Эволюция звезд

Южно-Уральский государственный университет Факультет Сервиса и легкой промышленности Кафедра «Физическая химия» ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД Выполнила: студентка группы С – 282 Бернштейн М.И. Проверил: Тепляков Ю.Н. Челябинск 2003г. ОГЛАВЛЕНИЕ Аннотация 3 Введение 1. Эволюция звезд 5 2. Типы звезд 1. Звезды-карлики 1. Белые карлики 2. Красные карлики 2. Звезды-гиганты 3. Звезды-сверхгиганты 3. Небесные могильники 1. Сверхновые звезды 2. Нейтронные звезды и пульсары 3. Черные звезды 18 4. «Звездные соседи» (двойные звезды) 5. Звездные скопления 6. Переменные звезды 7. Облака среди звезд: туманности 29 7.1. Эмиссионные (газовые) туманности 2. Отражающие (пылевые) туманности 3. Планетарные туманности 4. Диффузные туманности 1. Светлые эмиссионные туманности 2. Светлые отражательные туманности 3. Темные туманности 8. Млечный путь 9. Галактика 35 Вывод 37 Приложение 38 Список используемой литературы 49 АННОТАЦИЯ Прочитав данный реферат освещены следующие понятия: - галактика - галактическая концентрация - двойные звезды - звезды-гиганта - звезды-карлики - звезды-сверхгиганты - звездные скопления - коллапс - Млечный Путь - новые звезды - переменные звезды - протозвезда - пульсары - сверхновые звезды - туманность - цефеиды - черная дыра ВВЕДЕНИЕ Вселенная состоит на 98% из звезд.

Они же являются основным элементом галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов.

Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие.

Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом». (1) «Жизненный путь звезд, представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной актив¬ности, агония, смерть, напоминающий жизненный путь отдельного организма.

В некоторых случаях можно говорить об оставленном звездами «потомстве», о по¬следовательных поколениях звезд. Путь этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии, часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или человеком в течение жизни». (4) Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных объектов.

К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды ¬– впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд.

Буквально на глазах это беспрецедентный случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались справедливыми. Каков же механизм их возникновения? На какие типы они делятся? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звезд? На эти и другие вопросы я и попытаюсь ответить в своем реферате. 1. Эволюция звезд Звезды подобны животным на воле. Мы можем увидеть новичков, но никогда – сам момент рождения, который скрыт завесой тайны.

Пагельс (1939-1988), американский физик. «Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что Солнце, возраст которого оценивали в 5 млрд. лет, бедно водородом и богато гелием, хотя за это время оно должно было истратить меньше водорода и образовать меньше гелия. Можно, конечно, допустить, что раньше оно было горячее, и процессы шли скорее, однако геологические данные свидетельствуют, что все это время количество солнечной энергии практически не менялось.

Предположение о том, что часть водорода была израсходована еще на стадии разреженной вращающейся туманности маловероятно.

В разряженных туманностях тяготение слабо настолько, что вызывает повышение температуры только в самом центре, но этого недостаточно для начала ядерных реакций синтеза. Такая туманность сжималась бы медленно и производила энергию только за счёт тяготения, как предполагал Гельмгольц, и количество этой энергии не менялось. По мере сжатия она концентрировалась бы все в меньшем объёме, и, достигнув критической отметки, сжимающаяся туманность вспыхнула бы и превратилась в звезду. Если бы это было так, то в самом центре этой звезды могли начаться ядерные реакции и стали рождаться более тяжёлые элементы. На Солнце много элементов более сложных, чем гелий, кроме того, сложные элементы составляют сложную семью– планет.

Получается и они из самого центра Солнца Это противоречит гипотезе происхождения их из туманности, стало быть, тяжёлые элементы должны появиться как-то иначе. Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус – белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние ввели звёздные величины.

В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и массам, а в конце века – по спектрам. В 1900 году американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг ввел спектральные классы, обозначив их буквами латинского алфавита. Границы между классами были нечёткими, и в последствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9, так что наше Солнце по спектру попало в G2. Когда при истолковании спектров стали учитывать ионизацию, стало возможным по спектральным сериям определять температуру звёзд. Состав же звёзд не отличался разнообразием: как и Солнце, большинство звёзд состояло преимущественно из водорода и гелия.

Тогда спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А, F, G, К, М. Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R, N, S, для горячих - W. Очевидно, что без классификации звёзд нельзя говорить об их эволюции (рис. 1). Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L (или звездные величины M). Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей (рис. 2,3). Так, в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная последовательность).» (2) «Стационарное состояние звёзд, проходящих свой путь на Главной последовательности, не означает, что в них прекращаются направленные процессы развития.

Горение водорода оставляет свои следы в структуре светила, подводя время от времени систему к критическим состояниям, за которыми следует более или менее радикальная трансформация программы эволюции.

По крайней мере две фазы развития проходит звезда солнечной массы в течение периода Главной последовательности.» (4) «В правом верхнем углу расположены сверх гиганты (наиболее крупные звёзды из всех). Группа звёзд-гигантов компактна и расположена вверху диаграммы между Главной последовательностью и группы сверх гигантов. Параллельно Главной последовательности, несколько ниже её, расположены звёзды, образующие последовательность субкарликов, в левом нижнем углу диаграммы – группа белых карликов.

Звёзды по светимости разделены на семь классов, обозначенных римскими цифрами.

Класс светимости пишется после спектрального класса звезды, например, Солнце: звезда класса G 2V. На основе полученных закономерностей распределения звезд на диаграмме и известных в начале века физических моделей, Ресселл построил эволюционный путь звезды. Переходя от стадии холодной туманности в голубовато-белую стадию, звезда перемещается в верхней части диаграммы справа налево, пока не достигнет верхнего левого конца Главной последовательности. Далее звезда под влиянием поля тяготения сжимается (при этом нагревания не происходит, а ее вещество достигает плотности, уже не соответствующей газу) и остывает, превращаясь в желтый карлик, как наше Солнце.

Затем она станет красным карликом и погаснет совсем, став черным карликом – пеплом угасшей звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд. Когда были открыты источники энергии звезд, вопрос о массе звезды приобрел важное значение.

Практически наиболее верным способом определения массы звезды являются исследования двойных звезд. Оказалось, что положение звезды на Главной последовательности определяется ее массой. Соотношения светимостей звезд и их радиусов (L/LС) = (R/RС)5,2, светимостей и масс (L/LC) = (М/МC)3,9 сравнили со значением количества энергии, излучаемой поверхностью звезды за единицу времени L/4П R2, и получили соотношение между температурой поверхности и ее массой (Т/ТC) = (М/МC)0,6. Итак, чем меньше масса звезды, тем меньше ее поверхностная температура, тем более поздним будет ее спектральный класс.

Эта формула позволяет оценить массу звезды и по ее светимости: (М/МC)= (L/LС)0,256 = 3,04 . 10-0,102 M Соотношения между параметрами звезд легли в основу моделей внутреннего строения звезд, полученных Эддингтоном, исходя из условий равновесия плазмы внутри звезд. Эддинггон также детально исследовал природу белых карликов.

К 1924 г. была составлена новая диаграмма соотношений «масса — светимость», из которых следует, что с увеличением массы скорость потребления топлива растет быстрее, чем его запас. Иначе говоря, чем больше и горячее звезда, тем быстрее кончится ее топливо и тем скорее кончится ее «жизнь» на Главной последовательности, где находится 0,99 всех видимых звезд. Так, Солнце, по оценкам ученых, пробудет на ней еще 8 млрд. лет, т. е. оно еще не достигло своего среднего возраста. Если бы Солнце принадлежало к классу А, то его срок (5 млрд. лет) был бы на исходе. Для такой большой и горячей звезды, как S Золотой Рыбы, этот срок был бы всего 2-3 млн. лет. В теории Эддингтона все свойства звезды основывались на модели идеального газа, поэтому, как и газ, звезды у него при сжатии обязательно нагревались, что опровергало теорию скольжения.

Р. Трюмплер, доказавший в 1930г. существование межзвездной пыли, детально и систематизирование исследовал звездные скопления. Сопоставление его результатов с теорией привело к следующей схеме эволюции звезд.

Облако газа и пыли – газопылевой комплекс — сжимается и нагревается, возникающие при этом неоднородности приводят его в состояние гравитационной неустойчивости, и он распадается на части. Пока такой фрагмент прозрачен для инфракрасного излучения, температура его внутренних слоев не повышается, и сжатие происходит ускоренно. С некоторого момента изотермическое сжатие переходит в адиабатическое, объект становится непрозрачным, давление и температура внутри растут, замедляя сжатие.

Так возникает протозвезда («это обособившиеся из газовопылевого облака в результате его гравитационной неустойчивости плотные конденсации вещества, в недрах которых еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций – основного источника энергии звезд» (11) ). Внутренние слои разогреваются за счет гравитационной энергии падающего к центру вещества, объект как бы закипает, что отражается бурными вспышками на поверхности.

Примером такой звезды является Т Тельца. Это состояние продолжается до тех пор, пока разогрев не достигнет значений температуры, достаточных для начала термоядерных реакций. Так протозвезда приобретает статус звезды. В соответствии со своей массой звезда занимает определенное место на Главной последовательности. Наше Солнце проделало такой путь примерно за 2 млн. лет. Звезда, с массой примерно равной солнечной, «сядет» в среднюю часть последовательности и останется там около 10 млрд. лет. По мере выгорания водорода давление в оболочке повышается, внешние слои расширяются, и звезда начинает покидать Главную последовательность (двинется сначала чуть вправо и вниз), так как на расширение тратится некоторая энергия, и светимость звезды уменьшается.

Равновесие будет достигнуто за счет формирования протяженной зоны конвекции, и звезда перейдет в группу красных гигантов. Что будет дальше? Огромная атмосфера красного гиганта может не обеспечить перенос энергии от внутренних слоев, тогда внутри звезды процессы пойдут адиабатически.

Вблизи ядра температура может повыситься и достичь необходимого значения для протекания термоядерных реакций, возможно, и с большим выходом энергии, чем у протон-протонных. Тогда холодная огромная атмосфера будет отброшена растущим давлением и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая может рассеяться в пространстве за сотни тысяч лет. Вероятно, наблюдаемая в созвездии Лиры туманность имеет такое же происхождение.

Соединения ядер гелия возможны, но они дают меньше энергии (до 9 %), чем при соединении ядер водорода. Звезда может продлить свое существование, если из углерода, получающегося при соединении трех атомов гелия, начнут возникать более сложные ядра. Конец наступает при синтезировании железа, которое имеет самые устойчивые ядра и уже не выделяет энергии. По теории возможен переход в кратковременную стадию — на несколько миллионов лет — пульсаций (стадия цефеиды), после чего звезда станет белым карликом.

Предполагают, что наше Солнце через миллиарды лет тоже начнет расширяться, достигнет стадии красного гиганта, и, если к тому времени человечество не покинет солнечную систему (или не уничтожит себя раньше этого срока), его судьба будет предрешена. Красные гиганты типа Бетельгейзе (рис. 6) и Антареса развились из звезд Главной последовательности и были массивнее Солнца. Возможно, большие звезды станут инфракрасными гигантами. Таков эволюционный путь звезды с массой, близкой к солнечной.

В отличие от звезд типа нашего Солнца, «жизнь» которых относительно стационарна, существуют и переменные звезды, или звезды, блеск которых меняется (беспорядочно или периодически). Затменно-переменными являются двойные звезды. Отмеченное более тысячи лет назад арабскими астрономами изменение блеска звезды бета Персея отражено в названии этой звезды — Эль-Гуль, или «дьявол», что в Европе превратилось в Алголь. Причину колебаний ее блеска разгадал английский астроном-любитель Джон Гудрайк (1764—1786), предположив «существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Он же обнаружил (1784) пульсации звезды дельта Цефея с периодом меньше 0,2 суток.

Еще раньше Давид Фабрициус заметил новую яркую звезду в созвездии Кита, блеск которой менялся с периодом в 348 дней, и назвал ее Миррой («это красный гигант, находится в созвездии Кита; масса равна примерно массе Солнца. На протяжении года эта звезда то становится достаточно яркой, чтобы ее можно было заметить невооруженным глазом, то тускнеет до такой степени, что ее можно разглядеть лишь в телескоп.

Через несколько миллиардов лет наше Солнце, возможно, станет мигать наподобие Миры»(1)). Такие долгопериодические переменные звезды — преимущественно Звезды-гиганты «холодного» спектрального класса М. Впоследствии были обнаружены и классифицированы более 14 тысяч переменных звезд. Физически переменные звезды на диаграмме «спектр — светимость» занимают широкую полосу в направлении от Главной последовательности в область гигантов и сверхгигантов.

При переходе слева направо период пульсаций звезды, обратно пропорционален корню квадратному из средней плотности звезды. А ведь чем дальше вправо к области сверхгигантов смещена звезда, тем больше ее радиус и меньше ее плотность! Итак, период пульсаций связан со всей структурой звезды. Вероятно, источником пульсаций в этих звездах служит энергия, высвобождающаяся в звездных недрах, которая способна преобразоваться в механическую за счет особенностей ее строения.

Важным типом физически переменных звезд являются цефеиды, названные по звезде дельта Цефея. Существуют цефеиды с периодами от нескольких часов до нескольких суток. Изучение спектров цефеид показывает, что вблизи максимального блеска звезда приближается к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума — удаляется (эффект Доплера). Значит, цефеиды периодически сжимаются и расширяются, т. е. это нестационарные пульсирующие звезды. Но не все звезды проходят такой, относительно спокойный эволюционный путь. Сравнительно часто происходят вспышки Новых звезд (в нашей Галактике до сотни за год), но видеть удается только одну-две из них. Наиболее мощные взрывы стали называть уже по аналогии Сверхновыми звездами.

Вспышка Сверхновой наблюдалась китайскими астрономами еще в 1054г. в созвездии Тельца, и сейчас остатки оболочки этой взорвавшейся звезды наблюдаются в виде Крабовидной туманности. Со временем она рассеется в пространстве, но при вспышках образуются изотопы многих элементов с массовыми числами, большими 60, и именно эти вспышки обогащают газопылевые комплексы тяжелыми элементами.

Это объясняет казавшуюся парадоксальной закономерность — в молодых звездах наблюдается более высокое содержание элементов с атомными массами, большими гелия, чем в старых. В 1968 г. в английском журнале «Nature» появилась статья (авторы – радиоастрономы А.Хьюиш, С.Белл, И.Пилкингтон, П.Скотт, Р.Коллинз), в которой сообщалось об обнаружении на длине волны 3,68 м необычных радиосигналов длительностью 0,3 с и повторяющихся через 1,337с. Впоследствии оказалось, что эта периодичность поддерживается с точностью до стомиллионной доли секунды в течение полугода, однако амплитуда сигнала меняется.

Такой характер сигнала напоминал передачи земных радиостанций, в которых настрого ритмичные высокочастотные сигналы накладываются колебания звуковой частоты. Характер излучения — пульсирующий — был не похож на известный ранее (типа цефеид), и источники этого излучения назвали пульсарами.

Конечные судьбы звезд определяются их массами. Гипотезу о том, что возможно существование звезд огромной плотности, состоящих только из нейтронов, высказал Ландау еще в 1932 г. сразу же после открытия нейтрона. Через два года эту идею развили Вальтер Бааде и Ф. Цвикки. Они показали, что такие звезды могут образовываться при взрывах сверхновых как конечная стадия эволюции массивных звезд. Если в ядре звезды образовались атомы железа, то оно будет продолжать сжиматься и разогреваться под действием сил гравитации, В таких условиях железо начнет распадаться на протоны и нейтроны, затем протоны при взаимодействии с электронами превратятся в нейтроны.

Так получится компактная звезда, состоящая из нейтронов. Снаружи нейтронное ядро будет обрамлять железная кора, имеющая температуру до 1 млн. К. Размеры звезды примерно 12-15 км при средней плотности 1018 кг/м3. При такой огромной плотности нейтронная жидкость является вырожденной и подчиняется принципу запрета Паули, препятствующему дальнейшему сжатию.

В центре нейтронной жидкости возможна примесь кваркового вещества. Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный коллапс. Когда скорость убегания станет равной скорости света, такой коллапс неотвратим, и звезда превратится в черную дыру.» (2) 2.

Типы звезд

Типы звезд «За исключением Луны и планет любой кажущийся неподвижным объект на небе является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов». (1) 2.1. ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ 2.1.1. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ «Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно высокой плотностью.

К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 гсм3; масса его составляет о,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца.

Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо меньший объем» (6) 2.1.2. КРАСНЫЕ КАРЛИКИ «Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас». (1) 2.2 ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ «После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные гиганты.

У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и ярче. Поэтому их помещают над звездами основного состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела.

Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы. В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет, но звезда R Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови». (1) 2.3. ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ «Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца». (7) «Сверхгиганты располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела.

Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 600 миллионов миль (1 000 млн. км). Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером». (1) 3. «Небесные могильники» «Продолжительность жизни звезды во многом зависит от ее массы, так же как и судьба, которая ее ждет – белого карлика, нейтронной звезды или же черной дыры». (1) 3.1. СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ «Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звезд, которых они напоминают по характеру изменения блеска.

Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко: в отдельных Галактиках в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Вспышки сверхновых в нашей Галактической системе после изобретения телескопа (начало 17 в.) не наблюдались.

Однако установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее время видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд.

Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца, видимая в том месте, где, согласно летописям, в 1054 наблюдалась вспышка звезды, являвшейся, как установлено, сверхновой. Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. Источниками радиоизлучения являются и другие туманности, видимые на месте сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактической системе; интенсивность радиоизлучения, повидимому, тем больше, чем ярче была сверхновая звезда в максимуме блеска.

Причины вспышек сверхновых выяснены недостаточно. Однако несомненно, что в процессе такой вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения; при этом звезда теряет огромную энергию». (7) «Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора, оставляя некоторую часть их в дальних слоях оболочки.

С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность сопротивляться безжалостной силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой (рис. 4, 5)». (1) 3.2.

Нейтронные звезды и пульсары

Нейтронные звезды и пульсары «Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды.

Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка. Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду». (1) «К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути (рис. 7)». (2) 3.3. ЧЕРНЫЕ 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 еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию.

Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии.

Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру. В 1939 году Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества.

Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поиска таких объектов.

Само название – чёрные дыры – говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть.

Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающее расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность.

Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры. Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках закона тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы здесь перестают действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна.

Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звёзды. Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной белому карлику – спутнику Сириуса А лишь слегка смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра.

Но если гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть черную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она не видима, то, как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать пространство со скорость света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные наземной поверхности на значительном расстоянии друг от друга.

Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс.

Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества.

При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц). Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры. Он допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием сингулярности (от лат. singularius – отдельный, одиночный), то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта.

Последнее условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную.

Она даже может появиться в каком либо другом месте нашей собственной Вселенной. Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте, может случиться с Вселенной. Общепризнано, что мы можем в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной.

Однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной (рис. 8)». (1) 4. «ЗВЕЗДНЫЕ СОСЕДИ» (двойные звезды) Одинокие звезды типа нашего Солнца составляют меньшинство: более половины звезд имеют, по крайней мере, одного соседа в космосе и носят название двойных. «Двойные звезды – это звезды, близкие одна к другой и составляющие физические системы.

Компоненты двойных звезд связаны силами взаимного тяготения, обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и совместно движутся в просторах Галактики. Многие звезды, видимые невооруженным глазом или при слабом увеличение в телескоп одинарными, при наблюдении с более мощным инструментом раздваиваются, а в некоторых случаях оказываются состоящими из трех или даже большего числа составляющих (компонентов). Такие звезды называются визуально-двойными или кратными (тройными, четверными и т. д.) звездами.

Более яркая составляющая двойных звезд обычно называется главной звездой, а более слабая – спутником. Во второй половине 17 в после открытия с помощью телескопа первых двойных звезд, считали, что составляющие находятся на совершенно разных расстояниях от нас и лишь случайно располагаются близ одного луча зрения.

Такие «оптические» двойные звезды действительно существуют, хотя и представляют исключение. Двойные звезды с течением длительного времени разойдутся на значительные угловые расстояния и перестанут составлять двойные звезды. Помимо визуальных двойных звезд, существуют спектрально-двойные звезды, обнаруживаемые только по периодическим смещениям или раздвоениям спектральных линий; их не удается разделить на отдельные компоненты даже в самые большие телескопы.

Существует многочисленный класс двойных звезд, обнаруживаемых только по периодическим изменениям блеска, – фотометрические или затменно-двойные. Некоторые звезды обнаруживают небольшие периодические изменения положения на небе относительно соседних звезд, что свидетельствует о наличии у них спутников очень малой массы, недоступных непосредственным наблюдениям из-за слабого блеска.

Наконец, двойственность звезды можно еще заподозрить по сложному характеру спектра, получающемуся в результате наложения друг на друга спектров двух различных звезд. Необходимо отметить, что нет принципиального различия между визуальными и спектрально-двойными, а так же между спектрально-двойными и затменными звездами. Существуют тесные визуально-двойные звезды, которые наблюдаются так же, как и спектрально-двойные звезды. Многие затменные переменные звезды являются двойными или кратными.

В 1889 г. была открыта первая спектрально-двойная звезда Мицар (рис. 10). Двойные и кратные звезды обнаруживают галактическую концентрацию («это отношение числа звезд, видимых на площади одного квадратного градуса у галактического экватора к числу звезд, видимых на такой же площади у полюсов Галактики. На основании подсчета среднего числа звезд, приходящегося на один квадратный градус, для различных галактических широт, установлено, что количество звезд всех звездных величин постепенно убывает при переходе от галактического экватора к полюсам Галактики» (13)), большую, чем одиночные звезды.

По своим физическим характеристикам и особенностям движения в пространстве двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует, что двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует, что двойные звезды не являются каким-то особым классом звезд, что они имеют общее с одинарными звездами происхождение. Вопрос о происхождении двойных и кратных звезд еще не решен окончательно.

В различное время для объяснения происхождения двойных звезд предлагались разные гипотезы:  гипотеза деления одиночных звезд на два компонента при нарушении устойчивости звезды в результате быстрого вращения;  гипотеза захвата одной звезды другой;  гипотеза одновременного образования близких звезд из отдельных областей конденсации в недрах той туманности, из которой, повидимому, образовались звезды (рис. 9, 11)». (8) 5. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ Звезды образуют не только пары или тройки, но также и скопления числом от сотен до тысячи звезд. «Звездные скопления – это более или менее тесные группы звезд, видимые на небольшом участке неба, обычно лишь с помощью телескопа или на фотографиях звездного неба. Звездные скопления – физически связанные группы звезд, находящихся в пространстве одна вблизи другой.

Плотность распределения звезд в пространстве возрастает к центру звездного скопления. Все звезды, принадлежащие к звездным скоплениям, имеют общее происхождение.

Звездные скопления подразделяются на 2 группы, резко отличающиеся не только по внешнему виду, но и по их распределению в галактической системе, по составу и по происхождению.  Шаровые звездные скопления содержат много тысяч звезд и характеризуются шаровой формой». (5) «По небу разбросано более 100 шаровых скоплений. Этим гигантским сборищам звезд наверное, около 15 миллионов лет – они ровесники Млечного Пути. Шаровые скопления изучаются практически с момента изобретения телескопа: Абрахам Ил открыл большое скопление, носящее теперь имя М 22 в созвездии Стрельца уже в 1665г. Большинство видимых нами шаровых скоплений относятся к нашей галактике, но к внешним областям ее – они располагаются в гало, на окраинах. Южное полушарие может похвастаться самым лучшим из этих гигантских «муравейников» из старых звезд, один из которых, Омега Центавра – большое овальное скопление сотен тысяч звезд – видимо невооруженным глазом.

Им можно любоваться весенним вечером из южных областей США. 47 Тукана (рис. 13), наверное, одно из красивейших шаровых скоплений, бережет свои прелести исключительно для наблюдателей южного полушария.

Лучшим скоплением в Северном полушарии является М 13 в созвездии Геркулеса. А каково было бы жить внутри шарового скопления? небо оказалось бы заполнено сотнями звезд, не уступающих яркостью Веге, а с приходом ночи вместо темноты землю окутывали бы только сумерки. Но, наверное, самой главной достопримечательностью было бы грандиозное зрелище Млечного Пути, спирали которого покрывали бы половину неба». (1)  Рассеянные звездные скопления состоят из нескольких десятков или сотен звезд и не всегда характеризуются строго шаровой формой.

Их иногда называют также открытыми или галактическими звездными скоплениями. К рассеянным звездным системам по существу относятся и движущиеся звездные скопления. Звезды, принадлежащие к рассеянным звездным скоплениям, постепенно покидают их. Невооруженным взглядом видны только несколько звездных скоплений этой группы: Плеяда (в созвездии Тельца) (рис. 12), Гаиды (в том же созвездии), Ясли (в созвездии Рака) и некоторые другие.

Движущиеся звездные скопления представляют собой наиболее близкие к нам звездные скопления, которые обнаруживаются по движениям звезд. Направление собственных движений звезд скопления кажутся исходящими из одной точки, что является следствием перспективы. В действительности же все звезды скопления движутся в пространстве по параллельным путям одинаковыми скоростями, то есть все звездное скопление движется поступательно.

Примерами движущихся звездных скоплений являются Гаиды (этому скоплению принадлежит около 140 звезд от 4-ой величины до 12-ой). Скорости движения отдельных звезд скопления не совершенно одинаковы, так как существует некоторое рассеяние скоростей, обыкновенно очень небольшое, – около 0,5 кмсек. Время от времени отдельные звезды, приобретя под влиянием сближений с соседними звездами скорости, значительно превышающее среднее рассеяние скоростей, могут удаляться за пределы скопления.

Подобный процесс происходит медленно, но все же по истечении примерно 10 млрд. лет скопление распадается полностью». (5) 6. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ «Переменные звезды – звезды, видимый блеск которых, в отличие от блеска большинства звезд, подвержен колебаниям. Переменные звезды встречаются в самых разнообразных частях бесконечной Вселенной, причем их характерные особенности обычно связаны со средой, в которой они находятся.

Относительная легкость и простота методов обнаружения и исследования переменных звезд, наряду с наличием важных закономерностей, связывающих между собой их основные характеристики, делают изучение этих объектов весьма важными при решении вопросов строения и развития звезд и звездных систем. Переменные звезды разделяются на два основных класса: затменные и физические.  Затменные переменные звезды Звезды этого класса являются тесными двойными системами. Изменение блеска затменных переменных представляют собой регулярно повторяющиеся его ослабления, вызванные затмением одной из звезд, входящих в систему, непрозрачным телом ее спутника.

Анализ изменения блеска затменной переменной звезды позволяет определить элементы орбиты двойной системы, относительные радиусы, светимость, массы, температуры внешних слоев компонентов двойной звезды и закон распределения яркости по их дискам. Затменные переменные звезды – одни из основных источников наших знаний о физических свойствах звезд вообще.

Затменные переменные звезды делятся на три основных типа:.