Светимость и расстояние до звёзд

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до

звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне

надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для

сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие

нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала

прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении

ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной

орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую

точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных

звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять

- меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы,

значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев

абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения

расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно

спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы.

Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G,

K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна,

что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса.

Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А

обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом

приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой

температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у

звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М.

В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и

В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с

поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены

специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены

телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и

ультрафиолетовое излучение.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них

огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам.

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.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет.

Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные

с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми,

звезды же спектральных классов К и М - красные.

Массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть

записан в следующем виде:

, здесь М1 и М2 -

массы компонент системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона.

Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение

орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления,

только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким

образом определить массу каждой из 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.

Появление звёзд

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути

удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы,

представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными,

так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими

звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат

частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними

звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике.

Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их

настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений

звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из

глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение

оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют

на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В

чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими

звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет

"ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что

вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую

со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём,

заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше.

Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих

глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы,

возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать

глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества

приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно,

неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру,

ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а

поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы

уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит,

что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов

километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью

немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет.

Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом

деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно

быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц

и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура

глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так

как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения

приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но

зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени

требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает

светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам,

это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет.

Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей,

чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут

светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с

массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и в конце концов

совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий

белый карлик.

Чёрные дыры

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни

звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося

после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в

крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое

внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент

катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры.

Возникновение галактик и звезд

Существует теория, что в предыдущем состоянии галактики, и может быть даже Метагалактика, состояли из какого-то сверхплотного «дозвездного вещества». Оно обладает способностью самопроизвольно дробиться и образует галактики. Ядра их путем дальнейшего дробления порождают ассоциации «дозвездных» тел, а те, дробясь, порождают и звезды, и диффузную материю. Галактики с активными ядрами считаются молодыми.

Большинство ученых придерживается, однако, прежней, гораздо более подробно разработанной гипотезы о том, что звезды и галактики возникали из водородной массы Метагалактики путем ее распада на отдельные облака. За этим следовало уплотнение каждого из них в сферическое облако за счет тяготения. Оно распадалось на множество сгустков, имевших поэтому тоже сферическое распределение. Так возникли первые звезды, содержавшие мало тяжелых элементов. Это звезды шаровых скоплений, эллиптических галактик и ядер спиральных галактик.

В сферических галактиках повышенная плотность газа благоприятствовала концентрации его в звезды. Процесс образования звезд в сферических системах давно закончился. Их звезды являются самыми старыми звездами.

Звезды в процессе эволюции выбрасывают массы газов, достаточные для формирования звезд. В недрах звезд, особенно сверхновых, в процессе ядерных реакций вырабатываются тяжелые элементы. Поэтому выбрасываемый звездами газ уже обогащен ими. Так возникали и возникают путем конденсации вторично накопившегося газа звезды нового поколения, более молодого. Они отличаются от прежних своим химическим составом.