Звезды весьма различны по их видимому блику. Этот признак — видимый блеск стал с древних времен основополагающим при разделении звезд на величины. Самые яркие звезды стали называть звездами первой величины. Самые слабые, видимые невооруженным глазом только в безлунную ночь, — 310 3. Мегамир это звезды шестой величины. Современная точная шкала звездных величин была создана в середине Х1Хв. Ее автор Н. Погсон установил закон, носящий его имя, определяющий зависимость блеска звезды от ее звездной величины. Блеск звезды выражается освещенностью Еу, создаваемой звездой на зрачке глаза наблюдателя. По закону Погсона: m — m0 = -2,5]g(Ev/E^, где гаии,- звездные величины, Ev и Ev0 — освещенности, создаваемые этими звездными величинами (соответствующий блеск звезд). Из закона Погсона следует, что зрительное восприятие, то есть ощущение света, подчиняется логарифмическому закону. Большие освещенности воспринимаются с меньшей чувствительностью, к слабой освещенности глаз, напротив, очень чувствителен. Такая «шкала» позволяет воспринимать и очень яркие объекты, например Солнце, создающее в ясный день освещенность 100000 лк, и свет свечи, создающий освещенность в единицы лк. Так же, к слову сказать, в логарифмическом масштабе построено и восприятие звука. Это позволяет слышать и шелест листьев и раскаты грома. Точные измерения блеска звезд потребовали введения промежуточных дробных значений звездных величин, например lm,2; 5т,4 (звездную величину принято обозначать индексом /я). Светила, более яркие, чем принятые за образцы звезды первой величины, имеют нулевую или отрицательную звездную величину. Звезды с отрицательной звездной величиной ярче звезд нулевой, первой и т.д. звездных величин. Это следует из закона Погсона. Всего на небе невооруженным глазом можно различить около 4850 звезд. Звезды первой величины еще в древности получили собственные названия. Например, Вега, Альтаир, Арктур. Яркие звезды в созвездиях обозначают буквами греческого алфавита: а, р, у..., например, Сириус есть в то же время а Большого Пса, Полярная — а Малой Медведицы. Кроме звездной величины, звездам присваивают спектральный класс, обозначаемый большой буквой латинского алфавита. Спектральные классы ввел в 1900 г. Э. Ч. Пикеринг. Спектр излучения звезды и соответственно спектральный класс зависят от температуры звезды. Спектральные классы выстроены в порядке убывания температуры. Этот порядок можно запомнить по фразе — Oh, be a fine girl, kiss me!, то есть последовательность классов по убыванию температуры: О, В, A, F, G, К, М. Сюда следует добавить три класса холодных звезд: R, N, S и класс горячих W. Для более детальной дифференциации звезд по спектральному составу излучения классы разбили на группы, обозначаемые цифрами от 0 до 9, и полным обозначением спектрального класса стала комбинация латинской буквы и цифры, например Солнце относится к классу G2. Честь установления первой фундаментальной физической закономерности в мире звезд, определяющей связь между спектром излучения звезды и 311 Раздел III. Современные проблемы и концепции естествознания -8 главная последовательность ' \ низкая температура высокая температура Рис. 3.14. Диаграмма Герцшпрунга—Рессела ее температурой, принадлежит американскому астрофизику Г.Н. Ресселу (1877—1957) и голландскому астроному Э. Герцшпрунгу (1873—1967). Они провели колоссальную по объему работу по сравнению спектров и светимо- стей различных звезд. Результаты анализа позволили построить диаграмму «спектр — светимость», носящую имя обоих ученых. Светимость определяется звездной величиной, а параметром, определяющим спектральный состав излучения, является температура. На этой диаграмме, схема которой показана на рис. 3.14, можно выделить две полосы: «главную последовательность» и «ветвь гигантов». На главной последовательности располагаются 99% всех наблюдаемых звезд. Верхняя часть главной последовательности включает яркие голубые звезды, нижняя часть — красные и холодные. Ветвь гигантов составляют близкие по светимости, но различные по спектру звезды — от голубых до красных. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела отражает феноменологическую закономерность. Вся дальнейшая история звездной астрофизики связана с попытками раскрыть эволюционный смысл этой закономерности. Только после открытия источников энергии излучения звезд стало возможным построение непротиворечивой теории эволюции звезд, связывающей этапы этой эволюции с положением звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Проблема происхождения энергии излучения Солнца и звезд была решена в 30-е годы нашего столетия. Предпосылкой к ее решению стала теория относительности Эйнштейна, в рамках которой была установлена связь мас- 312 3. Мегамир сы и энергии. Английский астрофизик А.С. Эддингтон (1882—1944) показал, что масса ядра гелия не точно в четыре раза превышает массу ядра водорода, а несколько меньше. В соответствии с теорией Эйнштейна дефект массы порождает огромную энергию, которая высвобождается при синтезе ядер гелия из водорода. Условия синтеза реализуются в недрах звезд при температуре, превышающей (10-ИЗ) -106 К. Американский физик Г. А. Бете в 1939 г. разработал так называемый протон — протонный цикл ядерных реакций, последним этапом которого является слияние ядер изотопов легкого гелия с образованием двух свободных протонов. Бете и независимо от него К. Ф. Вейцзеккер открыли и еще один цикл (азотно-углеродный), состоящий из шести реакций, проходящих при температуре порядка 20 • 106К. Разработанные циклы реакций происходят в недрах звезд с выделением энергии АЕ, соответствующей дефекту масс Am: АЕ= Атс2. Основываясь на знании физических характеристик звезд, таких как энергия излучения, температура, размеры, масса и в соответствии с разработанными циклами реакций синтеза, Эддингтон построил модели внутреннего строения звезд. По Эддингтону, звезды представляют собой шары из газа, находящегося в состоянии плазмы. Плазменное тело звезды должно находиться в состоянии равновесия, при котором гравитационное сжатие уравновешивается силой расширения газа, находящегося при высокой температуре. Светимость звезды Эддингтон связал с ее массой, а соответственно массу — с положением на главной последовательности (термин «главная последовательность» введен Эддингтоном). Время нахождения звезды на главной последовательности определяется массой звезды. Чем больше масса и больше светимость, тем короче «жизнь» звезды, тем быстрее закончится ее «топливо». По современным представлениям схема эволюции звезд выглядит следующим образом. Газопылевая среда под действием сил гравитации сжимается и нагревается. Неоднородность среды приводит к ее разрыву на сжимающиеся фрагменты. Первоначальное сжатие происходит ускоренно, затем, когда объект становится непрозрачным для инфракрасного излучения, сжатие замедляется под воздействием увеличения внутренней температуры и давления, поскольку отвод тела от внутренних областей объекта уменьшается из-за потери его прозрачности для тепловых лучей. Объект в таком состоянии называют протозвездой. Продолжающийся разогрев внутренних областей прото- звезды приводит к возникновению термоядерных реакций. Протозвезда становится звездой и в соответствии со своей массой занимает определенное место на главной последовательности. Малые звезды — красные карлики, экономно расходуют свою энергию и остаются на главной последовательности более 50 млрд. лет, затем угасают и превращаются в черные карлики. Устойчивое состояние звезд с массой от величины массы Солнца до 1,2 массы Солнца продолжается около 9-10 млрд. лет. По мере выгорания водорода в центре звезды образуется ядро из гелия, в которое переносятся термоядерные реакции. Эти реакции происходят с большим энергетическим выходом. Внешняя оболочка звезды под воздействием растущего давления расширяется, звезда преобразуется в красного гиганта и покидает главную последовательность. 313 Раздел III. Современные проблемы и концепции естествознания Огромная атмосфера красного гиганта не может обеспечить перенос энергии от центра к периферии, давление будет нарастать и под воздействием этого давления внешняя сравнительно холодная оболочка красного гиганта будет постепенно отброшена и превратится в газовую туманность, рассеивающуюся в пространстве, а звезда станет белым карликом. В недрах белого карлика возникают ядерные реакции с образованием ядер углерода и более сложных элементов. Когда же начинают образовываться наиболее устойчивые ядра железа, выделение энергии прекращается и звезда гаснет. Для звезд с массой, близкой к массе Солнца, после превращения в красного гиганта, теоретически возможен и другой путь эволюции — переход на несколько миллионов лет в стадию пульсаций — стадию цефеиды. Этот особый тип звезд получил свое название по звезде 8 Цефея. Джон Гудрайк (1764—1786) обнаружил, что звезда 8-Цефея меняет свою яркость с периодом около 5 часов. Позднее были обнаружены цефеиды с периодом изменения яркости от нескольких часов до нескольких суток. Допплеровские смещения спектра поочередно то в красную, то в синюю области показали, что когда звезда имеет возрастающую яркость, она как бы приближается к нам, и при убывающей яркости — удаляется. Оказалось, что цефеиды периодически сжимаются и расширяются. Пульсации объясняются наличием зоны двукратной ионизации гелия, составляющего 1-2% от радиуса звезд. Эта зона работает как поршневой двигатель, освобождая энергию, накапливающуюся при сжатии и приводящую к расширению. Цефеиды представляют один из типов переменных звезд. Первой обнаруженной арабскими астрономами переменной звездой, меняющей свой блеск, была Алголь. Ее назвали «Эль — Гуль» или «дьявол». Это название в Европе превратилось в Алголь. Алголь относится к затменно-переменным звездам. Причина колебаний яркости таких звезд состоит в том, что они являются двойными, то есть состоят из двух звезд, вращающихся вокруг их общего центра тяжести. Часто одна из звезд бывает одного цвета, другая — другого. Как красиво, должно быть, изменяется освещение на планетах, обращающихся вокруг таких звезд, когда над горизонтом восходит то красное, то голубое «солнце», то оба «солнца» вместе. Еще одним типом переменных звезд являются долгопериодические переменные звезды. Это преимущественно красные гиганты класса М. Предполагается, что источником пульсаций в этих звездах является высвобождающаяся в недрах звезд энергия. Эволюционный путь звезд с массами, около двух солнечных, может окончиться взрывом. Это так называемые «новые» звезды. Термин «новая» ввел Тихо Браге, наблюдавший в 1572 г. вспышку звезды, которая представлялась ему ее «рождением». Сегодня мы можем сказать, что это не «рождение», а скорее «смерть» звезды. Новые, как оказалось, являются двойными звездами, причем одна из звезд в паре принадлежит к горячему классу, а другая к холодному. Наиболее мощные вспышки стали называть «сверхновыми». Механизм этих вспышек несколько иной, чем у новых, и происходят эти вспышки значительно реже — один раз в 150 — 300 лет (в пределах нашей Галактики), тогда как вспышки новых наблюдаются ежегодно. Оболочка красного гиган- 314 3. Мегамир та может распадаться не постепенно, а путем взрыва. Так рождается сверхновая. В недрах красных гигантов может осуществляться синтез многих химических элементов, включая тяжелые. При взрыве сверхновой газовая среда обогащается этими элементами. Так объясняется факт, что в молодых звездах содержится большее число химических элементов, чем в старых. Эти элементы проникли в газо-пылевую среду после вспышки новых и вошли в структуру молодых звезд уже при их зарождении. Взрыв сверхновой может привести к образованию так называемой нейтронной звезды — космического объекта огромной плоскости, состоящего только из нейтронов. Как мы уже отмечали, в ядре горячей звезды могут на конечном этапе ядерных реакций образовываться атомы железа. Ядра массивных звезд при этом продолжают сжиматься под действием более значительных сил гравитации, чем у легких звезд. При сжатии происходит мощный разогрев, приводящий к тому, что ядра железа начинают распадаться на протоны и нейтроны. Образовывающиеся протоны при взаимодействии с электронами тоже преобразуются в нейтроны. Образуется компактное нейтронное ядро, обрамленное железной оболочкой. Плотность такой звезды (1018 кг/Mi) такова, что дальнейшее ее сжатие оказывается невозможным. Размеры нейтронной звезды составляют всего десятки км в диаметре. Если на начальном этапе после вспышки сверхновой давление внутри ядра окажется недостаточным для преодоления гравитационного сжатия, начинается гравитационный коллапс. При такой плотности вещества, когда скорость убегания (вторая космическая) станет равной скорости света, коллапс приводит к образованию «черной дыры». Вариант эволюции звезды, при котором образуется «черная дыра», наиболее вероятен для звезд, масса которых более чем вдвое превышает массу Солнца. Массивные звезды — бело-голубые гиганты и сверхгиганты — эволюционируют очень динамично. Их пребывание на главной последовательности может составлять от сотен тысяч до одного миллиона лет. Исследования Вселенной в радиодиапазоне привели к открытию особых космических объектов — пульсаров. В 1968г. английскими радиоастрономами были обнаружены радиосигналы в виде импульсов длительностью 0,3 с, повторяющихся с периодом 1,337с. Стабильность сигналов во времени была поразительна. Импульсы повторялись с точностью до 10"8с. Одной из версий, объясняющих открытое явление, стала посылка сигнала внеземными цивилизациями. В настоящее время эта версия отвергнута. Разработана теория образования излучения этих источников, названных пульсарами. Оказалось, что пульсары (их открыто уже более двухсот) принадлежат нашей Галактике, излучают в основном не в радио-, а в рентгеновском диапазоне. Пульсирующий характер излучения пульсаров объясняется их быстрым вращением и наличием сильного магнитного поля. Излучение носит нетепловой характер и возникает при ускорении заряженных частиц вращающимся магнитным полем. Частицы ускоряются до скоростей, близких к световым, попав в «магнитный конус», образованный при вращении магнитной осью, не совпадающей с осью вращения тела. В 1963 г. был обнаружен космический объект, находящийся, если судить по 315 Раздел III. Современные проблемы и концепции естествознания оценкам его скорости, за пределами нашей Галактики (скорость измеряется по смещению линий в спектре, а расстояния вычисляются по формуле Хаббла). Яркость объекта была для такого расстояния огромной и соответствовала 13-й звездной величине. Такие объекты назвали «квазарами» или квазизвездами. Спектр измерения квазаров не соответствует тепловому. Энергия излучения сосредоточена в основном в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах. В настоящее время открыты более тысячи квазаров, однако убедительной гипотезы о происхождении их огромной энергии излучения не существует.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Эволюция и типы звезд» з дисципліни «Історія науки»
