Эволюция звезд

Мы можем теперь представить  следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуются несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше. Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от "новорожденной" горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород "кокона". Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего — сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, "кричат" о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т.е. мазерами) .

Оказавшись на главной  последовательности и перестав сжигаться, звезда длительно излучает практически, не меняя своего положения на диаграмме "спектр - светимость". Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме "спектр - светимость", где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме "спектр- светимость". Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда "ляжет" на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность, и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10—15 млрд. лет.

"Выгорание" водорода (т.е. превращение его в гелий  при термоядерных реакциях) происходит  только в центральных областях  звезды. Это объясняется тем, что  звездное вещество перемешивается  лишь в центральных областях  звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь "выгорит". Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "спектр - светимость" вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд.

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород  в ее ядре "выгорит"? Так как  выделение энергии в центральных  областях звезды прекращается, температура, и давление не могут поддерживаться там, на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название "вырожденного". Он обладает рядом интересных свойств. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Звезда как бы "разбухает", и начнет "сходить" с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.

Звезды, изменяющие блеск

Как сообщает древнеримский  историк Плиний Старший, около 134 г. до н.э. в созвездии Скорпиона  наблюдалась вспышка новой звезды. Заинтересовавшись этим, крупнейший астроном древнего мира Гиппарх решил  переписать все звезды, чтобы можно было обнаружить появление новых звезд в будущем.

Знаменитый звездный каталог Гиппарха насчитывал около 500 звезд. В нем не только было описано  положение звезд в созвездиях, но и указывалось, какая из них  и насколько ярче или слабее соседних. Для этой цели Гиппарх распределил звезды на шесть классов по их блеску. Самые яркие получили наименование звезд 1-й величины, а самые слабые видимые глазом - 6-й. Звезды 2-й величины выглядели слабее звезд 1-й величины на столько же, на сколько звезды 2-й величины выглядели ярче звезд 3-й величины и т. д.

Впоследствии, уже в XIX в., выяснилось, что такое подразделение  звезд по величинам отражает логарифмический  характер восприятия силы света человеческим глазом: если блеск звезд ослабевает в геометрической прогрессии, то глаз это ощущает как ослабление светового воздействия в арифметической прогрессии, т. е. как убывание блеска на постоянную величину. Поскольку звезды 6-й величины на пять величин слабее по блеску звезд 1-й величины, причем количество света, приходящее от них, различается в сто раз, то из этих установленных наблюдениями фактов можно вычислить, что знаменатель геометрической прогрессии, на котором Гиппарх интуитивно основал систему звездных величин, равнялся 2.512. Иными словами, мы получаем изменение на одну величину при уменьшении блеска в 2.512 раза.

Итак, блеск в звездных величинах - это выражение в логарифмической  шкале меры световой энергии звезды, принимаемой глазом в единицу  времени, а математически - это величина, пропорциональная логарифму освещенности.

Пусть освещенность, создаваемая  первой звездой, будет E₁, а второй - E₂. Тогда разность их блеска в звездных величинах будет выражаться так называемой формулой Погсона: m₁ - m₂ = - 2.5 lg E₁/E₂, где m₁ - звездная величина первой, а m₂ - второй звезды.

Это простое соотношение  между звездными величинами и  освещенностями составляет основу звездной фотометрии, т.е. методов точного  измерения блеска звезд. Теперь астрономы  умеют измерять блеск звезд очень  точно, и звездная величина записывается с одним или двумя знаками после запятой и отмечается значком ^m.

В 1610 г. Галилей впервые  направил на небо телескоп. С этого  момента началась триумфальная эпоха  телескопической астрономии. В телескопы  астрономы увидели бесчисленные множества звезд, бывших ранее неизвестными из-за слабого блеска. Выяснилась природа Млечного Пути. Эта светящаяся полоса, как бы поясом охватывающая небо, оказалась состоящей из слабых звезд. Дальнейшее изучение Млечного Пути показало, что наше Солнце и все видимые простым глазом звезды тоже принадлежат этому большому облаку звезд, называемому теперь Галактикой (от греческого галактос - млечный).

Около столетия назад  начали применять фотографирование небесных светил. Телескоп стал служить  гигантским фотоаппаратом. Оказалось, что фотографирование сочетает ценнейшие  качества, какими не обладают даже многие новейшие средства наблюдений. Оно позволяет быстро, документально точно и подробно зарегистрировать явление и окружающие его детали. Другие новые средства наблюдений: спектроскопия, фотоэлектроника, телевизионная и радиоастрономическая техника - наиболее успешно применяются совместно с фотографией.

С появлением фотографии определение  блеска звезд стало проводиться  фотографическим способом. Однако следует  отметить, что наш глаз, фотопластинки  и фотоэлементы по-разному чувствительны  к синим, желтым и другим лучам. Глаз, например, лучше воспринимает желтые, а фотопластинка - синие, а у фотоэлементов чувствительность к цвету излучения зависит от химического состава вещества фотоэлемента.

В результате получается, что звезды голубоватого цвета на снимках выходят более яркими по блеску, чем они оценены с помощью глаза. Чтобы учесть это различие, фотографирование звезд проводят на изопанхроматических пластинках со специальными желтыми светофильтрами, позволяющими имитировать "визуальное" цветовосприятие, характерное для глаза. Блеск большинства светил сейчас измерен в синих лучах в так называемых фотографических звездных величинах в отличие от оценок в желтых лучах (визуальные звездные величины). Разность фотографической и визуальной звездных величин светила называется его показателем цвета. Для голубоватых звезд он отрицателен, для белых близок к нулю, т. е, блеск таких звезд в тех и других лучах одинаков. Для желтых и красных звезд показатель цвета положителен.

Нам теперь следует оговорить, что вспышки новых звезд наблюдались  и до Гиппарха. Древнейшие из дошедших до нас сведений о них относятся, по-видимому, к четвертому тысячелетию до нашей эры. В древние времена внимание к необычным небесным явлениям было не случайным. Тогда существовало убеждение, что небесные явления - это знаки, предсказывающие важные события в жизни государств и людей. Наблюдение за небом носило характер важного государственного мероприятия. Заметки древних астрономов, бывших поневоле и астрологами, служат источником информации о небесных явлениях, происходивших много веков назад.

В эпоху телескопической  астрономии были обнаружены разнообразные  по свойствам звезды, изменяющие блеск. Они получили название переменных. Новые звезды также являются одним из классов переменных звезд. Важнейшей характеристикой любой переменной звезды является так называемая кривая блеска, т. е. график изменения ее блеска со временем. Переменные звезды по характеру причин переменности блеска подразделяются на две группы: на физические переменные и затменные переменные. У первых изменение блеска вызвано внутренними физическими причинами, вторые же являются разновидностью так называемых двойных звезд.

Физические переменные по характеру подразделяются на три  группы: пульсирующие, эруптивные и взрывные. Пульсирующие звезды периодически изменяют блеск, что отражает колебания размеров их газовых шаров. Наиболее важный класс пульсирующих звезд - цефеиды, пульсация которых отличается строгой периодичностью. Наблюдениями обнаружено, что чем длиннее период изменения блеска цефеиды, тем больше мощность ее излучения. Поэтому по видимому блеску и длине периода пульсации цефеиды можно определять расстояние до нее.

К эруптивным переменным относятся звезды, прожившие малую  долю своей жизни, с нерегулярными  во времени и по величине изменениями  блеска вследствие происходящих в них  взрывных процессов умеренной силы (эрупций).

Наконец, взрывные переменные - это звезды "на склоне лет", в которых происходят внезапные освобождения большого количества энергии в механической и тепловой формах (взрывы), что на некоторое время во много раз увеличивает их блеск. В порядке убывания мощности вспышки различают: сверхновые, новые, карликовые новые или переменные типа U Близнецов и новоподобные переменные. Вспышки звезд трех последних классов носят циклический характер, т. е. могут повторяться через некоторые промежутки времени.

Остановимся теперь на двойных звездах. По способу выявления их двойственности они подразделяются на визуально-двойные, спектрально-двойные и затменные переменные. И спутник, и главная звезда в визуально-двойной системе видны в телескоп. Наблюдения за ними в течение многих лет позволяют рассчитать орбиту движения спутника около главной звезды, а по орбите определить массы обеих звезд. Это единственный прямой путь определения масс звезд в астрономии. Масса же звезды, как мы увидим, самая важная характеристика, предопределяющая все существование звезды.

Спектрально-двойные  звезды образуются такими близкими парами, что присутствие двух звезд можно  обнаружить только с помощью спектральных приборов.

Особую роль в современной астрономии играют так называемые тесные двойные системы, поскольку одна из звезд такой пары может перетянуть к себе значительную часть массы другой звезды. Такой "звездный каннибализм" имеет далеко идущие последствия, связанные с судьбами этих звезд, рентгеновских источников и, возможно, некоторых типов сверхновых звезд.

Наконец, затменные переменные звезды. Это - двойные звезды, которые  при своем обращении по орбитам  поочередно заслоняют друг друга  для наблюдателя на Земле, вследствие чего мы видим систематические колебания блеска, а также часто и спектрально-двойную переменность.

Спектральный анализ

С конца прошлого века важным средством исследования небесных светил стал спектральный анализ. С  его помощью получены сведения о  природе светил, их движении, развитии и химическом составе.

Спектральный анализ основан на свойстве света разлагаться  на составляющие его цветовые лучи, т. е. в спектр. По зрительному ощущению мы различаем в спектре семь основных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый, но в действительности наблюдается переход от одного цвета к другому через промежуточные оттенки. Почему цвета в спектре располагаются в строго определенном порядке, установлено исследованием природы света. Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах - ангстремах ( ), составляющих одну стомиллионную часть сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 ) до фиолетовых (около 4000 ). Длины волн остальных цветов заключены между ними. К видимым лучам примыкают невидимые: короче 4000 - ультрафиолетовые и длиннее 7000 - инфракрасные.