Зірки

Звезды.

Основные зоряні характеристики

Светимость і відстань до звезд

Прежде всього треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як «точкові «джерела випромінювання. Це означає, що й кутові розміри дуже малі. Навіть у великі телескопи не можна побачити зірки як «реальних «дисків. Підкреслюю слово «реальних », оскільки завдяки суто інструментальним ефектів, а переважно неспокойностью атмосфери, в фокальної площині телескопів виходить «хибне «зображення зірки як диска. Кутові розміри цього диска нечасто трапляються менше однієї секунди дуги, тоді як навіть найближчих зірок вони мають менше однієї сотою часткою секунди дуги.

Итак, зірка навіть у найбільший телескоп може бути, кажуть астрономи, «дозволена ». Це означає, що ми можемо вимірювати лише потоки випромінювання від зірок у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.

Светимость визначається, якщо відомі видима величина і відстань від до зірки. Якщо визначення видимої величини астрономія має цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити непросто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, які перевищують кілька десятків парсек, відстань визначається відомим ще із початку минулого століття тригонометрическим методом, заключающимся у вимірі мізерно малих кутових зсувів зірок за її спостереженні із різних точок земної орбіти, тобто у різне сезон. Цей метод має досить велику точність і надійний. Проте більшості інших віддаленіших зірок вона вже не годиться: занадто малі усунення становища зірок треба вимірювати — менше однієї сотою часткою секунди дуги! Ніхто на допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але з тих не менш досить надійні. Нерідко абсолютну величину зірок можна знайти й безпосередньо, без виміру відстані перед тим, за деякими піднаглядним особливостей їхнього излучения.

Спектры зірок та його хімічний состав

Исключительно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Давно вже спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається літерами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B й О позначається як В0, В1. .. В9, А0 тощо. Спектр зірок в першому наближенні нагадує спектр випромінює «чорного «тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40−50 тисяч градусів в зірок спектрального класу Про до 3000 градусів в зірок спектрального класу М. Відповідно до цим переважна більшість випромінювання зірок спектральних класів Про і У припадати на ультрафіолетовій частина спектра, недоступну для спостереження із поверхні землі. Однак у останні десятиліття було запущено спеціалізовані штучні супутники землі; з їхньої борту було встановлено телескопи, з допомогою яких стало можливим досліджувати й ультрафіолетове излучение.

Характерной особливістю зоряних спектрів є ще наявність в них величезної кількості ліній поглинання, які належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх верств звезд.

Химический склад зовнішніх верств зірок, звідки до нас «безпосередньо «приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. З другого краю місці перебуває гелій, а безліч інших елементів досить невелика. Приблизно га щодесять тисяч атомів водню припадати тисячі атомів гелію, близько 20 атомів кисню, трохи менше вуглецю й азоту й лише один атом заліза. Багатство інших елементів цілком мізерно. Без перебільшення можна сказати, зовнішні верстви зірок — це гігантські водородно-гелиевые плазми з низькою домішкою важчих элементов.

Хорошим індикатором температури зовнішніх верств зірки є його колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і У мають блакитний колір; зірки, подібні до нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), видаються жовтими, зірки ж спектральних класів До і М — червоні. У астрофізиці є старанно розроблена і геть об'єктивна система квітів. Вона полягає в порівнянні можна побачити зоряних величин, отриманих через різні суворо эталонированные світлофільтри. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих після двох фільтра, одна з яких пропускає переважно сині промені («У »), а інший має криву спектральною чутливості, подібну із людським оком («V »). Техніка вимірів кольору зірок настільки висока, що у измеренному значенням B-V можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів — єдина можливість їх спектральною классификации.

Температура і безліч звезд

Знание спектрального класу, або кольору зірки відразу дає температуру його поверхні. Оскільки зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, излученная одиницею їхній поверхні, визначається на закон Стефана Больцмана:

— стала Больцмана Мощность випромінювання всієї поверхні зірки, чи його світність, очевидно буде равна.

(*), де R — радіус зірки. Отже, визначення радіуса зірки треба знати її світність і температуру поверхности.

Нам залишається визначити ще одне, майже найважливішу характеристику зірки — її масу. Треба сказати, що це негаразд то просто. Та головне існує так багато зірок, котрим є і надійні визначення їхніх мас. Останні легше всього визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, на яку велика полуось орбіти чи період обертання Р відомі. І тут маси визначаються з третього закону Кеплера, що може бути записаний у наступному виде:

тут М1 і М2 — маси компонент системи, G — стала у законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо при цьому відомо ставлення орбітальних швидкостей, їх маси можна визначити окремо. До жалю, лише порівняно невеликої кількості подвійних систем можна в такий спосіб визначити масу кожної з звезд.

В сутності кажучи, астрономія не мала і займає час методом прямого і незалежної визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольованій зірки. І це дуже серйозний недолік наша наука Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань було б значно більше швидким. За такого стану астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковим світністю і мають однакові маси. Вони визначаються лише подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тим ж світністю і має ті ж самі масу, як і його «сестра », входила до складу подвійний системи, слід приймати із певною осторожностью.

Связь основних зоряних величин

Итак, сучасна астрономія має методами визначення основних зоряних характеристик: світності, поверхневою температури (кольору), радіуса, хімічного складу та величезною масою. Виникає важливе запитання: чи ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Насамперед є функціональна залежність, котра зв’язує радіус зірки, її болометрическую світність і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простий формулою (*) і є тривіальної. Поруч із, проте, які вже була виявлено залежність між світністю зірок та його спектральним класом (чи, що фактично один і той ж, — кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) з великої статистичному матеріалі ще на початку нашого століття видатні астрономи датчанин Герцшпрунг і американець Рассел.

Звезды рождаются

Межзвездный газ

Потребовалось, проте, тисячолітнє розвиток науки, щоб людство усвідомило простий і водночас величний факт, що зірки — це об'єкти, більш-менш схожі на Сонце, але віддалені ми на незрівнянно більші відстані. Ньютон був охарактеризований першим, хто правильно оцінив відстані до зірок. Два століття після великого англійського вченого майже усіма мовчазно приймалося, що дивовижно великих розмірів простір, де знаходяться зірки, є абсолютна порожнеча. Лише деякі астрономи раз у раз ставили питання можливий поглинанні світла міжзоряному середовищі. Тільки на самому початку XX століття німецький астроном Гартман переконливо довів, що простір між зірками є зовсім на міфічну порожнечу. Воно заповнене газом, щоправда, з дуже малій, а цілком певної щільністю. Це видатні відкриття, як і і ще, було зроблено з допомогою спектрального анализа.

Почти половину століття міжзоряний газ досліджувався переважно шляхом аналізу які виникають у ньому ліній поглинання. З’ясувалося, наприклад, що частенько ці лінії мають складну структуру, тобто складаються з кількох близько розташованих друг до друга компонент. Кожна така компонента виникає при поглинанні світла зірки у якомусь певному хмарі міжзоряному середовища, причому хмари рухаються друг щодо друга зі швидкістю, близька до 10 км/сек. І це наводить завдяки ефекту Доплера до незначному зміщення довжин хвиль ліній поглощения.

Химический склад міжзоряного газу першому наближенні виявилося доволі близькими до хімічним складом Сонця і зірок. Переважати елементами є водень і гелій, тоді як інші елементи ми можемо розглядати, як «домішки » .

Межзвездная пыль

До цього часу, говорячи про міжзоряному середовищі, ми мали через лише міжзоряний газ. але є і інша компонента. Йдеться міжзоряному пилу. Ми згадували вище, що ще у минулому столітті дебатувалося питання прозорості міжзоряного простору. Лише 1930 року з переконливістю було доведено, що межзведное простір справді ні прозоро. Поглинальна світло субстанція зосереджена досить тонкому шарі близько галактичної площині. Найбільше поглинаються сині і фіолетові промені, тоді як поглинання в червоних променях порівняно невелико.

Что йому це за субстанція? Нині вже представляється доведеним, що поглинання світла обусловленно міжзоряному пилом, тобто твердими мікроскопічними частинками речовини, розмірами менше мікрона. Ці порошини мають складний хімічний склад. Встановлено, що пилок мають досить витягнуту форму й у якийсь ступеня «орієнтуються », тобто напрями їх вытянутости мають тенденцію «вибудовуватися «у цьому хмарі більш-менш паралельно. Через це проходить через тонку середу зоряний світло стає частково поляризованным.

Разнообразие фізичних условий

Характернейшей особливістю міжзоряному середовища є велика різноманітність наявних у ній фізичних умов. Там є, по-перше, зони, кінетична температура яких різниться на два порядку. Є порівняно щільні хмари з концентрацією частинок газу, перевищує кілька тисяч на кубічний сантиметр, і дуже виряджена середовище між хмарами, де концентрація вбирається у 0,1 частки на кубічний сантиметр. є, нарешті, величезні області, де поширюються ударні хвилі вибухами звезд.

Наряду з окремими хмарами як іонізованого і неионизированного газу Галактиці спостерігаються значно вищі за своїми розмірами, масі і щільність агрегати холодного міжзоряного речовини, що отримали назву «газово-пылевых комплексів ». Нам найістотнішим і те, що у таких газово-пылевых комплексах відбувається найважливіший процес конденсації зірок з дифузійної міжзоряному среды.

Почему повинні народжуватися нові звезды?

Значение газово-пылевых комплексів у сучасній астрофізиці дуже велике. Річ у тім, що астрономи, значною мірою інтуїтивно, пов’язували освіти конденсації в міжзоряному середовищі з найважливішим процесом освіти зірок з «дифузійної «порівняно розцяцькованої газово-пылевой середовища. Які такі самі підстави існують для припущення зв’язок між газово-пылевыми комплексами і процесом звездообразоания? Передусім слід підкреслити, що вже з крайнього заходу з сорокових років нашого століття астрономам ясно, що зірки в Галактиці повинні безупинно (тобто буквально «на наших очах ») утворюватися з якоїсь якісно інший субстанції. Річ у тому, що 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є яке у надрах зірок термоядерний синтез. Наприклад, які більшість зірок випромінюють оскільки у їх надрах чотири протона з'єднуються через ряд проміжних етапів до однієї альфа-частицу. Оскільки маса одного протона (в атомних одиницях) дорівнює 1,0081, а маса ядра гелію (альфа-частинки) дорівнює 4,0039, то надлишок маси, рівний 0,007 атомної одиниці на протон, повинен виділитися як енергія. Тим самим було визначається запас ядерної енергії в зірці, яка постійно витрачається на випромінювання. У найсприятливішому разі суто водневої зірки запасу ядерної енергії вистачить трохи більше, ніж 100 мільйонів років, тоді як і реальних умов еволюції тривалість життя зірки виявляється менше цієї явно завищеною оцінки. Але десяток мільйонів років — незначний термін для еволюції нашої Галактики, вік не меншим ніж 10 мільярдів років. Вік масивних зірок вже порівняємо із віком людства Землі! Отже зірки (по крайнього заходу, масивні із високим світністю) не можуть бути, у Галактиці «спочатку », тобто із моменту її створення. Виявляється, це щороку в Галактиці «вмирає «по меншою мірою одна зірка. Отже, у тому, щоб «зоряне плем’я «не «виродилося », необхідно, щоб стільки ж зірок загалом виникала з нашого Галактиці щороку. А, щоб протягом багато часу (обчислювальними мільярдами років) Галактика зберігала б незмінними свої основні особливості (наприклад, розподіл зірок за класами, чи, що вона практично те й теж, по спектральним класам), необхідно, щоб у ній автоматично підтримувалося динамічну рівновагу між рождающимися і «гибнущими «зірками. У цьому плані Галактика справляє враження первісний ліс, що з дерев різних видів тварин і вікових груп, причому вік дерев набагато менше віку лісу. Є, щоправда, одне істотну різницю між Галактикою і лісом. У Галактиці тривалість життя зірок з масою менше сонячної перевищує її вік. Тому очікувати поступового збільшення кількості зірок зі порівняно невеличкий масою, оскільки допоки вони ще «ще не встигли «померти, а народжуватися продовжують. Для більш масивних зірок згадану вище динамічну рівновагу має неминуче выполняться.

Газово-пылевые комплекси — колиска звезд

Откуда ж беруться з нашого Галактиці молоді й «сверхмолодые «зірки? З давніх пір, по усталеним традиції, висхідній до гіпотезі Канта і Лапласа про походження Сонячної системи, астрономи припускали, що зірки утворюються з розсіяною дифузійної газово-пылевой середовища. Було лише одна суворе теоретичне підставу такого переконання — гравітаційна нестійкість спочатку однорідної дифузійної середовища. Річ у тім, що у середовищі неминучі малі обурення щільності, тобто відхилення від суворої однорідності. надалі, проте, якщо маси цих конденсаций перевершують певний межа, під впливом сили всесвітнього тяжіння малі обурення наростатимуть і спочатку однорідна середовище розіб'ється сталася на кілька конденсаций. Під дією сили гравітації ці конденсації продовжуватимуть стискатися як і можна вважати, зрештою перетворяться на звезды.

Характерное час стискування хмари до розмірів протозвезды можна оцінити за простою формулі механіки, яка описує вільне падіння тіла під впливом деякого прискорення. Так, приміром, хмару з безліччю, рівної сонячної, стиснеться за мільйон лет.

В процесі хіба що описаної першої стадії конденсації газово-пылевого хмари в зірку, що називається «стадією вільного падіння », звільняється певне кількість гравітаційної енергії. Половина звільнилася при стискуванні хмари енергії має залишити хмару як інфрачервоних променів, а половина піти на нагрівання вещества.

Как лише стискальне хмару стане непрозорим для свого інфрачервоних променів, світність його різко впаде. Вона буде продовжувати стискатися, але вже по закону вільного падіння, а значно повільніше. Температура внутрішніх областей, коли процес дисоціації молекулярного водню закінчиться, буде неодмінно підвищуватися, оскільки половина звільнюваної при стискуванні гравітаційної енергії може бути на нагрівання хмари. Втім, такий об'єкт назвати хмарою вже не можна. Це вже найсправжнісінька протозвезда.

Таким чином, з простих законів фізики можна очікувати, що мати місце єдиний і закономірний процес еволюції газово-пылевых комплексів спочатку у протозвезды, і потім й у зірки. Проте — це ще є дійсність. Найпершим завданням спостережної астрономії є, по-перше, вивчити реальні хмари міжзоряному середовища проживання і проаналізувати, чи здатні вони стискатися під впливом власної гравітації. І тому треба знати їх розміри, щільність і температуру. По-друге, дуже важливо отримати додаткові арґументів на користь «генетичної близькості хмар і зірок (наприклад, тонкі деталі їх хімічного і навіть ізотопного складу, генетична зв’язок зірок і хмар та інші). По-третє, дуже важливо отримати гроші з спостережень незаперечні свідчення існування ранніх етапів розвитку протозвезд (наприклад, спалахи інфрачервоних променів наприкінці стадії вільного падіння). З іншого боку, тут можуть спостерігатися, і, очевидно, спостерігаються цілком несподівані явища. Нарешті, слід детально вивчати протозвезды. Та цього насамперед слід вміти відрізняти їхнього капіталу від «нормальних «звезд.

Звездные ассоциации

Эмпирическим підтвердженням процесу освіти зірок з хмар міжзоряному середовища є то давно відоме обставина, що масивні зірки класів Про і У розподілені в Галактиці не однорідний, а групуються в окремі великі скупчення, які потім дістали назву «асоціації «. Але такі зірки мають бути молодими об'єктами. Отже, сама практика астрономічних спостережень підказувала, що зірки народжуються лише поодинці, а хіба що гніздами, що якісно цілком узгоджується з уявленнями теорії гравітаційної нестійкості. Молоді асоціації зірок (котрі перебувають з одних гарячих масивних гігантів, але й інших примітних, явно молодих об'єктів) тісно пов’язані з більшими на газово-пылевыми комплексами міжзоряному середовища. Природно вважати, що ця зв’язок мусить бути генетичної, тобто ці зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пылевой среды.

Процесс народження зірок, зазвичай, непомітний, оскільки схований від нас пеленою яка поглинає світло космічному пилу. Тільки радиоастромония, як і тепер із великий упевненістю вважати, внесла радикальне зміна в проблему вивчення народження зірок. По-перше, міжзоряне пил не поглинає радіохвилі. Удругих, радіоастрономія відкрила цілком несподівані явища в газово-пылевых комплексах межзвездой середовища, які мають прямий стосунок до процесу звездообразования.

Кратко про всім процесі рождения

Мы досить докладно розглядали питання конденсації в протозвезды щільних холодних молекулярних хмар, куди через гравітаційної нестійкості розпадається газово-пылевой комплекс міжзоряному середовища. Тут є вкотре підкреслити, що цей процес є закономірним, тобто неминучим. У насправді, теплова нестійкість міжзоряному середовища неминуче веде до її фрагментації, тобто до поділу деякі, порівняно щільні хмари й межоблачную середу. Проте власна гравітація неспроможна стиснути хмари — для цього недостатньо щільні і великі. Однак «входить у гру «міжзоряний магнітне полі. У системі силових ліній цього поля неминуче утворюються доволі глибокі «ями », куди «стікаються «хмари міжзоряному середовища. Це спричиняє освіті величезних газово-пылевых комплексів. У цих комплексах утворюється шар холодного газу, оскільки іонізуюче міжзоряний вуглець ультрафіолетове випромінювання зірок сильно поглинається що у щільному комплексі космічної пилом, а нейтральні атоми вуглецю сильно охолоджують міжзоряний на газ і «термостатируют «його за дуже низької температурі - порядку 5−10 градусів Кельвіна. Позаяк у холодному шарі тиск газу одно зовнішньому тиску навколишнього більш нагрітого газу, то щільність у тому шарі значно вища і становить тисяч атомів на кубічний сантиметр. Під упливом власної гравітації холодний шар, коли воно сягне товщини близько парсека, почне «фрагментировать «деякі, ще більше щільні згустки, які під впливом власної гравітації продовжуватимуть стискатися. Таким цілком природним чином у міжзоряному середовищі виникають асоціації протозвезд. Кожна така протозвезда еволюціонує зі швидкістю, яка від її массы.

Когда значна частина маси газу перетворитися на зірки, міжзоряний магнітне полі, яке своїм тиском підтримувало газово-пылевой комплекс, природно, нічого очікувати впливати на зірки й молоді протозвезды. Під упливом гравітаційного тяжіння Галактики вони почнуть падати до галактичної площині. Отже, молоді зоряні асоціації завжди повинні наближатися до галактичної плоскости.

1. І. З. Шкловський. Зірки: їх народження, життя й смерть.

2. П. І. Бакулин. Курс загальної астрономии.

3. Ю. М. Єфремов. У глибини Вселенной Для підготовки даної праці були використані матеріали із російського сайту internet.