Текст книги "Космос. Все о звёздах, планетах, космических странниках"
Автор книги: Борис Пшеничнер
Соавторы: Оксана Абрамова
сообщить о нарушении
Текущая страница: 5 (всего у книги 23 страниц)
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам и компьютерному моделированию.
Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы – электроны, протоны, нейтроны – там такие же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные по экспериментам в физических лабораториях.
Звезда – раскалённый газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду.
Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда находится в состоянии устойчивого равновесия. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, температура и плотность возрастают к центру звезды. Например, плотность вещества в центре Солнца в 100 раз больше плотности воды. Это во много раз превышает плотность любого твёрдого тела на Земле.
Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. При температуре 10–30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате которых образуются ядра различных химических элементов.
Не все возможные ядерные реакции годятся на роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды типа Солнца. Примером такой реакции служит протон-протонная ядерная реакция.
В 1905–1907 гг. датский астроном Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что голубые звёзды имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие, т.е. что цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом. А в 1913 г. американский астроном Генри Рассел сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр – светимость, которая теперь называется диаграммой Герцшпрунга – Рассела, он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды).
Основные последовательности, образуемые звёздами. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звёзды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселённая из них – главная последовательность – включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том числе и наше Солнце). На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, пока источником её энергии является реакция превращения водорода в гелий. Именно поэтому на главной последовательности так много звёзд.
Эволюционные превращения звёзд
Жизнь звезды довольно сложна. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур, а старея, остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Одна и та же звезда может раздуться до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжаться до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до миллионов светимостей Солнца и падает почти до нуля.
Картина эволюции звезды усложняется вращением, иногда очень быстрым, на пределе устойчивости (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500–600 км/с. Для Солнца эта величина составляет около 2 км/с.
Даже такая относительно спокойная звезда, как Солнце, испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят вспышки и выбросы вещества. Активность некоторых других звёзд несравнимо выше. На определённых этапах эволюции звезда может стать переменной, начав регулярно менять свой блеск, сжиматься и опять расширяться. А иногда на звёздах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звёзды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звёзд галактики вместе взятых.
На схеме оказано, как из протозвёздного вещества появляется звезда, эволюционирует и может со временем превратиться в белого карлика, нейтронную звезду или в чёрную дыру
Бриллиантовая звезда VFTS 682 в Большом Магеллановом Облаке
В начале XX в., в основном благодаря трудам английского астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии – термоядерный реактор, синтезирующий ядра гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах рождаются и более тяжёлые химические элементы. Вещество, из которого сделана эта книга, также прошло через «термоядерную топку» и было выброшено в космическое пространство при взрыве породившей его звезды.
По современным представлениям, жизненный путь одиночного светила определяется его начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды – очень слабые объекты, и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше, чем семь-восемь сотых долей массы Солнца, долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2–3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Кентавра.
Если же начальная масса «протозвёздного» тела оказывается меньше 0,07–0,08 массы Солнца, в нём на короткое время происходят лишь быстротекущие термоядерные реакции с участием дейтерия. Такое тело называют уже не звездой, а коричневым карликом или субзвёздным объектом, т. е. «недозвездой». При начальной массе менее 13 масс Юпитера мы получим уже даже не «недозвезду», а тело, неотличимое от планеты-гиганта, в котором никакие термоядерные реакции протекать не могут.
В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50–70 солнечных масс, то после начала горения термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Звёзды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки).
Рождение звёзд
Рождение звёзд – процесс, скрытый от наших глаз, даже вооружённых телескопом. Лишь в середине XX в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звёзды.
В центре туманности NGC 6543 двойная звёздная система
Как же образуются звёзды? Если плотность газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения – обычные звуковые колебания. Но если газ достаточно плотный или облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда первоначально однородная газовая среда будет разбиваться на сгустки (облака), а облако начнёт сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар – звезду.
В плотных и холодных межзвёздных облаках, готовых к сжатию, часть вещества объединяется в молекулы. Главной молекулой межзвёздной среды является молекула водорода (Н2). Кроме того, были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.
Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звёзд. Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению.
Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность – в 1020 раз. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» – «первый»).
Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, то начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности, сжатие прекращается и протозвезда становится звездой.
Формирующиеся и очень молодые звёзды часто окружены газопылевой оболочкой – остатками вещества, не успевшими ещё упасть на звезду. Оболочка не выпускает изнутри звёздный свет и полностью перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звёзды обычно проявляют себя лишь как мощные инфракрасные источники внутри газовых облаков.
На начальном этапе жизни «поведение» звезды очень сильно зависит от её массы. Низкая светимость маломассивных звёзд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия, «питаясь» только гравитационной энергией. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать околозвёздный газопылевой диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает значительную часть жизни, окружённая остатками своей протозвёздной оболочки, которую часто называют газопылевым коконом.
Молекулярные облака, эти «фабрики по производству звёзд», изготавливают звёзды всевозможных типов. Диапазон масс новорождённых звёзд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причём маленькие звёзды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звёзд с общей массой около пяти масс Солнца.
Примерно половина звёзд рождаются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны системы, содержащие до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены.
* * *
Новые и сверхновые
Очень редко на небе возникают новые звёзды – они внезапно появляются на том месте, где раньше можно было наблюдать звезду только в телескоп. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума, а через несколько месяцев ослабевает настолько, что часто она становится не видимой даже в телескоп, как бы исчезает. Иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т. е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в десятки или сотни лет сильно увеличивает свою светимость.
Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём! Если на её месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае ближайшей изученной сверхновой, наблюдавшейся в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она исчезает, а сброшенная ею оболочка ещё долгие годы видна как светящаяся туманность.
Исследования сверхновых звёзд, вспыхнувших в нашей Галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям в видимом диапазоне из-за поглощения света в межзвёздном пространстве. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения большого количества других галактик приводят к ежегодному обнаружению нескольких сотен сверхновых.
Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причём в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как десятки, даже сотни миллиардов звёзд галактики вместе взятых. Самые далёкие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца.
В 1930-х гг. Вальтер Бааде и Фриц Цвики предположили, что в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара – быстровращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды – в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; пульсар возник на месте вспышки сверхновой в 1054 г. Никаких нейтронных звёзд на месте новых звёзд не возникает.
Остаток сверхновой N63 в Большом Магеллановом Облаке
Гибель звёзд
Звёзды живут долго, но не вечно. Рано или поздно термоядерное топливо заканчивается, и выделение энергии уже не способно противодействовать гравитации, стремящейся как можно сильнее сжать звезду. Наступает момент её перехода в новое состояние: в зависимости от массы она становится белым карликом, нейтронной звездой или чёрной дырой. Белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры – это своеобразное «кладбище материи», которая отжила свой термоядерный век и навсегда исключена из галактического кругооборота вещества.
В настоящее время известно около 10 тыс. белых карликов. Разумеется, все они расположены в ближайших окрестностях Солнца – на больших расстояниях столь тусклые объекты мы наблюдать не можем. Что же представляет собой белый карлик?
В обычном состоянии звезды гравитации противостоит давление горячего газа, разогретого до сверхвысоких температур термоядерными реакциями. В белом карлике термоядерные реакции уже не идут, и потому обычным газовым давлением гравитационное сжатие не остановить.
Однако в чрезвычайно плотном веществе белых карликов (в недрах этих объектов плотность может достигать величин порядка 1010кг/м3) начинают действовать иные физические законы: при такой плотной «упаковке» атомов в недрах белых карликов давление электронов не спадает даже при очень низких температурах. Это давление электронного газа удерживает белые карлики в состоянии равновесия, не давая им сжаться ещё сильнее, но только при условии, что масса звезды не превышает 1,4 массы Солнца.
Если же масса звезды превышает это критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превышать 10 млн. т/см3.
Чёрная дыра NGC 300 Х-1 в представлении художника
Что произойдёт, если масса звезды настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса? Ещё в XVIII в. учёные высказывали предположения о возможности существования во Вселенной тел с огромной силой тяготения, которые притягивают даже испущенный ими самими свет. После создания Эйнштейном общей теории относительности было построено подробное описание таких объектов, названных чёрными дырами.
И по сей день нет окончательных доказательств того, что чёрные дыры существуют в реальности. Одним из вероятных кандидатов в чёрные дыры считается ярчайший источник рентгеновских лучей в созвездии Лебедь – Лебедь Х-1. Кроме того, кандидаты в сверхмассивные чёрные дыры – с массами в миллионы и даже миллиарды солнечных масс – скрываются в ядрах большинства галактик. Особенно убедительные доказательства в пользу их реальности получены по наблюдениям движения звёзд вблизи центра нашей Галактики.
В частности, ближайшая к центру Галактики звезда совершает полный оборот вокруг него за 1 5 лет, и по наблюдениям уже построена её полная орбита. Простое применение закона всемирного тяготения позволило определить, что вращение звезды происходит вокруг тела с массой в несколько миллионов масс Солнца. Эта масса заключена в области пространства поперечником не более 300 а. е. и при этом невидима. Согласно современным физическим представлениям, никакой другой объект, кроме чёрной дыры, подобным сочетанием свойств обладать не может.
Двойная звезда Сириус: Сириус А (слева) – ближайшая к нам и ярчайшая звезда ночного неба; Сириус В (справа)
Звёзды – соседи Солнца
В астрономии зачастую бывает, что об удалённых галактиках людям известно больше, чем о ближайших окрестностях. Почему?
Может показаться, что наиболее яркие звёзды на небе – те, которые ближе к нам расположены. На самом деле большинство ярчайших звёзд – это мощные «прожекторы», видимые издалека. На их фоне теряются маленькие и тусклые звёздочки, которые находятся сравнительно близко, и таких звёзд очень много. Для того чтобы их обнаружить, приходится использовать крупные телескопы или применять специальные методы поиска.
Солнечная система погружена в огромную звёздную систему – Галактику, которую мы видим как Млечный Путь – слабо светящуюся полосу, пересекающую небосклон в ясные безлунные ночи. Галактика насчитывает сотни миллиардов звёзд самых разных светимостей, масс и возрастов. Астрономам достаточно хорошо известны как свойства разных типов звёзд, так и то, что эти типы имеют самую различную пространственную плотность. Чем реже в пространстве встречаются звёзды того или иного класса, тем меньше вероятность того, что именно они окажутся вблизи Солнца. Поэтому учёные предполагают, что нашими соседями являются не просто типичные звёзды и другие небесные объекты, а скорее представители наиболее многочисленных «племён» Галактики.
Наблюдения показывают, что частота встречаемости звёзд зависит от мощности их излучения, их светимости: чем они слабее, тем их больше в единице объёма пространства. Поэтому с большой вероятностью самыми близкими к нам звёздами должны быть звёзды низкой светимости.
В настоящее время в окрестности Солнца (а под ними понимают шар радиусом около 25 пк) исследованы только 50% светил, причём неизученная половина приходится на долю холодных, слабосветящих звёзд. Их изучают на меньших расстояниях: до 10 пк от Солнца. Этот объём именуется непосредственными окрестностями Солнца, и в нём мы знаем практически все звёзды – их около 350.
Большинство (почти 2/3) из звёзд в непосредственной солнечной окрестности составляют очень слабые красные карлики – их массы в 3–10 раз меньше, чем у Солнца. Звёзды, похожие на Солнце, очень редки, их всего 6%. Белых и желтоватых звёзд с массами от 1,5 до 2 солнечных вообще единицы.
Более массивных звёзд (а астрономам известны звёзды с массами примерно до 100 солнечных) в окрестностях Солнца не найдено, что указывает на их большую редкость. Кроме «живых» звёзд учёные обнаружили ещё 18 белых карликов – это остатки звёзд, которые исчерпали всю свою энергию и медленно остывают, высвечивая имеющиеся запасы тепла. С очень большим трудом обнаруживаются и слабые объекты, которые из-за малой массы никогда не станут звёздами, – коричневые карлики. Их пока насчитывают лишь около двух десятков.
Многие наши соседи (31%) группируются в кратные системы (двойные, тройные и т. д.), в которых компоненты связаны друг с другом силами гравитации. Чем выше степень кратности, тем меньше таких систем. Некоторые члены этих систем невидимы для современных инструментов (из-за своей близости к сотоварищам или очень слабого блеска).
В отдельных случаях невидимые компоненты, как выяснилось, имеют настолько малые массы (менее 0,01 массы Солнца), что их уже нельзя считать звёздами, скорее, это очень большие планеты. Обнаружение таких спутников требует длительных и очень точных измерений.
