Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу

Глава I. Астрономы исследуют звезды | Оглавление | Глава III. Обыкновенные новые звезды


Глава II. БУДНИ ВСЕЛЕННОЙ

Наше Солнце

После беглого знакомства с главными способами астрофизических исследований обратимся теперь к результатам изучения звезд и звездных систем. В этой главе нас будут интересовать главным образом спокойные стадии жизни объектов, обычные будничные биографии звезд и галактик. "Мятежными" звездами и бурными стадиями в их жизни займемся позже.

Первым светилом, о котором пойдет речь, будет, естественно, Солнце. Когда были измерены расстояния до звезд и для их исследования был применен спектральный анализ, то стало ясно, что звезды - гигантские горячие шары из газа, а наше Солнце - одна из многих звезд. Но Солнце - единственная звезда, у которой мы видим поверхность. Остальные звезды вследствие удаленности видны как точки, и только у ближайших из них специальными приборами можно измерить угловые размеры.

Излучающая поверхность Солнца, называемая фотосферой,- сравнительно небольшой по толщине слой газа, излучение из которого почти свободно выходит в космическое пространство. Фотосфера создает непрерывный спектр Солнца. Измерение энергии, излучаемой Солнцем в непрерывном спектре, показывает, что она соответствует температуре около 6000 К. Температура верхнего слоя фотосферы, который называется обращающим слоем, на тысячу кельвинов ниже. В нем идут два процесса, создающие линии поглощения солнечного спектра. С одним мы знакомы - это поглощение более холодным газом в соответствии с законом Кирхгофа. Но основная доля интенсивности линий поглощения связана с процессом рассеяния квантов. В отличие от процесса поглощения атом в этом случае только переизлучает захваченный квант в каком-нибудь направлении. Таким образом, из-за рассеяния мы недополучим квант и видим ослабление спектра - линию поглощения.

Наблюдения солнечных затмений позволили обнаружить еще две внешние оболочки солнечной атмосферы, прозрачные для излучения фотосферы. Это - хромосфера, спектр которой состоит из ярких линий, и солнечная корона. Особенностями этих оболочек Солнца являются высокая разреженность и высокие температуры, значительно превышающие температуру фотосферы: у хромосферы температура около 10000 К, а у короны она доходит до 2 млн. кельвинов. Сходную структуру внешних слоев имеют и другие звезды.

Солнце излучает огромную энергию. На квадратный сантиметр поверхности Земли, перпендикулярной к лучам Солнца, мы получаем (если не учитывать поглощение в атмосфере) две калории в минуту. Полное излучение Солнца (его светимость) составляет 3.8*1033 эргов в секунду. Откуда же оно черпает такую энергию? Можно подсчитать, что энергии сжатия его газа под действием силы тяготения к центру хватило бы всего на 50 млн. лет. Это немного меньше длительности последней геологической эры (кайнозойской). Возраст же Земли составляет около 4.5 млрд. лет, а Солнца, как мы далее увидим, и того более. Следовательно, сжатие Солнца не может служить единственным и постоянным источником энергии.

Источник мощного излучения Солнца таится в структуре его внутренних слоев, которые недоступны прямым наблюдениям. Однако представление о них дают теоретические исследования. Газовый шар с массой Солнца $M_\odot =
2*10^{33}$ г находится под воздействием двух сил: силы тяготения к своему центру у и силы газового давления, стремящейся расширить шар. Силы эти уравновешены. Давление внутри Солнца растет в глубину и в центре доходит до 200 млрд. ат при температуре около 13 млн. градусов и плотности около 100 г/см.

Высокая температура в центре Солнца создает благоприятные условия для протекания термоядерных реакций. Так называются реакции между ядрами атомов, при которых происходит слияние двух легких ядер и образование более тяжелого ядра атома другого химического элемента. При этом слиянии выделяется большое количество энергии. При температурах 10-14 млн. кельвинов может идти реакция слияния протонов, т. е. ядер водорода. Окончательным продуктом ее являются ядра атомов гелия.

В ходе последовательных превращений водорода сначала в тяжелый водород, а затем в гелий выделяется 200 млрд. калорий на каждый грамм водорода. Это в десять раз больше того, что выделяет один грамм урана-235 в известной реакции деления его атомных ядер. Другой важной особенностью термоядерных реакций этого типа является медленный характер некоторых из них, что обеспечивает спокойный равномерный темп выделения энергии в центре звезды. С ростом температуры увеличивается скорость термоядерных реакций и возможность образования более сложных ядер.

При термоядерных реакциях энергия выделяется главным образом в виде очень жесткого рентгеновского излучения и рождающихся в ходе реакций элементарных частиц, из которых важнейшими для нас являются нейтрино. Излучение поглощается недрами звезды, а вот нейтрино, свободно проходя через них, уносят с собой около 10% выделившейся энергии.

Однако попытки измерить количество нейтрино, излучаемых Солнцем, принесли неожиданности. Экспериментальным установкам (нейтринным телескопам) пока доступны только самые энергичные нейтрино. И лаже, эти сильные нейтрино удавалось обнаружить не всегда. Возможно, температура в центре Солнца ниже 14 млн. кельвинов? Пока еще трудно установить причину экспериментальных неудач. Может быть, регистрируемые нейтрино составляют еще меньшую долю в общем числе нейтрино, излучаемых Солнцем, чем мы сейчас предполагаем, а может быть, наши представления о структуре центральной области Солнца упрощены.

Современное Солнце состоит на три четверти из водорода, остальное приходится главным образом на гелий. Известная часть гелия образовалась за время существования Солнца в ходе термоядерной реакции. По количеству гелия можно оценить максимальный возраст Солнца. Расчеты дали около 5 млрд. лет. Пройдет еще не меньше времени, прежде чем Солнце исчерпает водородное горючее и перейдет на другой вид топлива - гелий.

Огромная энергия, вырабатываемая в недрах Солнца, должна равномерно выводиться наружу. Как это происходит? В центральных областях энергия находится в двух формах: в виде кинетической энергии движения частиц (тепловая форма) и в виде излучения (световая форма). Соответственно этому передача энергии в наружные слои возможна двумя путями: конвекцией и излучением. При конвекции нагретый газ расширяется, становится легче и всплывает в более высокие и менее плотные слои. При излучении же атом испускает квант (порцию энергии), который поглощается одним из встречных атомов и снова переизлучается в любом направлении. При большой плотности в центральных частях звезды таких поглощений и переизлучений происходит очень много, и квант, родившийся в центре звезды, долго странствует по ее недрам, распадается на кванты меньшей энергии, которые спустя примерно 60 млн. лет просачиваются, наконец, в фотосферу и уходят прочь.

В небольшом ядре радиусом около 35 тыс. км, находящемся в центре Солнца, господствует конвекция. Вне его энергия отводится уже излучением. По мере перехода к наружным слоям, где давление меньше, температура понижается и на глубине от 200000 до 300 км падает с миллиона до нескольких сотен тысяч кельвинов. В этой зоне, называемой зоной ионизации, происходит важный физический процесс: если в глубоких слоях Солнца атомы водорода ионизованы, то здесь они могут стать нейтральными, т. е. приобрести недостающий электрон. Атом водорода то ионизуется, поглощая кванты ультрафиолетового излучения, то становится нейтральным, отдавая энергию. В связи с этим уменьшается роль передачи энергии излучением и возрастает роль конвекции. Зону ионизации энергия проходит всего за 20 суток и вступает в следующую зону, где преобладают уже нейтральные атомы водорода. Ее верхняя граница и есть фотосфера Солнца. В этом слое толщиной около 300 км роль излучения в передаче энергии наружу снова становится главной. Большинство квантов, переизлучившись в фотосфере несколько раз, покидает Солнце. Образованный ими спектр Солнца мы и наблюдаем.

Физика звезд

Кроме Солнца и сходных с ним звезд, существуют звезды более горячие и более холодные, принадлежащие, как и оно, к главной последовательности, а также гиганты, сверхгиганты и белые карлики. Их характеристики показаны на рис. 4. Изучение строения звезд и их изменений со временем (эволюции) показало, что есть две важнейшие характеристики звезды, которые определяют ее судьбу: возраст и срок жизни, температуру и размеры, светимость и даже поколение, к которому она принадлежит. Первая характеристика - масса звезды, от нее зависит большинство физических свойств звезды, другая - ее химический состав, т. е. процентное содержание водорода, гелия и более тяжелых элементов; оно указывает на возраст и поколение звезды и уточняет остальные свойства.

Пока удалось измерить массы только у тех двух сотен двойных звезд, у которых прослежены орбиты спутников относительно главной звезды и точно измерены длины больших полуосей этих орбит. Интересно, что по массам звезды различаются не так сильно, как по светимостям и радиусам. Наиболее массивные звезды главной последовательности лишь в 50-75 раз превосходят по массе Солнце, зато по светимости они больше его в десятки тысяч, а по радиусам - в сотни раз. Слабейшие карлики по светимости слабее Солнца в тысячи раз, по размерам - в сотни раз меньше Солнца, а по массам составляют всего десятую долю массы Солнца. И все таки 750-кратного различия звезд по массам оказывается достаточно, чтобы характеры и судьбы их были удивительно различны.

Уже в звездах главной последовательности различие в массах приводит к существенному различию в структуре звезд и их размерах. Решающее влияние массы связано с условиями механического и теплового равновесия звезды. Чем больше масса, тем большее газовое давление нужно в ее центральной области для уравновешивания тяготения газовых масс к центру и тем выше там температура и больше вырабатывается термоядерной энергии за секунду. Но звезда находится еще и в тепловом равновесии: она должна отдавать во внешнее пространство столько энергии, сколько ее выработалось в центре за равное время. Это тепловое равновесие, как мы уже видели в случае Солнца, поддерживается комбинацией двух способов передачи энергии: излучением и конвекцией.

Чтобы поддерживалась постоянная энергетическая отдача или, другими словами, светимость, в звезде должны отрегулироваться размеры излучательной и конвекционной зон, должен установиться такой радиус, чтобы возникло и механическое, и тепловое равновесие. Если звезда излучает тепла больше, чем вырабатывает, ее радиус уменьшается, а это повышает давление в центре и увеличивает отдачу термоядерной энергии, пока она не устанавливается на уровне, обеспечивающем оба равновесия.

В случае самых массивных звезд классов О и В условия равновесия приводят даже к взаимной перестановке конвективной и излучательной зон: в центре образуется конвективная зона, окруженная протяженной излучательной, переходящей затем в фотосферу (поверхностная температура таких звезд высока, и зоны, где атомы водорода становятся нейтральными, у них нет).

Заметим, что из необходимости соблюдения в звезде как механического, так и теплового равновесия вытекает взаимосвязь масс и светимостей звезд главной последовательности: светимость пропорциональна массе звезды в третьей степени. Такая зависимость сначала была предсказана, а затем и обнаружена по измеренным массам и светимостям звезд.

Белыми карликами были названы звезды, у которых при массах, обычных для большинства звезд (т. е. звезд главной последовательности), радиусы чрезвычайно малы и поэтому чудовищно велики плотности звездного вещества. Вследствие этого расстояния между атомами газа белых карликов в несколько десятков раз меньше, чем в жидких или твердых веществах! Такой необычный газ называется вырожденным газом. Он обладает свойствами, отличающимися от свойств обычного газа. В частности, давление такого газа мало зависит от температуры, но зато сильно зависит от плотности. Вследствие этого для белого карлика тепловое равновесие не играет такой важной роли, как в обычных звездах, но сохранение механического газового равновесия между силой тяготения и давлением имеет важное значение.

У белых карликов нет взаимосвязи между массой и светимостью, которая характерна для звезд главной последовательности, но зато есть соотношение между массой и радиусом: чем больше масса, тем меньше радиус белого карлика. Расчеты показывают, что для масс порядка 1.4 $M_\odot$ радиус белого карлика уменьшается до нуля. Следовательно, столь массивные белые карлики уже не могут существовать, так как давление вырожденного газа в них не в состоянии уравновесить тяготение массы звезды.

По внутреннему устройству белые карлики просты. У них большое ядро. из вырожденного газа с мало изменяющейся в глубину температурой. Это "изотермическое" ядро снаружи окружено тонким слоем обычного звездного газа. На границе этих двух зон могут быть условия для термоядерных реакций, если в карлике не выгорел весь водород, а температура для этих реакций достаточно высока. Но существуют белые карлики (например, звезда ван Маанена), у которых температура изотермического ядра ниже 6 млн. кельвинов и термоядерные реакции в них не идут. В этом случае белый карлик может долго светиться за счет охлаждения: запас тепловой энергии в нем еще огромен, обычный газовый слой плохо проводит тепло излучением, поэтому потери энергии на свечение сравнительно невелики.

А как устроены красные гиганты? Строение их весьма сложно. По современным представлениям в центре такой звезды находится массивное изотермическое ядро из вырожденного газа, т. е. по существу горячий белый карлик с температурой в несколько десятков миллионов кельвинов. Но в отличие от белого карлика изотермическое ядро гиганта окутано не тонким слоем обычного газа, а обширной разреженной газовой оболочкой. Она имеет несколько зон. Ядро и небольшая внутренняя зона, прилегающая к ядру, имеют температуру, достаточную для протекания в них не только реакций превращения водорода в гелий, но и других реакций ядерного горения вплоть до образования ядер атомов железа. Следующая зона излучательного переноса энергии снижает температуру слоев до 1 млн. кельвинов. За ее пределами располагается разреженная конвективная оболочка - "шуба" красного гиганта, на которую приходится около 90% радиуса звезды, и на ее поверхности температура снижается до нескольких тысяч кельвинов. Этой низкой температуре фотосферы гигант и обязан своим красным цветом.

Рождение и эволюция звезд

О самой начальной стадии звезд мы знаем очень мало. Существуют лишь гипотезы, использующие комплекс сведений о звездах, межзвездной среде и законы физики. Самая разработанная и, по-видимому, близкая к истине - гипотеза образования звезд, из межзвездной среды.

Согласно этой гипотезе, самые старые звезды (звезды "первого поколения") - ровесники нашей Галактики - произошли из сгустков ее газового облака, состоявшего почти целиком из водорода и некоторой примеси гелия. Звезды же последующих поколений, более молодые, формировались из межзвездного газа и пыли, содержащих уже и другие элементы, родившиеся в ходе ядерных реакций и взрывов в звездах, и выброшенных ими в межзвездную среду. Очень вероятно, что и в настоящее время звезды продолжают возникать в холодных областях плотных межзвездных газовых облаков. Возможно, что некоторые- звезды рождаются в плотных сгустках газа и пыли, называемых глобулами, которые наблюдаются на фоне светлых газовых туманностей как круглые темные зерна. Размеры глобул составляют от 0.06 до 8 пс, а массы - от 0.002 до 13$M_\odot$

Ранний период развития звезд в общих чертах сходен для всех звезд. Под действием тяготения к центру газового сгустка ("протозвезды") потенциальная энергия газовых частиц его внутренних слоев переходит в кинетическую, и протозвезда начинает: светиться за счет энергии гравитационного сжатия. Естественно, что чем массивнее звезда, тем она быстрее сжимается под действием собственного тяготения. Длительность этой стадии выражается формулой

tc = 50 $M_\odot$/L млн. лет,

где $M_\odot$ и L - масса звезды и ее светимость и долях солнечной массы и светимости. Интересно, что у самых малых звезд с массами менее 0.3 $M_\odot$ длительность стадии сжатия превосходит возраст нашей Галактики, т. е. они еще не закончили своего сжатия, хотя и начали его в числе первых.

Сжатие создает условия для возникновения в центральной части молодой звезды ядерных реакций. Выделяемая в результате "горения" водорода энергия повышает газовое давление в звезде, и сжатие останавливается. Таким образом, гравитационное сжатие, затопив термоядерную печь звезды, сменяется "ядерным веком" - реакциями горения водорода. Скорости течения ядерных реакций очень сильно зависят от температуры, поэтому в массивной звезде, поскольку в ней сжатие и температура в центре выше, водород горит быстрее. На диаграмме Герцшпрунга - Рессела это выражается тем, что звезды с различными массами в момент начала, в них термоядерных реакций имеют различные абсолютные величины и спектральные классы. Вместе все они образуют знакомую нам главную последовательность. Таким образом, стадия главной последовательности - это период жизни звезды за счет горения в ее недрах водородного горючего. "Водородный век" имеет в 200 раз большую длительность, чем стадия протозвезды.

В ходе переработки водорода в гелий в центре звезды накапливаются ядро из гелия, а также некоторое количество азота с примесью углерода и кислорода. Зона ядерной реакции перемещается на периферию ядра. Чтобы температура в этой области была достаточна для поддержания реакции, на время снова подключаются силы гравитационного сжатия. Внутренние слои сжимаются, а наружная оболочка расширяется. Звезда превращается в красный гигант, совершая скачок с главной последовательности вверх - вправо.

Как только истощается водород на периферии звездного ядра, звезда снова начинает сжиматься, пока в ее центре не будет достигнута температура в сотни миллионов кельвинов. При такой температуре начинает идти реакция превращения гелия в углерод и изотопы кислорода, неона и магния. "Гелиевый век" звезды также сравнительно длителен, но примерно в десять раз короче основного, водородного.

Самые массивные звезды - сверхгиганты - имеют еще и последующие стадии: после израсходования гелия ядро звезды сжимается и повышает центральную температуру до миллиарда кельвинов. Тогда горючим для звезды становятся углерод и другие элементы, и в ходе реакций теперь начинают образовываться кремний, сера, аргон и кальций. И еще раз наступает момент, когда в звезде включается механизм сжатия: это когда сгорит углерод и нужно будет поднять температуру в центре звезды до трех миллиардов градусов. В этой стадии горят уже кремний и получившиеся вместе с ним элементы, а образуются элементы группы железа. На этом ядерная эволюция в звезде завершается: ядерные реакции образования более тяжелых, чем железо, элементов энергию уже не выделяют, а поглощают. Наступает финальная стадия звезды, когда сжатие может продолжаться неограниченно. О финальной стадии мы поговорим в конце книги. Длительность углеродной и других стадий коротка по сравнению с водородной и гелиевой. А у обычных звезд, не сверхгигантов, таких стадий даже не бывает, потому что не хватает энергии сжатия для столь высоких температур, какие нужны для "загорания" углерода и более тяжелых элементов.

Обратим внимание на решающую роль величины массы звезды в ее эволюции. Но масса звезды не сохраняется постоянной. Когда массивная звезда переживает "водородный век" и имеет высокую температуру, по силовым линиям с ее поверхности начинает дуть звездный ветер - это тепловая энергия внутренних слоев звезды превращается в механическую энергию корональной оболочки, непрерывно расширяя последнюю.

Во все стороны от звезды оттекает ионизованный газ. Раздутая звездным ветром газовая оболочка может принять гигантские размеры, и в этом случае мы видим "планетарную туманность" - газовый круг, в центре которого находится горячий объект - ядро туманности.

Как видим, массивная звезда таким путем может выбросить значительную часть своего вещества в окружающее пространство. И не всегда это происходит спокойно.

Наша Галактика

Мы уже говорили, что наше Солнце входит в состав большого облака звезд - в Млечный Путь, или Галактику. Поскольку расстояния между соседними звездами, не считая двойных, огромны, в среднем около полутора парсеков, то мы, находясь внутри этой звездной системы, видим на небе невооруженным глазом несколько тысяч звезд, которые вследствие перспективы выглядят хаотически разбросанными по небу. Но более слабые и далекие звезды, доступные только телескопам, распределяются по небу не так беспорядочно: чем ближе участок неба к Млечному Пути, тем он богаче звездами. Млечный Путь как бы рассекает небо на две полусферы, и это сечение представляет собой (грубо приближенно) плоскость симметрии нашей звездной системы (она называется галактической плоскостью), вблизи которой находится и наше Солнце.

Большинство звезд, входящих в Галактику (в том числе и двойные), являются ее самостоятельными членами, но некоторая часть образует коллективы от нескольких десятков до десятков тысяч членов. Эти звездные группы называются звездными скоплениями.

По внешнему виду наблюдаются две разновидности скоплений: рассеянные и шаровые. У рассеянных скоплений видимые очертания нечеткие, они выделяются на фоне остальных звезд Галактики сгущениями самых ярких звезд, а центральная зона между яркими звездами, заселенная карликами, не всегда заметна. У шаровых же скоплений совсем нет ярких горячих голубых звезд, и самые яркие в них красные гиганты. Звезды в шаровых скоплениях расположены густо, и число их возрастает к центру скопления. Разница между рассеянными и шаровыми звездными скоплениями заключается также и в их возрасте.

Теория звездной эволюции показывает, что рассеянные скопления намного моложе шаровых. Около тысячи известных теперь рассеянных скоплений видны на небе в Млечном Пути или вблизи него, а их пространственное размещение в теле Галактики - тонкий слой около галактической плоскости - очерчивает дискообразную форму нашей звездной системы. Шаровые же скопления - почти ровесники Галактики. Они видны на небе не только вблизи Млечного Пути, но и в далеких от него районах неба. Их найдено уже 130. Размещаются они в пространстве сферическим роем с повышением концентрации к центру роя, и сами образуют как бы шаровое скопление из скоплений.

Сферическая форма размещения шаровых скоплений - пространственное распределение их, как принято говорить у астрономов - это следы бывшей формы нашей Галактики.

Строение Галактики выяснилось не сразу. Когда в 1918 г. американский астроном X. Шепли изучил, как расположены шаровые скопления, то обнаружилось, что центр симметрии их распределения в пространстве (т. е. центр масс, вокруг которого они располагаются) не совпадает с Солнцем, а находится от него на значительном расстоянии - в направлении созвездия Стрельца, где находится яркая часть Млечного Пути. Это было важное открытие. Раньше астрономы считали, что если Млечный Путь опоясывает наше небо сплошным поясом без разрывов, то Солнце находится близко к центру Галактики. В действительности же оно оказалось ближе к периферии нашей звездной системы.

По современным данным, расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 10 кпс, а наружный край ее находится от нас на расстоянии 13 кпс.

Далее обнаружилось, что звезды участвуют во вращении Галактики. Ось вращения звездной системы перпендикулярна к галактической плоскости и проходит через центр Галактики. С галактическим вращением связана и чечевицеобразная форма Галактики (рис. 5). Если предположить, что Солнце в своем движении вокруг центра Галактики описывает окружность, то ее длина будет около 63 кпс, а время полного оборота по галактической орбите - около 300 млн. лет. Чтобы представить себе такой отрезок времени, напомним, что триста миллионов лет назад на Земле растительная и животная жизнь еще только выходила из океанских глубин на сушу (девонский период палеозойской эры)!

А вот каковы размеры Галактики: ее радиус - 23 кпс, толщина (если считать ее сплюснутой чечевицей) - 3 кпс, объем - около 6600 куб. кпс. Масса Галактики, вычисленная по закону вращения - около 300 млрд. $M_\odot$.

Это, конечно, не значит, что в Галактике насчитывается 300 миллиардов звезд. Как известно, наиболее часто встречаются звезды со светимостью, в сто раз меньшей солнечной, и соответственно с массой, в десять раз меньшей, чем масса Солнца. Таким образом, число звезд в Галактике-около трех триллионов (3*1012).

Рис. 5. Строение Галактики.
Рис. 5. Строение галактики.
I-гало, II-промежуточная сферическая подсистема, III-диск, IV-плоская старая подсистема, V-плоская молодая подсистема.

Вне звезд находится около 2% массы нашей звездной системы. Это межзвездный газ с незначительной примесью пыли. Основная масса газа холодная, и лишь небольшая его часть нагрета горячими звездами и светится в виде газовых туманностей. Свечение их сосредоточено, в основном, в линиях водорода. Линии второго распространенного элемента - гелия слабы, зато очень ярки некоторые линии других элементов. Дело в том, что высокая разреженность межзвездного газа создает условия для свечения в таких спектральных линиях, в которых в обычных плотных звездных атмосферах свечение подавлено или, как говорят, запрещено. Такие запрещенные линии обнаруживаются только в спектрах сильно разреженных газов - будь то лабораторный вакуум, солнечная корона, ионосфера Земли или газовая туманность.

Сам межзвездный холодный газ почти прозрачен для видимого излучения звезд и его удается обнаружить благодаря тому, что в спектрах горячих звезд появляются "лишние" линии поглощения, свойственные не горячим газам звездных атмосфер, а более холодным газам межзвездной среды (см. подпись к рис. 3).

Детальное исследование межзвездного газа стало возможным благодаря открытию его радиоизлучения. Сильное радиоизлучение было обнаружено у горячих газовых туманностей. По характеру оно аналогично излучению Газа при температуре около 10 тыс. кельвинов, которую имеют эти туманности.

Холодный же межзвездный газ должен иметь слабое радиоизлучение, не превосходящее излучение тела, нагретого всего до 100 К.

Однако радиоизлучение межзвездной среды оказалось значительно более интенсивным. Оно создано космическими лучами в магнитном поле Галактики. Космические лучи - это электроны, протоны и другие элементарные частицы, мчащиеся со скоростями, близкими к скоростям света. Когда такой электрон попадает в магнитное поле, он начинает двигаться по спирали и расходовать свою энергию на излучение. Это излучение распространяется в узком пучке, ось которого касательна к траектории электрона. Такое явление и его свойства были изучены физиками в магнитном поле ускорителя элементарных частиц, называемого синхротроном. Поэтому и излучение, возникающее в подобных условиях, получило название синхротронного. Его свойства отличаются от свойств теплового излучения, возникающего в телах вследствие их нагревания, поэтому синхротронное излучение называют разновидностью нетеплового излучения.

Важнейшим средством изучения межзвездной газовой среды служит сильное излучение межзвездного водорода в спектральной линии на волне 21 см, обнаруженное радиоастрономией. Изучение размещения водорода по интенсивности излучения и доплеровскому смещению этой спектральной линии позволило проследить ход спиральных рукавов Галактики на значительном протяжении, а по движению водорода изучить вращение нашей звездной системы, вокруг ее оси и узнать многое о центральном сгущении газа в Галактике.

О том, что в нашей Галактике имеются газовые спиральные рукава, подобные спиральным рукавам многих других звездных систем, астрономы догадывались, изучая размещение светлых газовых туманностей, окружающих горячие звезды. Но эти туманности легко обнаруживались только в близких окрестностях нашего Солнца - на расстояниях в 2 - 3 кпс. К тому же контуры спиральных рукавов замаскированы сильным межзвездным поглощением света в Млечном Пути, где они расположены. Радиоастрономические исследования спиральных рукавов нашей Галактики не встретили подобных затруднений.

Теперь известно, что спиральные рукава представляют собой распространяющиеся из центра Галактики волны уплотнения межзвездного газа. Звезды Галактики, принимая участие в ее осевом вращении, попадают в эти газовые уплотнения и несколько тормозятся в межзвездной среде, но со временем они покидают рукава, продолжая пути по своим галактическим орбитам, а волна уплотнения продолжает свое движение от центра к периферии.

Центральное сгущение звезд Галактики - ее ядро закрыто от нас густыми слоями межзвездной пыли, которая ослабляет его свет в 1500 и более раз. Поэтому обнаружить ядро и изучать его стало возможным лишь с помощью инфракрасной техники и радиоастрономии. Было найдено, что ядро Галактики служит сильным источником синхротронного радио излучения. Вокруг самой сердцевины ядра найдено удивительное по свойствам облако, которое вращается по необычному для газовых тел закону - так, как будто это не газовый сгусток, а твердый диск.

В 1943 г. В. Бааде, работавший в США, и Б.В. Кукаркин обнаружили, что звезды и газовые туманности Галактики по своим разнообразным свойствам подразделяются на несколько типов населения или на "подсистемы". При этом Бааде опирался на изучение звезд в туманности Андромеды, а Кукаркин, исследуя классы физических переменных звезд, подразделил их на плоскую, промежуточную и сферическую подсистемы.

Теперь принято считать, что население нашей Галактики образует пять подсистем. Эти подсистемы, или типы звездного населения, различаются между собой характером объектов, их размещением в Галактике, типичными скоростями движения, химическим составом и возрастом.

Именно возраст служит главным различием подсистем (табл. 2). Самая древняя подсистема "гало" или сферическая. Она образовалась еще тогда, когда газовое облако Галактики распадалось на отдельные сгустки. Следующая подсистема промежуточная сферическая. Далее идет промежуточная подсистема, образуемая населением диска. Это самая массивная и многочисленная по звездам подсистема, обрисовывающая главное тело Галактики, ее "линзу". К ней относятся яркие красные гиганты, новые звезды, а главную ее массу составляют звезды, подобные нашему Солнцу. Наконец, есть две "плоские" подсистемы: старая или промежуточная плоская подсистема и молодая плоская подсистема. К последней относятся горячие звезды-сверхгиганты, долгопериодические цефеиды и звездные скопления, содержащие горячие звезды, пыль и межзвездный газ. Это молодое звездное население располагается точно в галактической плоскости и образует спиральные рукава.

Таблица 2. Звездные подсистемы Галактики
Звездная подсистемаГлавное звездное население
(наиболее заметные элементы подсистемы)
Толщина подсистемы, доли диаметра Галактики
Сферическая (гало) Шаровые скопления, субкарлики, короткопериодические цефеиды, высокоскоростной газ 1 : 1
Промежуточная сферическая Звезды-"бегуны", долгопериодические переменные 1 : 2
Промежуточная - диск Звезды со слабыми линиями металлов, планетарные туманности, новые звезды, красные гиганты 1 : 5
Плоская старая Звезды с сильными линиями металлов классов A-M 1 : 20
Плоская молодая Сверхгиганты, горячие звезды классов O и B, звезды типа T Тельца, газ и пыль 1 : 100
Звездная подсистемаСтепень концентрации звезд к центру системыРаспределение населения в подсистемыПроцент гелия по массеВозраст объектов подсистемы, млрд. летМасса подсистемы, млрд. масс Солнца
Сферическая (гало) Сильная Равномерное 0.3 14-12 100
Промежуточная сферическая Сильная Равномерное 1 12-7 170
Промежуточная - диск Сильная Равномерное 2 7-2 170
Плоская старая Слабая Клочковатое 3 1.5-0.1 20
Плоская молодая Слабая Клочковатая, спиральная структура 4 0.1 10

Как шла эволюция нашей Галактики, мы рассмотрим после того, как познакомимся с другими типами звездных систем.

Другие галактики

За порогом Галактики начинается удивительный мир бесчисленного множества звездных систем, одной из которых - не самой маленькой, но и не самой большой - является и наша Галактика. С переходом к более слабым по видимой величине галактикам их число на небе быстро возрастает. Так, галактик ярче 12-й звездной величины известно около 250, галактик 15-й величины - уже около 50000, а число галактик, которые могут быть сфотографированы самыми крупными телескопами, составляет многие миллиарды.

Галактики раньше назывались также внегалактическими туманностями, потому что многие из них были обнаружены еще в прошлом веке, когда не было сильных телескопов, способных разложить их на звезды, и они по внешнему виду мало отличались от газовых туманностей. Их внесли в каталоги как однотипные объекты с настоящими газовыми туманностями и звездными скоплениями. Наиболее известны каталог более ста ярких туманностей, составленный Мессье, и "Новый каталог" Дрейера, насчитывающий вместе с дополнительными списками почти десять тысяч туманностей. Галактика в Андромеде, например, в этих каталогах имеет обозначения M31 и NGC 224.

При знакомстве со звездными системами бросается в глаза чрезвычайное разнообразие форм галактик. По наиболее характерным признакам их удается подразделить на несколько основных типов.

Рис. 6. Основные типы галактик.
Рис. 6. Основные типы галактик.
1 - Sb, 2 - Sc, 3 - Im, 4 - E, 5 - S0, 6 - Sa

Около 25 % галактик имеют особенно простую - круглую или эллиптическую форму (рис. 6). Это эллиптические галактики, их символ - Е. В зависимости от степени сжатия различают восемь подтипов эллиптических галактик - от сферических Е0 до чечевицеобразных Е7 (цифра указывает степень сжатия). Эти галактики наиболее просты по структуре звездному составу и характеру внутренних движении. Формы линий в спектрах эллиптических туманностей свидетельствуют о том, что звезды в них движутся в самых произвольных направлениях со скоростями порядка 200 км/с. Распределение звезд в них во всех направлениях от центра симметрии почти равновероятно; это и объясняет плавность изменения яркости и эллиптичность формы галактик. Горячих сверхгигантов в них нет, самые яркие звезды - красные гиганты, подобные встречающимся в шаровых скоплениях.

Самый распространенный тип галактик (50%) - уже знакомые нам по нашей звездной системе спиральные галактики (символ S). Примерно у половины их рукава начинаются сразу от ядра, а у остальных ядро пересекается газовой перемычкой, от концов которой и начинаются рукава. По относительным размерам ядра и диска обе разновидности подразделяются на подтипы а, Ь, с и d (размеры ядра убывают от a к d).

Наша Галактика скорее всего является спиральной типа Sb.

Примерно 20% галактик относится к типу S0 промежуточному между эллиптическими и спиральными, но все же более близкому к первым. В галактиках этого типа яркость от центра падает уже ступеньками.

Всего 5% галактик относится к неправильным (символ I). Это класс довольно разнородных объектов. Одни - неправильные галактики типа Магеллановых Облаков (их символ Im) - предельный случаи спиральных галактик, только без центрального сгущения. Другие имеют черты эллиптических (символ I0).

Специальным классом галактик являются так называемые взаимодействующие галактики со следами воздействия друг на друга, выражающимися в искажении формы, перемычках между галактиками и т. д.

Богатство форм звездных систем объясняется разнообразием условий, в каких они рождались. А возникновение галактик было, в конечном счете, некоторым этапом развития Вселенной. Расширение Вселенной, о котором будет сказано в следующем разделе, и выводы ядерной физики свидетельствуют о том, что эпохе галактик предшествовали более ранние стадии развития, когда все вещество Вселенной находилось в горячем состоянии, имело огромную плотность и было равномерно сосредоточено в небольшом пространстве.

По каким-то причинам этот сверхплотный объект взорвался и начался разлет вещества, расширение Вселенной. С этого момента и начинается отсчет ее возраста. Расширение сопровождалось понижением плотности вещества и температуры. В течение первой секунды расширения Вселенной температура снизилась с десяти триллионов до десяти миллиардов кельвинов. Первая секунда была целой эпохой существования Вселенной, в течение которой шли взаимодействия частиц и античастиц, рождавшихся и погибавших с образованием нейтрино и световых квантов.

Следующей была стосекундная эпоха ядерных реакций. В эту эпоху образовались ядра водорода (70% массы вещества Вселенной) и гелий (30%); их смесь представляла собой еще горячую плазму, которая стала медленно остывать.

Скоротечные эпохи развития Вселенной на этом закончились, новые эпохи стали длиться миллионы лет. За первый миллион лет температура вещества снизилась до 3500 К, образовались нейтральные атомы гелия и водорода. Это разреженное газовое облако распалось на отдельные облака различной массы. Одни из них имели центральные сгущения, вокруг которых вращался остальной газ. Из них и получились спиральные галактики. Другие не вращались и положили начало эллиптическим галактикам. Третьи вращались, но не имели значительного центрального сгущения. Так образовались неправильные галактики типа Im. Особенности других типов неправильных галактик возникли, по-видимому, в результате внутренних взрывов в них.

Первоначальные газовые облака, быстро охлаждаясь, в свою очередь также распадались на отдельные сгущения. Сгущения двигались с большой скоростью и в самых разных направлениях. Из этих сгущений образовались звезды первого поколения и шаровые звездные скопления. Следовательно, рой быстрых звезд и шаровых скоплений - это напоминание о первоначальной сферической форме нашей Галактики. После того как в галактиках образовались звезды, их дальнейшее развитие шло по-разному, в зависимости от массы (в массивных галактиках эволюция идет быстрее) и от вращения галактик: системы с быстрым вращением развились в тип Sc, со средним - в Sb, а с медленным - в тип Sa.

Первое поколение звезд нашей Галактики имело разный по длительности век: звезды малой массы существуют и сейчас, а более массивные прожили свою жизнь быстро.

В отличие от звезд, сохраняющих почти неизменным характер своих движений с начала существования, межзвездный газ находится под сильным воздействием тяготения звездной системы и, участвуя в ее вращении, опускается к главной плоскости галактики и сжимается к ее центру. Это, согласно закону сохранения момента вращения, усиливает вращение плоской составляющей галактики. В местах, где плотность газа оказывается высока, он превращается в звезды следующего поколения. Полному превращению всего газа спиральных галактика звезды препятствуют их магнитные поля.

Образование молодых звезд идет также в ядре галактики: к ее центру опускается газ, потерявший момент вращения. Здесь рождаются звезды новых поколений подсистемы, которая составляет ядро галактики. Однако здесь нет условий для образования массивных звезд, так как газ образует небольшие плотные сгустки. В случаях же, когда газ сжимается в тело, масса которого равна тысячам солнечных масс, процесс завершается, по-видимому, катастрофой: вместо образования устойчивой звезды происходит сжатие, приводящее к созданию в центре высокой плотности и образованию радиоактивных изотопов со взрывным характером выделения энергии. Следует сильный взрыв, и сферическая волна газа устремляется во все стороны из галактического ядра. Некоторые ученые считают, что такой взрыв произошел около десяти миллионов лет назад в центре галактики М82, в результате чего она стала неправильной типа I0.

В эллиптических галактиках путь эволюции проще. В них совсем не было систематического галактического вращения и заметного магнитного поля. Весь газ в этих системах превратился в звезды сферической подсистемы. Газ же, выбрасываемый звездами в ходе их эволюции, опускается к центру системы, где могут поэтому рождаться звезды новых поколений. Но в эллиптических галактиках чрезвычайно массивных звезд нет, поэтому общий процесс звездной эволюции идет намного медленнее, чем в спиральных. Конечно, и в эллиптических галактиках одновременно сосуществуют звезды различных поколений, но между ними нет такого резкого различия, в характере движения, химическом составе и массе, какое наблюдается в спиральных галактиках.

В неправильных галактиках типа Магеллановых Облаков процесс образования звезд тянулся очень долго и, по-видимому, еще не закончился.

Общей тенденцией эволюции галактик, таким образом, является продолжающийся процесс образования звезд новых поколений в центре и в спиральных рукавах. Но в ходе эволюции все большая часть газа консервируется в карликовых звездах и надолго исключается из общего кругооборота. Образование новых поколений идет поэтому все медленнее и в меньших масштабах. В этом заключается старение галактик.

Мир галактик

Взглянем теперь на галактики с другой точки зрения. В современной астрономии не менее важным оказался вопрос о взаимных расположениях и движениях галактик, так как изучение его пролило свет на самые общие свойства и эволюцию Вселенной. Мы начнем знакомство с этим аспектом мира галактик с важной проблемы внегалактической астрономии - с определения расстояния до галактик.

Как мы уже знаем, благодаря тому, что в ближайших галактиках были найдены цефеиды, новые звезды и сверхгиганты, удалось установить расстояния до ближайших звездных систем. В 1912 г. американский астроном В. Слайфер обнаружил замечательное свойство туманностей, оказавшихся позже внегалактическими. В спектрах этих далеких галактик все спектральные линии оказались смещенными к красному концу по сравнению с такими же линиями в спектрах источников, неподвижных относительно наблюдателя. Отношение смещения линии $\lambda - \lambda_0$ к длине волны $\lambda_0$ оказывается для всех линий в спектре данной галактики одинаковым и называется красным смещением. Аналогичное свойство, согласно принципу Доплера, имеют объекты, удаляющиеся вдоль луча зрения со скоростью $v=c(\lambda - \lambda_0)/\lambda_0$, где с - скорость света. В этом случае смещение линий соответствует лучевой скорости светила. Смещение линий в красную сторону спектра указывает, что галактики удаляются друг от друга. Но долгое время полагали, что явление красного смещения может иметь и другие причины.

В 1929 г. Э. Хаббл, сравнивая красные смещения и расстояния галактик, обнаружил, что красные смещения в среднем пропорциональны расстояниям:

$c(\lambda-\lambda_0)/\lambda_0=H_0 r$

Коэффициент пропорциональности Н0 (называемый постоянной Хаббла) по многочисленным оценкам равен 55 км/с на Мпс. Закон Хаббла оказался прекрасным средством определения расстояний до тысяч галактик.

Когда нужно определить расстояние до галактики, красное смещение которой не измерено, прибегают к грубым способам оценки расстояния, например, по видимой и абсолютной звездным величинам галактик соответствующих типов, по угловым размерам галактик и крупнейших газовых сгустков в них. Для самых далеких галактик задача определения расстояния осложняется тем, что на ослабление блеска и угловые размеры начинает влиять еще и сам эффект красного смещения.

Каковы же размеры, массы и мощность излучения галактик? Зная расстояния до них, можно ответить и на эти вопросы. Проще других определяется мощность излучения (светимость), которую мы умеем выражать в абсолютных величинах. Размеры же и масса галактики возрастают по мере перехода от абсолютно слабых галактик к более ярким. Возрастанию абсолютной величины на единицу соответствует увеличение диаметра галактики в полтора раза, а массы - в два раза (спиральных) и в три раза (эллиптических).

По абсолютным величинам галактики можно подразделить на классы светимости. Среди эллиптических галактик встречаются как сверхгигантские, так и карликовые. Среди неправильных гигантских нет и т. д. Сведения о представителях галактик основных типов, их средних абсолютных величинах и массах даны в табл. 3.

Таблица 3. Характеристики различных типов галактик
Класс светимостиСветимость галактикМасса, $\bf{M_\odot}$Тип галактик
абсолютные величины, Mэрг/с
Яркие сверхгиганты -24 1045 1013 E
Нормальные сверхгиганты -22 2*1044 1012 E, S
Яркие гиганты -20 3*1043 1011 E, S
Нормальные гиганты -18 5*1042 1010 E, S, I
Яркие карлики -16 8*1041 109 E, S, I
Нормальные карлики -14 1041 108 E, S, I
Слабые карлики -12 2*1040 107 E, I
Пигмеи -8 5*1038 106 E, I

Зная расстояния до галактик и их положение на небе, можно установить их размещение в пространстве относительно нашей звездной системы. Оказалось, что галактики встречаются как одиночные, так и двойные, объединенные в группы, большие скопления и даже облака скоплений (в сверхскопления).

Средние расстояния между галактиками в группах и скоплениях - сотни килопарсеков, а между группами галактик, одиночками и т. д. - в среднем 1 - 2 Мпс. Скопления удалены друг от друга на десятки мегапарсеков.

Наша Галактика и туманность Андромеды входят в Местную группу галактик. Они являются главными объектами группы. Наша Галактика имеет в качестве спутников две крупные галактики: Большое и Малое Магеллановы Облака, у туманности Андромеды четыре больших эллиптических спутника. Кроме того, спутниками каждой из них: являются несколько карликовых и слабых неправильных галактик. Полное число галактик, составляющих. Местную группу, приближается к 40 за счет продолжающихся открытий слабых неправильных галактик в радиусе 1.5 Мпс вокруг Галактики.

Есть несколько групп галактик, ближайших к Местной группе. Это - группа Южного галактического полюса, группа Центавра-А, группы в Большой Медведице, Льве и Гончих Псах. В наших окрестностях сейчас найдено более 50 малых групп галактик.

Кроме небольших групп открыто много богатых скоплений с сотнями и тысячами галактик. Ближайшее такое скопление находится в созвездии Девы на расстоянии 20 Мпс. В его составе семь гигантских эллиптических галактик, в том числе радиогалактика Дева А, и девять гигантских спиральных. Треть галактик - скопления эллиптические и S0, остальные - спиральные. Размеры этого скопления 5.5 Мпс, но сейчас скопление в Деве считают лишь центральным сгущением сверхскопления, к которому принадлежат наша Местная группа и ее соседи. Общее число галактик нашего сверхскопления около 10000, диаметр его около 50 Мпс. Найдено уже полсотни таких сверхскоплений.

У спиральных и неправильных галактик наблюдается радиоизлучение, аналогичное радиоизлучению нашей Галактики. У обычных эллиптических галактик радиоизлучение незначительно и обнаружено лишь недавно с большим трудом. Но среди сверхгигантских эллиптических галактик и реже среди спиральных встречается особый класс галактик сильным нетепловым радиоизлучением. К таким радиогалактикам относятся Центавр А, М 82, Печь А, Дева А, находящиеся в соседних группах и скоплениях галактик. Самая близкая к ним радиогалактика высокой мощности - Лебедь А - на фотографиях выглядит как пара слабых эллиптических галактик 16-й величины, зато ее радиоизлучение, например на волне 1 м, уже соответствует объекту 2-й звездной величины, если выражать радиоизлучение в этих единицах. Сейчас известны сотни источников радиоизлучения, оказавшиеся радиогалактиками.

В 1963 г. было обнаружено, что некоторые радиоисточники являются не обычными галактиками, а точечными звездообразными оптическими объектами - квазарами. Это, вероятно, особо компактные далекие галактики, отличающиеся от просто компактных галактик сильным радиоизлучением.

Вся совокупность галактик, квазаров и объектов межгалактической среды составляет так называемую Метагалактику. Красное смещение галактик отражает одно из важнейших свойств Метагалактики: ее расширение. Других объяснений этому явлению не найдено. Более того, обнаружено метагалактическое тепловое радиоизлучение - остаточное излучение того первоначального газового облака, из которого формировались галактики около 13 млрд. лет назад, когда они находились ближе друг к другу и представляли собой сгустки этого облака. А еще ранее вещество Метагалактики находилось, по-видимому, в сверхплотном состоянии; после взрыва этого вещества началось расширение и эволюция Метагалактики и ее членов.

Основная часть наблюдаемого вещества Метагалактики сейчас сосредоточена в звездах, только несколько процентов сохраняется в виде межзвездного газа и пыли, а также межгалактического газа. Некоторая часть вещества Метагалактики находится в форме излучения. В раннюю эпоху существования Метагалактики, когда она имела высокую температуру, световая форма вещества даже преобладала.

Так выглядит по современным взглядам Вселенная и так мы представляем ее историю и ее будущее развитие. Опираясь на эти сведения, мы можем теперь подробнее познакомиться с основным предметом нашей книги - с новыми и сверхновыми звездами.


Глава I. Астрономы исследуют звезды | Оглавление | Глава III. Обыкновенные новые звезды

Публикации с ключевыми словами: новые звезды - Сверхновые - остаток Сверхновой - Пульсар
Публикации со словами: новые звезды - Сверхновые - остаток Сверхновой - Пульсар
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.4 [голосов: 151]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования