Что такое звёзды

звёздное скопление.

Значение диаграммы.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказывает огромную помощь в изучении

эволюции звёзд на протяжении их существования. За это время звёзды

претерпевают изменения, трансформации, в какие-то периоды они очень

глубокие. Нам уже известно, что звёзды отличаются не по собственным

характеристикам, а по типам фаз, в которых они пребывают в то или иное

время.

С помощью этой диаграммы можно вычислить расстояние до звёзд. Можно

выбрать любую звезду, находящуюся в Главной последовательности, с уже

определённой температурой и посмотреть её продвижения на диаграмме.

РАССОЯНИЕ ДО ЗВЁЗД.

Когда мы смотрим на небо невооружённым глазом, звёзды, даже самые яркие,

кажутся нам блестящими точками, расположенными на одинаковом от нас

расстоянии. Небесный свод раскинулся над нами как ковёр. Неслучайно позиции

звёзд выражены только в двух координатах (прямое восхождение и склонение),

а не в трёх, словно они расположены на поверхности, а не трёхмерном

пространстве. С помощью телескопов мы не можем получить всю информацию о

звёздах, например по фотографиям космического телескопа «Хаббл» мы не можем

точно определить, на каком расстоянии находятся звёзды.

Глубина пространства.

О том, что Вселенная имеет и третье измерение – глубину, - люди узнали

относительно недавно. Только в начале XIX века благодаря совершенствованию

астрономического оборудования и инструментов учёные смогли измерить

расстояние до некоторых звёзд. Первой была звезда 61 Лебедя. Астрономом

Ф.В. Бессель установил, что она находится на расстоянии 10 световых лет.

Бессель был одним из первых астрономов, измеривших «годичный параллакс». До

настоящего времени метод «годичного параллакса» лежит в основе измерения

расстояния до звёзд. Это чисто геометрический метод – достаточно измерить

угол и вычислить результат.

Но простота метода не всегда соответствует результативности. Из-за

большой удалённости звёзд углы очень маленькие. Их можно измерить с помощью

телескопов. Угол параллакса звезды Проксима Центавра, ближайшей из тройной

системы Альфа Центавра, маленький (0.76 точный вариант), но под таким углом

можно рассмотреть монету в сто лир на расстоянии десятка километров.

Разумеется, чем дальше расстояние, тем меньшим становится угол.

Неизбежные неточности.

Ошибки в плане определения параллакса вполне возможны, причём их число

увеличивается по мере удаления объекта. Хотя, с помощью современных

телескопов, можно измерить углы с точностью до тысячной, ошибки всё равно

будут: на расстоянии 30 световых лет они составят примерно 7%, 150 св. лет

– 35%, а 350 св. лет – до 70%. Разумеется, большие неточности делают

измерения бесполезными. Используя «метод параллакса», можно успешно

определить расстояния до нескольких тысяч звёзд, расположенных в районе

примерно 100 световых лет. Но в нашей галактике находятся более 100

миллиардов звёзд, диаметр которых составляет 100 000 световых лет!

Существует несколько вариантов метода «годичного параллакса», например

«вековой параллакс». Метод учитывает движение Солнца и всей Солнечной

системы в направлении созвездия Геракла, со скоростью 20км/сек. При таком

движении учёные имеют возможность собрать нужную базу данных для проведения

успешного расчёта параллакса. За десять лет получено информации в 40 раз

больше, чем это было возможно ранее.

Затем с помощью тригонометрических вычислений определяется расстояние до

определённой звезды.

Расстояние до звёздных скоплений.

Проще вычислить расстояние до звёздных скоплений, особенно рассеянных.

Звёзды расположены относительно близко друг от друга, поэтому, вычислив

расстояние до одной звезды, можно определить и расстояние до всего

звёздного скопления.

Кроме того, в этом случае можно использовать статистические методы,

позволяющие сократить число неточностей. Например, метод «сходящихся

точек», он часто применяется астрономами. Он основывается на том, что при

длительном наблюдении за звёздами рассеянного скопления выделяются

движущиеся к общей точке, она и называется сходящейся точкой. Измерив, углы

и радиальные скорости (то есть скорости приближения к Земле и удаления от

неё), можно определить расстояние до звёздного скопления. При использовании

этого метода возможно 15% неточностей при расстоянии в 1500 световых лет.

Он используется и при расстояниях в 15 000 световых лет, что вполне

подходит для небесных тел в нашей Галактике.

Main Sequence Fitting – установление Главной последовательности.

Для определения расстояния до далёких звёздных скоплений, например до

Плеяд, можно действовать следующим образом: построить диаграмму Г-Р, на

вертикальной оси отметить видимую звёздную величину (а не абсолютную, т.к.

она зависит от расстояния), зависящую от температуры.

Затем следует сравнить полученную картину с диаграммой Г-Р Иад, у неё

много общих черт в плане Главных последовательностей. Совместив две

диаграммы как можно плотнее, можно определить Главную последовательность

звёздного скопления, расстояние до которого надо измерить.

Затем следует использовать уравнение:

m-M=5log(d)-5, где

m – видимая звёздная величина;

M – абсолютная звёздная величина;

d – расстояние.

По-английски этот метод называется «Main Sequence Fitting». Его можно

использовать к таким рассеянным звёздным скоплениям, как NGC 2362, Альфа

Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономы предпринимали попытки определить

расстояние до известного двойного рассеянного звёздного скопления в

созвездии Персея («h» и «chi»), где находится много звёзд-сверхгигантов. Но

данные получились противоречивые. С помощью метода «Main Sequence Fitting»

возможно определить расстояние до 20000-25000 световых лет, это пятая часть

нашей Галактики.

Интенсивность света и расстояние.

Чем дальше расположено какое-либо небесное тело, тем его свет кажется

слабее. Это положение согласуется с оптическим законом, в соответствии с

которым интенсивность света «I» обратно пропорциональна расстоянию,

возведённому в квадрат «d».

[I ~ 1/d2]

Например, если какая-либо галактика находится на расстоянии 10 миллионов

световых лет, то другая галактика, расположенная в 20 миллионах световых

лет, имеет блеск в четыре раза меньший по сравнению с первой. То есть с

математической точки зрения связь между двумя величинами «I» и «d» точная и

измеряемая. Говоря языком астрофизики, интенсивность света является

абсолютной величиной звёздной величиной М какого-либо небесного объекта,

расстояние до которого следует измерить.

Используя уравнение m-M=5log(d)-5 (оно отражает закон об изменении

блеска) и зная, что m всегда можно определить при помощи фотометра, а М

известна, измеряется расстояние «d». Итак, зная абсолютную звёздную

величину, при помощи расчётов определить расстояние не сложно.

Межзвёздное поглощение.

Одна из главных проблем, связанных с методами измерения расстояния –

проблема поглощения света. По пути на Землю свет преодолевает огромные

расстояния, он проходит через межзвёздную пыль и газ. Соответственно часть

света адсорбируется, и когда он доходит до установленных на Земле

телескопов, уже имеет непервоначальную силу. Учёные называют это

«экстинкцией», ослаблением света. Очень важно вычислить количество

экстинкции при использовании ряда методов, например, канделы. При этом

должны быть известны точно абсолютные звёздные величины.

Несложно определить экстинкцию для нашей Галактики – достаточно принять

во внимание пыль и газ Млечного Пути. Труднее определить экстинкцию света

от объекта из другой галактики. К экстинкции по пути следования в нашей

Галактике надо прибавит и часть поглощённого света из другой.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы

притяжения, которая противодействует звезде, удерживает её, и силы,

освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот,

стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии

формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием

гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура

достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных

реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга,

звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра

понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы

противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие

вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав.

На первое место выступает масса звезды, именно от неё зависит будущее этого

небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в

белого карлика, нейтронную звезду или в чёрную дыру.

Как иссякает водород.

Только очень крупные среди небесных тел становятся звёздами, меньшие

становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы

относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы

в из недрах происходили ядерные реакции, характерные для звёзд.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвёздного газа. Как

уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном

состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды

зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого

размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной

чертой звёзд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во

внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются,

как это происходит у звёзд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов

этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий.

Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют

собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р,

медленно выходит из Главной последовательности. В новой фазе плотность

материи внутри звезды повышается, состав ядра «дегенерирует», в результате

появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи.

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов,

а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем

вверх, приближаясь к области красных гигантов. Её размеры значительно

увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоёв падает. Диаметр

красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше

солнце войдёт в эту фазу, оно «проглотит» и Меркурий и Венеру, а если не

сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на

нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура её ядра повышается. Сначала

происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры

начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение

температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую

часть диаграммы Г-Р. это так называемый «helium flash». В это время ядро,

содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав

оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется

продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции.

При трансформации гелия в углеводород ядро видоизменяется. Его

температура повышается до тех пор, пока углерод не начнёт гореть.

Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции

звезды отмечается значительная потеря её массы. Это может происходить

постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются,

как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность –

оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве

со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего

происходящего с ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила

много материи и её масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда

превращается в белого карлика. Эта носит название «лимит Чандрасекара» в

честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это

максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не

состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоёв ядро звезды остаётся, и его поверхностная

температура очень высока – порядка 100 000 оК. Звезда двигается к левому

краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Её светимость уменьшается, так как

уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звёзды небольшого

диаметра, но отличающиеся очень высокой плотности, в полтора миллиона раз

больше плотности воды.

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без

вспышек. Она понемногу остывает. Учёные полагают, что конец белого карлика

проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования

Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической

смерти».

Если же звезда крупная, и её масса больше Солнца, она вспыхнет, как

сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или

частично. В первом случае от неё останется облако газа с остаточными

веществами звезды. Во втором – останется небесное тело высочайшей плотности

– нейтронная звезда или чёрная дыра.

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и

постоянными. Но эта теория претерпела значительные изменения с появлением в

XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течение последующих

веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство

небесных тел объясняется отсутствием техники для наблюдения или её

несовершенством. Учёные пришли к выводу, что переменчивость является общей

характеристикой всех видов звёзд. В течение эволюции звезда проходит

несколько стадий, во время которых её основные характеристики – цвет и

светимость – претерпевают глубокие изменения. Они происходят в течение

существования звезды, а это десятки или сотни миллионов лет, поэтому

человек не может быть очевидцем происходящего. У некоторых классов звёзд

происходящие изменения фиксируются в короткие промежутки времени, например

в течение нескольких месяцев, дней или части суток. Происходящие изменения

звезды, её световые потоки можно многократно измерить в течение последующих

ночей.

Измерения.

На самом деле эта проблема не так проста, как кажется на первый взгляд.

При проведении измерений необходимо учитывать атмосферные условия, а они

меняются, причём иногда значительно в течение одной ночи. В связи с этим

данные о световых потоках звёзд существенно разнятся.

Очень важно уметь отличить настоящие изменения светового потока, а они

непосредственно связаны с блеском звезды, от кажущихся, они объясняются

изменением атмосферных условий.

Для этого рекомендуется провести сравнение световых потоков наблюдаемой

звезды с другими звёздами – ориентирами, видимыми в телескоп. Если

изменения кажущиеся, т.е. связаны с изменением атмосферных условий, они

коснуться всех наблюдаемых звёзд.

Получить верные данные о состоянии звезды на коком-то этапе – это первая

ступень. Далее следует составить «кривую блеска» для фиксирования возможных

изменений блеска. Она будет показывать изменение звёздной величины.

Переменные или нет.

Звёзды, звёздная величина которых непостоянна, называют переменными. У

некоторых из них переменчивость лишь кажущаяся. В основном это звёзды,

относящиеся к системе двойных. При этом, когда орбитальная плоскость

системы более или менее совпадает с лучом зрения наблюдателя, ему может

казаться, что одна из двух звёзд полностью или частично затмевается другой

и является менее яркой. В этих случаях изменения периодичны, периоды

изменения блеска затменных звёзд повторяются с интервалом, совпадающим с

орбитальным периодом двойной системы звёзд. Эти звёзды называются

«затменные переменные».

Следующий класс переменных звёзд – «внутренние переменные». Амплитуды

колебаний блеска этих звёзд зависят от физических параметров звезды,

например от радиуса и температуры. В течение долгих лет астрономы вели

наблюдения за изменчивостью переменных звёзд. Только в нашей Галактике

зафиксировано 30000 переменных звёзд. Их разделили на две группы. К первой

относятся «эруптивные переменные звёзды». Им свойственны однократные или

повторяющиеся вспышки. Изменения звёздных величин эпизодичны. К классу

«эруптивных переменных», или взрывных, относятся также новые и сверхновые.

Ко второй группе – все остальные.

Цефеиды.

Существуют переменные звёзды, блеск которых меняется строго периодически.

Изменения происходят через определённые промежутки времени. Если составить

кривую блеска, она чётко зафиксирует регулярность изменений, при этом форма

кривой отметит максимальные и минимальные характеристики. Разница между

максимальным и минимальным колебаниями определяет большое пространство

между двумя характеристиками. Звёзды такого типа относятся к «переменным

пульсирующим». По кривой блеска можно сделать вывод, что блеск звезды

возрастает быстрее, чем убывает.

Переменные звёзды подразделяются на классы. За критерий берётся звезда-

прототип, именно она даёт название классу. В качестве примера можно

привести Цефеиды. Это название происходит от звезды Цефея. Это наиболее

простой критерий. Есть и другой – звёзды подразделяются по спектрам.

Переменные звёзды можно разделить на подгруппы по разным критериям.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Звёзды на небесном своде существуют в виде скоплений, ассоциация, а не

как единичные тела. Звёздные скопления могут быть усеяны звёздами очень

густо или нет.

Между звёздами могут существовать и более тесные связи, речь идёт о

двойных системах, как их называют астрономы. В паре звёзд эволюция одной

Страницы: 1, 2, 3, 4