Реферат: Физика звезд
Республика Татарстан
Экзаменационный реферат поастрономии
на тему:
Физика Звезд
Выполнил ученик
Зайнутдинов Ф. М.
11 В класса, шк.6.
Проверил:
КалистратоваС.С.
г. Бугульма, 2001 год
ВВЕДЕНИЕ
Звездное небо во все времена занимало воображениелюдей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы узвездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими имногими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство тогобольшого мира, в котором мы живем.
Самые ранние представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли векаи тысячелетия, прежде чем возникла и получила глубокое обоснование и развитиенаука о Вселенной, раскрывшая намзамечательную простату, удивительный порядок мироздания. Недаром еще в древнейГреции ее называли Космосом а это слово первоначально означало «порядок» и«красоту».
Системы мира — это представления о расположении впространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звезд и других небесныхтел.
В древнеиндийской книге, которая называется«Ригведа», что значит «Книга гимнов», можно найти описание — одно из самыхпервых в истории человечества — всей Вселенной как единого целого. Согласно«Ригведе», она устроена не слишкомсложно. В ней имеется, прежде всего, Земля. Она представляется безграничнойплоской поверхностью — «обширным пространством». Эта поверхность покрыта сверхунебом. А небо — это голубой, усеянный звездами «свод». Между небом и Землей — «светящийся воздух».
От науки это было очень далеко. Но важно здесьдругое. Замечательна и грандиозна сама дерзкая цель — объять мыслью всюВселенную. Отсюда берет истоки уверенность в том, что человеческий разумспособен осмыслить, понять, разгадать ее устройство, создать в своемвоображении полную картину мира.
СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ
В ясную безлунную ночь, когда ничто не мешаетнаблюдению, человек с острым зрением увидит на небосводе не более двух — трехтысяч мерцающих точечек. В списке, составленном во 2 веке до нашей эрызнаменитом древнегреческим астрономом Гиппархом и дополненном позднееПтолемеем, значится 1022 звезды. Гевелий же, последний астроном, производившийтакие подсчеты без помощи телескопа, довел их число до 1533.
Но уже в древности подозревали о существованиибольшого числа звезд, невидимых глазом. Демокрит, великий ученый древности,говорил, что белесоватая полоса, протянувшаяся через все небо, которую мыназываем Млечным Путем, есть в действительности соединение света множестваневидимых по отдельности звезд. Споры о строении Млечного Пути продолжалисьвеками. Решение — в пользу догадки Демокрита — пришло в 1610 году, когдаГалилей сообщил о первых открытиях, сделанных на небе с помощью телескопа. Онписал с понятным волнением и гордостью, что теперь удалось «сделать доступнымиглазу звезды, которые раньше никогда не были видимыми и число которых поменьшей мере в десять раз больше числа звезд, известных издревле».
Но и это великое открытие всё ещё оставляло мирзвёзд загадочным. Неужели все они, видимые и невидимые, действительнососредоточены в тонком сферическом слое вокруг Солнца?
Ещё до открытия Галилея была высказана совершеннонеожиданная, по тем временам замечательно смелая мысль. Она принадлежитДжордано Бруно, трагическая судьба которого всем известна. Бруно выдвинул идеюо том, что наше Солнце — это одна из звёзд Вселенной. Всего только одна извеликого множества, а не центр всей Вселенной. Но тогда и любая другая звездатоже вполне может обладать своей собственной планетной системой.
Если Коперник указал место Земли отнюдь не в центремира, то Бруно и Солнце лишил этой привилегии.
Идея Бруно породила немало поразительных следствий.Из неё вытекала оценка расстояний до звёзд. Действительно, Солнце — это звезда,как и другие, но только самая близкая к нам. Поэтому — то оно такое большое ияркое. А на какое расстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выгляделотак, как, например, Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астрономГюйгенс (1629 — 1695). Он сравнил блеск этих двух небесных тел, и вот чтооказалось: Сириус находится от нас в сотни раз дальше, чем Солнце.
Чтобы лучше представить, сколь велико расстояние дозвезды, скажем, что луч света, пролетающий за одну секунду 300 тысячкилометров, затрачивает на путешествие от Сириуса к нам несколько лет.Астрономы говорят в этом случае о расстоянии в несколько световых лет. По современнымуточненным данным, расстояние до Сириуса — 8,7 световых лет. А расстояние отнас до солнца всего 8 световых минут.
Конечно, разные звезды отличаются друг от друга (этои учтено в современной оценке расстояние до Сириуса). Поэтому определениерасстояний до них и сейчас часто остаётся очень трудной, а иногда и простонеразрешимой задачей для астрономов, хотя со времени Гюйгенса придумано дляэтого немало новых способов.
Замечательная идея Бруно и основанный на ней расчетГюйгенса стали решительным шагом к овладению тайными Вселенной. Благодаря этомуграницы наших знаний о мире сильно раздвинулись, они вышли за пределы Солнечнойсистемы и достигли звёзд.
3везды бывают новорожденными, молодыми, среднеговозраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянноумирают.
Самыемолодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд всозвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они всееще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд(первичных звезд).
Этопеременные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли настационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеютсявращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества,которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается втепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когдацентральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерныйсинтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаютсяядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживатьее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого — этозависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с нашеСолнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10миллиардов лет.
Однакослучается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всегонесколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо сгораздо большей скоростью.
Нормальные звезды
Все звезды воснове своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячегосветящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но невсе звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие — это цвет. Естьзвезды красноватые или голубоватые, а не желтые.
Кроме того,звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда внебе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния,отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широкомдиапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем миллиона Солнц. Подавляющее большинствозвезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце,которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздобольшей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можноувидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездияхнашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычныхзвезд, тех, что обладают очень большой светимостью.
Почему жезвезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут все зависитот массы звезды.
Количествовещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а такжето, как блеск меняется во времени.
Гиганты и карлики
Самые массивные звезды одновременно и самые горячие,и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромныеразмеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что всеих запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.
Впротивоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цветих — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.
Однако средиочень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся иАльдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные эвездысо слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездамитипа Сириуса и Веги?
Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильнорасширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды.По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.
Благодаряогромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чемнормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхностизначительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта — например, Бетельгейзе вОрионе — в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размернормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера
Солнца. Поконтрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звездыбывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концовпревратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.
ЖИЗНЕННЫЙ ЦИКЛ ЗВЕЗДЫ
Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет знергиюза счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой еесердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его небесконечны. За последние 5 миллиардов лет Со лнце уже израсходовало половинуводородного топлива и сможетподдерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, прежде чемзапасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?
После тогокак звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутризвезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, ав оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размерсамой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именноэтот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыотой нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюцией икоторую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, нопродолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивныезвезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.
Звезды болеескромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются,превращаясь в белые карлики.
После чегоони просто угасают.
В процессепревращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газоваяоболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температуракоторой на поверхности может достигать 100 000«С. Когда такие светящиесягазовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарнымитуманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, еслипользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!
ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
По-видимому, почти все звезды рождаются группами, ане по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездныескопления — вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездныескопления, потому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовалисьпримерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас.Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истиннымиразличиями. Какие бы коллосальныеизменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они всеодновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств отмассы — ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы,так что отличаются они друг от друга только своей массой.
Звездныескопления интересны не только для научного изучения — они исключительно красивыкак объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Естьдва типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с ихвнешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, онираспределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровыескопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненнуюзвездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.
Открытые звездные скопления
Наверное, самым знаменитым открытым звезднымскоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря натакое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишьшесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении — где-то между 300 и 500,и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и нарасстоянии 400 световых лет от нас.
Возраст этогоскопления — всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсемнемного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успелиеще превратиться в гиганты. Плеяды — это типичное открытое звездное скопление;обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысячзвезд.
Среди открытыхзвездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва линасчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой ониобразуются, с течением времени не меняется.
Дело в Том,что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, покане смешаются с основным множеством звезд — тех самых, тысячи которых предстаютперед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживаетоткрытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другогообъекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.
Некоторыезвездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют неочень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков,из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в областиразмером в несколько сотен световых лет.
Облака, вкоторых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именнотам обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаковсодержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится вмежзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений,о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа вГалактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.
Шаровые звездные скопления
В противоположность открытым, шаровые скопленияпредставляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых тамнасчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположенытак густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровомускоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллионаотдельных звезд. Размер типичного шарового скопления — от 20 до 400 световыхлет.
В плотнонабитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой,что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойныезвезды.
Иногдапроисходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звездымогут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровыхскоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще.Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашейГалактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределеныпо всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все этископления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и самаГалактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопленияобразовались, когда части облака, из которого была создана Галактика,разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потомучто звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготениясвязывают скопление в плотное единое целое.
Шаровыезвездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокругдругих галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимоеневооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Ононаходится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширнымиз всех известных скоплений:
его диаметр — 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария являетсяМ13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.
В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель,по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду всозвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недельвообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменнойзвезды.
Эта звездаполучила название Мира — чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяетсвой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды)до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чемнеобходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многиетысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не стольдраматично, как Мира.
Существуют различные причины, по которым звездыменяют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, аиногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощьюочень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.
Другие — неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично,с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобыпонять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точнопроследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величиныпеременной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска,измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездныхвеличин профессиональные астрономы используют прибор, называемыйфотометром, многочисленные наблюденияпеременных звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специальноподготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить озвездной величине перемеиной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее спостоянными звездами, расположенными рядом.
Графикиблеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным(правильным) образом — участок их графика на отрезке времеии определенной длины(периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершеннонепредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды идвойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют иливыбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которыеявляются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд,это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звездымогут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, онимогут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называютсязатменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алгольв созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться содной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Некоторые из наиболее правильных переменных звездпульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь — как бы вибрируют с определеннойчастотой, примерно так, как это происходит со струной музыкального инструмента.Наиболее известный тип подобных звезд — цефеиды, названные так но звезде ДельтаЦефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их массапревосходит массу Солнца в 3 — 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячираз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессепульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, чтовызывает общее изменение ее блеска.
Мира, перваяиз описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своейпеременностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадиисвоего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, своинаружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красныхсверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторыхпределах.
Используя длянаблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзебольшие темные пятна.
Звезды типаRR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звездыпримерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездныхскоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величинуприблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид, используют длявычисления астрономических расстояний.
Неправильные переменные звезды
R СевернойКороны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом.Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько летее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепеннорастет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут в том, что этазвезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется вкрупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаковпроходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеетсяв пространстве.
Звезды этоготипа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, гдеобразуются звезды.
ВСПЫХИВАЮЩИЕ И ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
Вспыхивающие звезды
Магнитныеявления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но онине могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд — красныхкарликов — это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, ив результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, ато и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной изтаких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, апродолжаются они всего несколько минут.
Двойные звезды
Примернополовина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так чтодвойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьмараспространенное.
Принадлежность к двойной системе очень сильновлияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг кдругу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят кдраматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.
Двойныезвезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системывращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними иназываемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точкуопоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своемконце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольшедлятся их пути по орбитам. Большинстводвойных звезд (или просто — двойных) слишком близки друг к другу, чтобы ихможно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Еслирасстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период можетизмеряться годами, а иногда целым столетием или даже болше. Двойные звезды,которые можно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.
Открытие двойных звезд
Чаще всегодвойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух,либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на неберегулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогдаговорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощьюизмерений ее положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особымхарактеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобеннепрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими щелями — такназываемыми линиями поглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии,изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называетсяэффектом Допплера. Когда звезды двойнойсистемы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, тоудаляются. В результате лииии их спектров перемещаются на некотором участкерадуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Еслиоба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можноувидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будетдоминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ееистинную двойную природу.
Измеренне скоростей звезд двойной системы иприменение законного тяготения представляют собой важный метод определения массзвезд. Изучение двойных звезд — это единственный прямой способ вычислениязвездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получитьточный ответ.
Тесные двойные звезды
В системе близко расположенных двойных звездвзаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей формугруши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когдавещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двухзвезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхностькоторой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звездвырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нееустремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Частозвездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручиваетсявихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолькорасширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойнаязвезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двухзвездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь вгиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойныесистемы — явление нередкое.
Одним изпоразительных результатов переноса массы в двойных звездах является такназываемая вспышка новой.
Одна звездарасширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздуваниенаружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватыватьсядругой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда — белый карлик.Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин — вспыхиваетновая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткоевремя, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал сраздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потокематерии резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается домиллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни летвспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могутповториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менеедраматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.
Когда ядерное топливо звезды оказываетсяизрасходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинаетсжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше неуравновешивается выталкивающей силой горячего газа.
Дальнейшееразвитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса непревосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясьбелым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основномусвойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинаютотталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, этопроисходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно,образуя чрезвычайно плотную материю.
Белый карлик с массой Солнца по объемуприблизительно равен Земле.
Всего лишьчашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чеммассивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собойвнутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечтовроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь всеболее тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликаминазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температуройповерхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белыйкарлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останкизвезды. Белые карлики настолько малы,что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружитьих бывает нелегко. Тем не менее количество известных белых карликов сейчасисчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звездГалактики — белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, являетсячленом двойной системы, и его напарник — белый карлик под названием Сириус В.
НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Если массасжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такаязвезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится. Гравитационныесилы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомныхядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способные прилегать друг кдругу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звезд превосходит дажеплотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечныхмасс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие.Типичная нйтронная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а одинкубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности,нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют ихобнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильноемагнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается,скорость ее вращения возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращаетсягораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершаетнесколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением,нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем уЗемли.
ПУЛЬСАРЫ
Первыс пульсары были открытыв 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам изчетырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-топриродные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстромритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящихсуществ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественноеобъяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спиралиэлектроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как лучпрожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашегонаблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но исветовые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров околочетырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение этихнейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, онивходят в двойные системы.
РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
В Галактикенайдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения.Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновенияих источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнениюастрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя,падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.
Возможно, рентгеновские источники представляют собойдвойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может бытьнейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может бытьлибо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 — 20 раз, либоиметь массу, превос