это как раз тот самый момент в жизни звезды, когда она готова превратиться в сверхновую, если только масса ее достаточно велика.

4.3 Предельный размер. Катастрофа

Впрочем, существует предельный размер атомного ядра, выше которого ядерные реакции синтеза становятся энергетически невыгодными. Этот предел лежит в области ядер, близких к ядру железа (массовое число 56), в так называемой группе железа, куда входят железо, кобальт и никель. Дальнейшее присоединение частиц к ядру железа уже не может привести к выделению энергии. К этому моменту температура ядра достигает около 10 млрд. градусов Цельсия, и звезда оказывается в катастрофическом положении. Гравитации, которая до сих пор регулировала равновесие горячей звезды, это уже не под силу. В звезде развиваются неустойчивости, вследствие которых внешняя оболочка может быть сброшена. Эта катастрофа наблюдается как вспышка сверхновой звезды.

4.4 Взрыв звезды

Ударная волна разгоняет вещество оболочки до скоростей, превышающих параболическую скорость (скорость освобождения), поэтому оболочка отрывается от звезды и сбрасывается в межзвездное пространство. Именно так, в конечном счете, и происходит взрыв звезды.

Для внешнего наблюдателя, как это и было при взрыве сверхновой 1054 г., взрыв проявляется в резком возрастании светимости звезды, а затем в постепенном, более продолжительном ее угасании. В пике светимости сверхновая по мощности излучения может сравниться с целой галактикой, содержащей до 100 млрд. обычных звезд!

4.5 Продукты взрыва и его последствия

Продуктами такого взрыва являются атомные ядра (синтезированные в звезде), электроны, нейтрино и излучения. Ядра атомов образуют потоки космических лучей, которые распространяются в нашей Галактике на огромные расстояния.

Для нас, жителей Земли, было бы настоящей катастрофой, если бы взрыв сверхновой произошел на расстоянии, скажем, 100 световых лет. Порожденные этим взрывом космические лучи высоких энергий натворили бы страшных бед в земной атмосфере. Они могли бы, например, разрушить весь защитный слой озона и тем самым открыть все живое на Земле ультрафиолетовому излучению Солнца. К счастью, взрыв сверхновой - довольно редкое явление. Вероятность взрыва сверхновой в наших окрестностях не дальше 100 световых лет в течение 1000 лет равна всего лишь одной миллионной.

4.6 Взрывается ли при вспышке сверхновой вся звезда целиком? Пульсары

Есть основания полагать, что центральное ядро звезды при взрыве может уцелеть. Но если это так, то в каком виде оно сохраняется? Неожиданное экспериментальное открытие, сделанное в 1968 г., дало весьма убедительный ответ на этот вопрос.

Дж. Белл, аспирантка Кавендишской лаборатории Кембриджского университета, проводила с помощью большого радиотелескопа измерения мерцаний радиоисточников, вызванных рассеянием радиоволн на неоднородностях межпланетной среды. Помимо излучения ожидаемого вида она зарегистрировала также другое, совершенно необычное импульсное излучение. Оно вызывало удивление по двум причинам. Излучение было строго периодичным, и его период был очень короткий. Тот факт, что период следования импульсов можно было указать с точностью до седьмого десятичного знака, говорил о поразительной регулярности обнаруженного излучения. Удивляло и столь мало значение периода, т.к. в то время еще не были известны астрономические объекты, способные излучать с такой быстрой переменностью.

Это необычное импульсное излучение было исследовано. Анализ показал, что импульсы не могли быть испущены с какой-либо планеты, обращающейся вокруг звезды. Так была похоронена волнующая гипотеза о том, что сигналы посылала нам некая развитая цивилизация. Вместо этого радиоастрономы пришли к выводу, что импульсы рождаются в компактном астрономическом источнике, который был назван ПУЛЬСАРОМ.

Хотя первый пульсар, известный ныне как объект СР-1919 (СР означает «Кембриджский каталог пульсаров»), был открыт случайно, характеристики его излучения оказались настолько необычными, что это побудило радиоастрономов всего мира искать новые пульсары. Поиски оказались успешными. Большое волнение вызвало открытие пульсара в Крабовидной туманности, ибо это открытие, видимо, должно было дать ответ на старый вопрос об остатке взрыва сверхновой.

На сегодня обнаружено более 300 пульсаров, и астрономы успешно разгадали тайну строго регулярных, короткопериодических импульсов излучения этих странных объектов.

4.7 Пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой.

Данные об общем числе пульсаров и времени их жизни означают, что в среднем в столетие рождаются 2-3 пульсара - это приблизительно совпадает с частотой вспышек сверхновых в Галактике. Все эти данные согласуются с представлением о том, что пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой. О том же свидетельствует наличие пульсара в Крабовидной туманности; еще один пульсар был обнаружен вблизи остатка взрыва сверхновой в созвездии Парусов.

Тем не менее, не следует думать, что связь между пульсарами и сверхновыми установлена абсолютно надежно. Для астронома, который доверяет только прочно установленным наблюдательным фактам, подобный результат не кажется убедительным.

ГЛАВА 5 СВЕРХНОВЫЕ И ПРОЦЕСС ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

Установлено, что все звезды живут своей долгой и своеобразной жизнью. По крайней мере, каждая из них когда-то родилась и когда-то умрет.

Хотя вспышка сверхновой в известном смысле отмечает собой «СМЕРТЬ» звезды, она оказывает впоследствии большое влияние на образование звезд следующего поколения, может стимулировать образование звезды из близлежащего газового облака. Химический состав Солнечной системы свидетельствует о том, что своим рождением она могла быть обязана взрыву сверхновой. Сталкиваясь с облаком межзвездного газа, ударные волны от таких взрывов могут способствовать началу сжатия. Не исключено, что Солнце и планеты сконденсировались из сжимающегося газового облака. Таким образом, звездные катастрофы могут играть и созидательную, а не только разрушительную роль.

С точки зрения теории звездообразования в этом процессе интересно то, что ударная волна, связанная с разлетающимся от сверхновой веществом, может создать то самое первоначальное сжатие межзвездного облака, которое приводит в дальнейшем к развитию процесса звездообразования. Эта идея недавно получила подтверждение при наблюдениях остатка взрыва сверхновой, которую связывают с областью R1 Большого Пса. По диаметру оболочки и скорости ее расширения вычислили возраст остатка сверхновой: он оказался равным 800 тыс. лет. Похоже, что звезды в окрестности этой оболочки находятся на очень ранней стадии своего развития - они еще не вступили на главную последовательность (т.е. их внутренние термоядерные «реакторы» еще не включились). По оценкам ученых, возраст этих звезд не превышает 300 тыс. лет. Среди известных звезд они относятся к числу самых молодых! Таким образом, есть веские основания связать образование этих звезд с расширяющейся оболочкой сверхновой. Как показывают оценки, первоначальный толчок, приведший оболочку в движение, должен был обладать гигантской энергией, которая могла выделиться только при взрыве сверхновой.

Предположение о сверхновой подтверждается еще и тем, что замечена одна звезда, которая с большой скоростью уходит из данной области. Ее скорость значительно превосходит скорости всех других звезд в этой области. Вполне вероятно, что это и есть та самая звезда, которая выбросила оболочку во время взрыва сверхновой. Направленный взрыв должен порождать отдачу, подобно тому, как после выстрела возникает отдача у орудия. Наблюдаемая скорость звезды согласуется с гипотезой.

5.1 Метеорит Альенде

В 1969 г. в районе мексиканской деревушки Пуэблито де Альенде упал метеорит. Ныне он известен как метеорит Альенде. Этот скромный кусочек вещества нашей Солнечной системы оказался удивительным образом, связанным со сверхновой. Суть дела в изотопных аномалиях. (Изотопами данного химического элемента называют атомы, ядра которых содержат одно и то же заданное число протонов, но разное число нейтронов.) Изотопные аномалии означают различие в относительном содержании различных изотопов в веществе метеорита и в среднем изотопном составе вещества, наблюдаемом в Солнечной системе.

Взрываясь, сверхновая выбрасывает в окружающее межзвездное пространство вещество своей оболочки (водород, гелий, углерод, кислород…). На какое-то время окружающая среда оказывается загрязненной этими примесями. Однако, в конце концов, примеси рассеиваются, перемешиваясь с большим количеством межзвездного вещества. Следовательно, если звезды образуются в той области, где взорвалась сверхновая, много времени спустя после взрыва, то их изотопный состав должен быть однороден. Если же звезды образуются вскоре после взрыва сверхновой, то «загрязнение» среды сверхновой и должно проявиться в неоднородности химического состава звезд (а также планет, комет, метеоритов и т.п.).

Изотопные аномалии метеорита Альенде вполне однозначно указывают на взрыв сверхновой. И тот факт, что мы наблюдаем эти неоднородности состава вещества Солнечной системы на примере состава метеорита Альенде, весьма убедительно говорит о том, что Солнечная система начала формироваться вскоре после близкого взрыва сверхновой.

ГЛАВА 6 КАЧЕСТВЕННЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД

6.1 Светимость

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4*1^33 эрг/с. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. 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. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8, +10.

6.2 Температура

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.

У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

6.3 Спектры звезд

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.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

6.4 Химический состав звезд

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые металлы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего, они определяют характер эволюции звезд, т.к. непрозрачность звездных недр для излучений существенно зависит от ее непрозрачности.

Наличие во Вселенной (в частности в звездах) тяжелых элементов имеет важное значение. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого - это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем, поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых металлов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных слоях Вселенной.

6.5 Радиус звезд

Энергия, испускаемая элементом поверхности звезды единичной площади в единицу времени, определяется законом Стефана-Больцмана. Поверхность звезды равна 4 R². Отсюда светимость равна: Таким образом, если известны температура и светимость звезды, то мы можем вычислить ее радиус.

6.6 Масса звезд

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной 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.

Считается, что объекты с массами меньшими 0,02 М уже не являются звездами. Они лишены внутренних источников энергии, и их светимость близка к нулю. Обычно эти объекты относят к планетам. Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60 М.

ГЛАВА 7 ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА - РЕССЕЛЛА

Для понимания природы звезд важно выявить зависимости между их отдельными характеристиками. Такие связи находятся путем сопоставления соответствующих величин. Так, в начале XX в. датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астрофизик Г. Ресселл установили одну из таких зависимостей и представили ее в виде диаграммы, носящей теперь их имена.

На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга - Ресселла (диаграммы Г. - Р) откладывают температуру звезды, а на вертикальной - ее светимость в относительных единицах (по отношению к светимости Солнца). Каждой звезде на диаграмме отвечает вполне определенная точка. Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции звезд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменения температуры и светимости звезды соответствующая ей точка на диаграмме Г. - Р. меняет свое положение.

Из этой диаграммы следует, что светимость звезды и ее спектральный класс связаны между собой определенной, хотя и не однозначной зависимостью. Большинство звезд расположено вдоль линии, идущей от горячих и ярких звезд к холодным и слабым («тусклым») звездам. Это и есть известная главная последовательность, а принадлежащие ей звезды - звездами главной последовательности. К этой последовательности принадлежит подавляющее большинство звезд, в том числе и наше Солнце (спектральный класс G2). Главная последовательность в месте, отмеченном вертикальной чертой, делится на верхнюю и нижнюю части. Звезды нижней части главной последовательности называются желтыми или красными карликами (в зависимости от их температуры). Солнце - типичный желтый карлик.

Выше главной последовательности в области температур ниже 6000 К расположены звезды, образующие группу красных гигантов (их светимость порядка 10²-10³ и радиус порядка 10-60 R) и группу красных сверхгигантов (L 10 L, R 200-300 R). Звезды горячие (T ЗОООО К) и яркие (L 10⁴ - 10⁶ L, R 40 R) называются белыми сверхгигантами. Заметьте, что холодных и слабых звезд гораздо больше, чем горячих и ярких.

В левом нижнем углу диаграммы находятся белые карлики (T 10000 К, L 10-⁴ L, R O, Ol R).

Итак, мы видим, что светимость звезды и спектральный класс взаимосвязаны. Одна из первых задач теории - объяснить эту зависимость, найти физические явления, лежащие в ее основе. Как это сделала современная астрофизика, мы увидим позже. Здесь же только отметим, что сразу после построения этой диаграммы ей приписали эволюционное значение: предполагалось, что звезды эволюционируют вдоль главной последовательности от горячих и ярких звезд к холодным и слабым. Потом выяснилось, что эволюция звезд имеет более сложный характер, и до сих пор звезды, изображения которых находятся в левой верхней части диаграммы, называют «ранними», а звезды другого конца главной последовательности - «поздними».

ГЛАВА 8 ЗВЕЗДЫ - ЯДЕРНЫЕ РЕАКТОРЫ

В большинстве термоядерных реакций энергия освобождается при соединении четырех протонов в одно ядро гелия. Такое соединение протонов в ядро гелия может идти разными путями, но конечный результат будет один и тот же.

Опишем сначала протон-протонную реакцию.

Эта реакция начинается с таких столкновений между протонами, в результате которых получается ядро тяжелого водорода - дейтерия. Даже в условиях звездных недр это происходит очень редко. Как правило, столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы при таком столкновении выполнялось два независимых условия. Во-первых, надо, чтобы у одного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз в двадцать превосходила бы среднюю энергию тепловых движений при температуре звездных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для преодоления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо, чтобы за время столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут образовать ядро дейтерия! Заметим, что длительность столкновения всего лишь около 10^-21 секунды (оно порядка классического радиуса протона, поделенного на его скорость). Если все это учесть, то получается, что каждый протон имеет реальные шансы превратиться таким способом в дейтерий только раз в несколько десятков миллиардов лет. Но так как протонов в недрах звезд достаточно много, такие реакции, и притом в нужном количестве, будут иметь место.

По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия. Они «жадно», всего лишь через несколько секунд, «заглатывают» какой-нибудь близкий протон, превращаясь в изотоп гелия ³Не. После этого возможны три пути (ветви) ядерных реакций. Чаще всего изотоп гелия будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чего образуется ядро «обыкновенного» гелия и два протона. Так как концентрация изотопа Не чрезвычайно мала, это произойдет через несколько миллионов лет. Напишем теперь последовательность этих реакций и выделяющуюся при них энергию.

Здесь буква v означает нейтрино, а у - гамма-квант. Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передается звезде, так как часть энергии уносится нейтрино. С учетом этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра гелия, равна 26,2 МэВ или 4,2 *10^-5 эрг.

Вторая ветвь протон-протонной реакции начинается с соединения ядра Не с ядром «обыкновенного» гелия ⁴Не, после чего образуется ядро бериллия ⁷Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон, после чего образуется ядро бора ⁸В, или захватить электрон и превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный изотоп ⁸В претерпевает бета-распад: Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный бериллий Ве весьма неустойчив и быстро распадается на две альфа-частицы. Наконец, последняя, третья ветвь протон-протонной реакции включает в себя следующие звенья: ⁷Ве после захвата электрона превращается в ⁷li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп ⁸Be, распадающийся, как и во второй цепи, на две альфа-частицы.

Еще раз отметим, что подавляющее большинство реакций идет по первой цепи, но роль «побочных» цепей отнюдь не мала.

Перейдем теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шести реакций.

Поясним содержание этой таблицы. Протон, сталкиваясь с ядром углерода, превращается в радиоактивный изотоп азота ¹³N. При этой реакции излучается -квант. Изотоп ¹³N, претерпевая - распад с испусканием позитрона и нейтрино, превращается в изотоп углерода ¹³С. Последний, сталкиваясь с протоном, превращается в обычное ядро азота ¹⁴N. При этой реакции также испускается -квант. Далее, ядро азота сталкивается с протоном, после чего образуется радиоактивный изотоп кислорода ¹⁵О и -квант. Затем этот изотоп путем -распада превращается в изотоп азота ¹⁵N. Наконец, последний, присоединив к себе во время столкновения протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собой последовательное «утяжеление» ядра углерода путем присоединения протонов с последующими -распадами. Последним звеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образование нового ядра гелия за счет четырех протонов, которые в разное время один за другим присоединились к ¹²С и образующимся из него изотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер ¹²С в веществе, в котором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь «катализатором» реакции.

Во втором столбце приводится энергия, выделяющаяся на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоактивных изотопов ¹³N и ¹⁵О. Нейтрино свободно выходят из звездных недр наружу, следовательно, их энергия не идет на нагрев вещества звезды. Например, при распаде ¹⁵О энергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при образовании одного ядра гелия путем углеродно-азотной реакции выделяется (без учета нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой величины.

В третьем столбце таблицы II приведены значения скорости различных звеньев углеродно-азотной реакции. Для - процессов это просто период полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции, когда происходит утяжеление ядра путем присоединения протона. В этом случае надо знать вероятности проникновения протона через кулоновский барьер, а также вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе проникновение протона в ядро еще не обеспечивает интересующего нас ядерного превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных экспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надежного определения потребовались годы напряженной работы физиков-ядерщиков, как теоретиков, так и экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают «время жизни» различных ядер для центральных областей звезды с температурой в 13 миллионов Кельвинов и плотностью водорода 100 г/см³. Например, для того чтобы при таких условиях ядро ¹²С, захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо «подождать» 13 миллионов лет! Следовательно, для каждого «активного» (т.е. участвующего в цикле) ядра реакции протекают чрезвычайно медленно, но все дело в том, что ядер достаточно.

Основным источником энергии Солнца, температура центральных областей которого близка к 14 миллионам кельвинов, является протон- протонная реакция. Для более массивных, а следовательно, и более горячих звезд существенна углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно более сильная.

Непрерывно идущие в центральных областях звезд ядерные реакции «медленно, но верно» меняют химический состав звездных недр. Главная тенденция этой химической эволюции-превращение водорода в гелий. Помимо этого в процессе углеродно-азотного цикла меняется относительная концентрация различных изотопов углерода и азота до тех пор, пока не установится некоторое определенное равновесие. При таком равновесии количество реакций за единицу времени, приводящих к образованию какого-нибудь изотопа, равно количеству реакций, которые его «разрушают». Однако время установления такого равновесия может быть очень большим. А пока равновесие не установится, относительные концентрации различных изотопов могут меняться в самых широких пределах.

Ядерные процессы играют, как мы видели в этом параграфе, фундаментальную роль в длительной, спокойной эволюции звезд, находящихся на главной последовательности. Но, кроме того, их роль является определяющей при быстро протекающих нестационарных процессах взрывного характера, являющихся поворотными этапами в эволюции звезд. Наконец, даже, казалось бы, для такой в высшей степени тривиальной и очень «спокойной» звезды, какой является наше Солнце, ядерные реакции открывают возможность объяснения явлений, которые представляются очень далекими от ядерной физики.

ГЛАВА 9 РОЖДЕНИЕ 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. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны Н Н», т.е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд - объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях» перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно «просачивается» сквозь недра звезд и, в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10⁵² эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце «израсходовало» не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, (что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.