Что такое звёзды

Для определения расстояния до далёких звёздных скоплений, например до

Плеяд, можно действовать следующим образом: построить диаграмму Г-Р, на

вертикальной оси отметить видимую звёздную величину (а не абсолютную, т.к.

она зависит от расстояния), зависящую от температуры.

Затем следует сравнить полученную картину с диаграммой Г-Р Иад, у неё

много общих черт в плане Главных последовательностей. Совместив две

диаграммы как можно плотнее, можно определить Главную последовательность

звёздного скопления, расстояние до которого надо измерить.

Затем следует использовать уравнение:

m-M=5log(d)-5, где

m – видимая звёздная величина;

M – абсолютная звёздная величина;

d – расстояние.

По-английски этот метод называется «Main Sequence Fitting». Его можно

использовать к таким рассеянным звёздным скоплениям, как NGC 2362, Альфа

Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономы предпринимали попытки определить

расстояние до известного двойного рассеянного звёздного скопления в

созвездии Персея («h» и «chi»), где находится много звёзд-сверхгигантов. Но

данные получились противоречивые. С помощью метода «Main Sequence Fitting»

возможно определить расстояние до 20000-25000 световых лет, это пятая часть

нашей Галактики.

Интенсивность света и расстояние.

Чем дальше расположено какое-либо небесное тело, тем его свет кажется

слабее. Это положение согласуется с оптическим законом, в соответствии с

которым интенсивность света «I» обратно пропорциональна расстоянию,

возведённому в квадрат «d».

[I ~ 1/d2]

Например, если какая-либо галактика находится на расстоянии 10 миллионов

световых лет, то другая галактика, расположенная в 20 миллионах световых

лет, имеет блеск в четыре раза меньший по сравнению с первой. То есть с

математической точки зрения связь между двумя величинами «I» и «d» точная и

измеряемая. Говоря языком астрофизики, интенсивность света является

абсолютной величиной звёздной величиной М какого-либо небесного объекта,

расстояние до которого следует измерить.

Используя уравнение m-M=5log(d)-5 (оно отражает закон об изменении

блеска) и зная, что m всегда можно определить при помощи фотометра, а М

известна, измеряется расстояние «d». Итак, зная абсолютную звёздную

величину, при помощи расчётов определить расстояние не сложно.

Межзвёздное поглощение.

Одна из главных проблем, связанных с методами измерения расстояния –

проблема поглощения света. По пути на Землю свет преодолевает огромные

расстояния, он проходит через межзвёздную пыль и газ. Соответственно часть

света адсорбируется, и когда он доходит до установленных на Земле

телескопов, уже имеет непервоначальную силу. Учёные называют это

«экстинкцией», ослаблением света. Очень важно вычислить количество

экстинкции при использовании ряда методов, например, канделы. При этом

должны быть известны точно абсолютные звёздные величины.

Несложно определить экстинкцию для нашей Галактики – достаточно принять

во внимание пыль и газ Млечного Пути. Труднее определить экстинкцию света

от объекта из другой галактики. К экстинкции по пути следования в нашей

Галактике надо прибавит и часть поглощённого света из другой.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы

притяжения, которая противодействует звезде, удерживает её, и силы,

освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот,

стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии

формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием

гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура

достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных

реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга,

звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра

понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы

противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие

вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав.

На первое место выступает масса звезды, именно от неё зависит будущее этого

небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в

белого карлика, нейтронную звезду или в чёрную дыру.

Как иссякает водород.

Только очень крупные среди небесных тел становятся звёздами, меньшие

становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы

относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы

в из недрах происходили ядерные реакции, характерные для звёзд.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвёздного газа. Как

уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном

состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды

зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого

размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной

чертой звёзд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во

внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются,

как это происходит у звёзд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов

этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий.

Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют

собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р,

медленно выходит из Главной последовательности. В новой фазе плотность

материи внутри звезды повышается, состав ядра «дегенерирует», в результате

появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи.

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов,

а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем

вверх, приближаясь к области красных гигантов. Её размеры значительно

увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоёв падает. Диаметр

красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше

солнце войдёт в эту фазу, оно «проглотит» и Меркурий и Венеру, а если не

сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на

нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура её ядра повышается. Сначала

происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры

начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение

температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую

часть диаграммы Г-Р. это так называемый «helium flash». В это время ядро,

содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав

оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется

продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции.

При трансформации гелия в углеводород ядро видоизменяется. Его

температура повышается до тех пор, пока углерод не начнёт гореть.

Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции

звезды отмечается значительная потеря её массы. Это может происходить

постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются,

как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность –

оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве

со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего

происходящего с ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила

много материи и её масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда

превращается в белого карлика. Эта носит название «лимит Чандрасекара» в

честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это

максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не

состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоёв ядро звезды остаётся, и его поверхностная

температура очень высока – порядка 100 000 оК. Звезда двигается к левому

краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Её светимость уменьшается, так как

уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звёзды небольшого

диаметра, но отличающиеся очень высокой плотности, в полтора миллиона раз

больше плотности воды.

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без

вспышек. Она понемногу остывает. Учёные полагают, что конец белого карлика

проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования

Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической

смерти».

Если же звезда крупная, и её масса больше Солнца, она вспыхнет, как

сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или

частично. В первом случае от неё останется облако газа с остаточными

веществами звезды. Во втором – останется небесное тело высочайшей плотности

– нейтронная звезда или чёрная дыра.

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и

постоянными. Но эта теория претерпела значительные изменения с появлением в

XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течение последующих

веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство

небесных тел объясняется отсутствием техники для наблюдения или её

несовершенством. Учёные пришли к выводу, что переменчивость является общей

характеристикой всех видов звёзд. В течение эволюции звезда проходит

несколько стадий, во время которых её основные характеристики – цвет и

светимость – претерпевают глубокие изменения. Они происходят в течение

существования звезды, а это десятки или сотни миллионов лет, поэтому

человек не может быть очевидцем происходящего. У некоторых классов звёзд

происходящие изменения фиксируются в короткие промежутки времени, например

в течение нескольких месяцев, дней или части суток. Происходящие изменения

звезды, её световые потоки можно многократно измерить в течение последующих

ночей.

Измерения.

На самом деле эта проблема не так проста, как кажется на первый взгляд.

При проведении измерений необходимо учитывать атмосферные условия, а они

меняются, причём иногда значительно в течение одной ночи. В связи с этим

данные о световых потоках звёзд существенно разнятся.

Очень важно уметь отличить настоящие изменения светового потока, а они

непосредственно связаны с блеском звезды, от кажущихся, они объясняются

изменением атмосферных условий.

Для этого рекомендуется провести сравнение световых потоков наблюдаемой

звезды с другими звёздами – ориентирами, видимыми в телескоп. Если

изменения кажущиеся, т.е. связаны с изменением атмосферных условий, они

коснуться всех наблюдаемых звёзд.

Получить верные данные о состоянии звезды на коком-то этапе – это первая

ступень. Далее следует составить «кривую блеска» для фиксирования возможных

изменений блеска. Она будет показывать изменение звёздной величины.

Переменные или нет.

Звёзды, звёздная величина которых непостоянна, называют переменными. У

некоторых из них переменчивость лишь кажущаяся. В основном это звёзды,

относящиеся к системе двойных. При этом, когда орбитальная плоскость

системы более или менее совпадает с лучом зрения наблюдателя, ему может

казаться, что одна из двух звёзд полностью или частично затмевается другой

и является менее яркой. В этих случаях изменения периодичны, периоды

изменения блеска затменных звёзд повторяются с интервалом, совпадающим с

орбитальным периодом двойной системы звёзд. Эти звёзды называются

«затменные переменные».

Следующий класс переменных звёзд – «внутренние переменные». Амплитуды

колебаний блеска этих звёзд зависят от физических параметров звезды,

например от радиуса и температуры. В течение долгих лет астрономы вели

наблюдения за изменчивостью переменных звёзд. Только в нашей Галактике

зафиксировано 30000 переменных звёзд. Их разделили на две группы. К первой

относятся «эруптивные переменные звёзды». Им свойственны однократные или

повторяющиеся вспышки. Изменения звёздных величин эпизодичны. К классу

«эруптивных переменных», или взрывных, относятся также новые и сверхновые.

Ко второй группе – все остальные.

Цефеиды.

Существуют переменные звёзды, блеск которых меняется строго периодически.

Изменения происходят через определённые промежутки времени. Если составить

кривую блеска, она чётко зафиксирует регулярность изменений, при этом форма

кривой отметит максимальные и минимальные характеристики. Разница между

максимальным и минимальным колебаниями определяет большое пространство

между двумя характеристиками. Звёзды такого типа относятся к «переменным

пульсирующим». По кривой блеска можно сделать вывод, что блеск звезды

возрастает быстрее, чем убывает.

Переменные звёзды подразделяются на классы. За критерий берётся звезда-

прототип, именно она даёт название классу. В качестве примера можно

привести Цефеиды. Это название происходит от звезды Цефея. Это наиболее

простой критерий. Есть и другой – звёзды подразделяются по спектрам.

Переменные звёзды можно разделить на подгруппы по разным критериям.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Звёзды на небесном своде существуют в виде скоплений, ассоциация, а не

как единичные тела. Звёздные скопления могут быть усеяны звёздами очень

густо или нет.

Между звёздами могут существовать и более тесные связи, речь идёт о

двойных системах, как их называют астрономы. В паре звёзд эволюция одной

непосредственно влияет и на вторую.

Открытие.

Открытие двойных звёзд, в настоящее время их именно так называют, стало

одним из первых открытий, осуществлённых при помощи астрономического

бинокля. Первой парой этого типа звёзд стала Мицар из созвездия Большой

Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное

количество звёзд во Вселенной, учёные пришли к выводу, что Мицар среди них

не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения

подтвердили эту гипотезу. В 1804 году известный астроном Вильям Гершель,

посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий

описание примерно 700 двойных звёзд. Вначале учёные не знали точно, связаны

ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

Некоторые светлые умы полагали, что на двойные звёзды действует звёздная

ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В

связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для

выяснения истинного положения тел было необходимо измерить параллактические

смещения звёзд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению,

параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении

дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического

колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному

эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела,

связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения

Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звёзды связаны физически, то

есть силами тяготения.

Классификация двойных звёзд.

Различают три основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные

фотометрические и спектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в

полной мере внутренние различия классов, но даёт представление о звёздной

ассоциации.

Двойственность визуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их

движения. В настоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных,

но только у 1% из них была точно определена орбита.

Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды

могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить

путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения

многочисленных расчётов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто

учёные располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они

восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует

иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу

зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно

отличаться от истинной.

Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое

расстояние между двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера,

определив сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас

при этом тоже должно быть известно.

Двойные фотометрические звёзды.

О двойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим

колебаниям блеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг

друга. Их также называют «затменно-двойные звёзды». У этих звёзд плоскости

орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает

затмение, тем более выражен блеск. Если проанализировать кривую блеска

двойных фотометрических звёзд, можно определить наклон орбитальной

плоскости.

С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы.

Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два

снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три

последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному

периоду.

Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с

периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или

несколько дней.

Спектрально-двойственные звёзды.

С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий

вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой

слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений

одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной

звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи

телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с

помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально-

двойственные. Не все двойные звёзды являются спектральными. Два компонента

двойных звёзд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звёзды встречаются в

основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение

двойных и одинарных звёзд. Если действовать методом вычитания и из всего

звёздного населения вычесть число идентифицированных двойных звёзд, можно

сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть

ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Для определения

двойственности звёзд надо идентифицировать их основные характеристики. Для

этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить

двойные звёзды. Например, визуально-двойные звёзды не всегда можно увидеть

на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между

компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать

фотометрические и спектрально-двойственные звёзды, их блеск должен быть

достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного

измерения длины волн в спектральных линиях.

Число звёзд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так

велико. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные

звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.

НОВЫЕ ЗВЁДЫ.

Переменные взрывные звёзды состоят из белого карлика и звезды Главной

последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный

гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько

часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они

тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления.

С середины XIX века учёные фиксируют на оптической полосе переменных

взрывных звёзд преобладание фиолетового цвета в определённое время, это

явление совпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу

звёзды разделили на несколько групп.

Классические новые звёзды.

Классические новые звёзды отличаются от переменных взрывных тем, что их

оптические вспышки не имеют повторяющегося характера. Амплитуда кривой их

блеска выражена чётче, и подъём к максимальной точке происходит значительно

быстрее. Обычно они достигают максимального блеска за несколько часов, за

этот период времени новая звезда приобретает звёздную величину равную

примерно 12, то есть световой поток увеличивается на 60000 единиц.

Чем медленнее происходит процесс подъёма к максимуму, тем менее заметно и

изменение блеска. Новая звезда недолго остаётся в положении «максимум»,

обычно этот период занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев.

Затем блеск начинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до

обычного уровня. Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но

её продолжительность составляет не менее нескольких лет.

У новых классических звёзд все эти явления сопровождаются

неконтролируемыми термоядерными реакциями, происходящими в поверхностных

слоях белого карлика, именно там находится «позаимствованный» водород от

второго компонента звезды. Новые звёзды всегда двойные, один из компонентов

обязательно – белый карлик. Когда масса компонента звезды перетекает к

белому карлику, слой водорода начинает сжиматься и разогревается,

соответственно температура повышается, гелий разогревается. Всё это

происходит быстро, резко, в результате имеет место вспышка. Излучающая

поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким, на кривой блеска

фиксируется всплеск.

Во время активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального

блеска. Максимальная абсолютная звёздная величина составляет порядка от -6

до -9. у новых звёзд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных

звёзд – быстрее.

Новые звёзды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем,

это лишь их видимая звёздная величина, абсолютную определить нельзя, так

как неизвестно их точное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать

абсолютную звёздную величину новой, если она находится в максимальной

близости от другой новой звезды, расстояние до которой известно.

Максимальная абсолютная величина высчитывается по уравнению:

M=-10.9+2.3log (t).

t – это время, за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звёздных

величин.

Карликовые новые звёзды и повторяющиеся новые.

Ближайшими родственниками новых звёзд являются карликовые новые звёзды,

их прототип «U Близнецов». Их оптические вспышки практически аналогичны

вспышкам новых звёзд, но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды

меньше. Отмечаются различия и в повторяемости вспышек – у новых карликовых

Страницы: 1, 2, 3