книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

I

РЯДОВЫЕ ЗВЕЗДЫ — ОСНОВНОЕ «НАСЕЛЕНИЕ» ВСЕЛЕННОЙ — И ИХ СИСТЕМЫ

Основным «населением» Вселенной являются звез­ ды. В них содержится основная масса вещества. Они, как известно читателям, состоят из относительно плот­

фузной материи. Еще в десять раз меньшая масса, чем масса диффузной материи, находится в состоянии мель­ чайшей космической пыли, перемешанной в разных про­ порциях с газом. Совсем уже небольшая, хотя мы и не знаем, какая же именно, доля вещества находится в со­ стоянии крупных твердых (а быть может иногда и жидких?) тел — планет, их спутников и метеоритов.

Итак, Вселенная — это мир газа, в частности мир плазмы.

Звезды и диффузная материя входят в разные си­ стемы: рассеянные скопления (от десятков до десятков тысяч звезд), шаровые скопления (сотни тысяч звезд, сконцентрированные к центру скопления), скопления га лактик, скопления скоплений галактик. Все это образует Метагалактику, какая-то доля которой доступна для изу­

чения нам сегодня.

Не все звезды входят в звездные скопления, и не все галактики входят в скопления галактик, некоторые су­ ществуют сами по себе, в «общем поле». Рассеянные скопления содержат диффузную материю довольно ред­ ко, а шаровые не содержат ее вовсе. Кроме того, суще­ ствуют двойные и кратные звезды, которые встречаются тем реже, чем больше их кратность. Звездные скопле­ ния входят в состав галактик, но не все галактики их

содержат.

Характерная черта Вселенной — многообразие зве­ здного мира. Для ориентировки в дальнейшем необхо­

димо напомнить кое-что о звездном мире.

Давно уже характеристикой звездного «населения» является диаграмма Герцшпрунга — Рессела, непрерыв­ но дополняемая и уточняемая. На этой диаграмме £ис. 1) по оси ординат откладывают снизу вверх логарифм светимости звезд lg К (или сверху вниз их абсолютную величину М). По оси абсцисс откладывают либо лога­ рифм температуры, либо спектральный класс, либо по­

казатель цвета звезды.

Напомним, что светимость L — это истинная сила света звезды по сравнению с силой света Солнца, а М — это та видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на расстоянии 10 парсеков (32,6 световых года). Такому расстоянию соответствует годичный параллакс, равный 0", 1, „

4

характеризуемой интенсивностью разных темных линий

В — О. Она идет в порядке повышения температуры при­ мерно от 3000 до 30 000° С и сопровождается изменением цвета от красного, через оранжевый и желтый, к белому и, наконец, к голубоватому (см. Приложение, рис. 1).

Солнце —•звезда типа G2.

Типичные спектры обозначаются как МО, КО и т. д., а интервалы между ними делятся на 10 частей. В спект­ рах типа К появляются полосы молекулы ТЮ, которые в спектрах более холодных звезд типа М еще интенсив­ нее. Но среди холодных звезд наблюдаются различия химического состава. Так, кроме титановых звезд типа М, есть еще углеродные и цирконовые звезды. С другой стороны, сильные различия химического состава мы находим и у самых горячих звезд, но не у звезд типа О с линиями поглощения, а у так называемых звезд типа Вольф — Райе (WR), принадлежащих к азотной, или углеродной, или смешанной последовательности. Однако в их спектрах место темных линий занимают широкие яркие полосы (см. Приложение, рис. 2). По-видимому, большая ширина ярких полос в спектрах звезд типа Вольф — Райе вызвана непрерывным расширением их крайне обширных атмосфер со скоростью до 2000 км/сек (рис 2). Температура этих звезд точно неизвестна, но она выше 30 000° С, а у некоторых из них может, по-ви­ димому, превысить 100 000° С. Горячие звезды типов 09—05 и Вольф — Райе нас особенно интересуют, так как они тесно связаны с диффузной материей. Но^число звезд высокой светимости с абсолютной величиной при­ мерно от —3 до —5 очень невелико. Первых известно всего лишь несколько сотен, а вторых около ста.;

6

7

Параллельно главной последовательности, несколько ниже нее, располагается последовательность субкарли­ ков, а в нижней левой части находятся звезды —- белые карлики, довольно горячие, маленькие, обладающие ко­ лоссальной плотностью порядка 1 т/см3. Их типичный представитель — известный спутник Сириуса. Белые карлики состоят из вырожденного газа, и только их тон­ кие атмосферы состоят из разреженного идеального газа. По современным представлениям, белые карлики явля­ ются конечной стадией развития звезд, когда их ядерные источники энергии уже иссякли, водород в термоя­ дерных реакциях почти исчерпался и звезда испытала сильное гравитационное сжатие. При малой поверхности ее излучение невелико и энергии гравитационного сжа­ тия ей хватит надолго.

В отношении звезд главной последовательности гос­ подствует мнение, что они эволюционируют без сущест­ венной потери массы. По современным воззрениям, звезды с главной последовательности на диаграмме пе­ ремещаются вправо вверх, в область красных гигантов (но не сверхгигантов), а потом каким-то образом быст­ ро переходят в состояние белых карликов, если их мас­ сы ненамного больше солнечной.

Звезды главной последовательности и последователь­ ности субкарликов различаются химическим составом: первые богаче тяжелыми элементами, в частности ме­ таллами. Тяжелые элементы могут синтезироваться из легких при высоких температурах звездных недр, и поэ­ тому считается, что субкарлики старше звезд главной последовательности. Эти звезды образовались позднее из газа, выброшенного звездами первого поколения и уже обогащенного металлами. Возраст их, как и Солн­ ца, оценивается в несколько миллиардов лет. Тяжелые

8

элементы возникали преимущественно в массивных звездах первого поколения, которые из-за большой мас­ сы эволюционировали быстро, за несколько миллионов лет. Самыми старыми (1011 лет) считаются звезды ша­ ровых скоплений.

Как бы ни менялись наши представления об эволю­ ции нормальных звезд, несомненно, что она протекает крайне медленно и постепенно.

Меньшинство звезд обнаруживает довольно заметные признаки нестационарности. Уже наше Солнце облада­ ет периодической активностью — появление пятен, выб­ рос протуберанцев и корпускулярных потоков, создание «солнечного ветра»- У переменных звезд непериодически или строго периодически меняются в тех или иных пределах блеск и температура, в небольших пределах меняется и радиус — происходит пульсация. Такие яв­ ления представляют временную нестационарность неко­ торых звезд, являющуюся одним из этапов эволюции, находящимся между эпохами медленных изменений.

Среди переменных звезд наибольшее значение для нас имеют строго периодические цефеиды, долгоперио­ дические (периоды в несколько суток и до полусотни су­ ток) и короткопериодические (периоды короче суток). У первых из них существует строгая связь между перио­ дом изменения блеска и их средней светимостью, так что по легко устанавливаемой из наблюдений продолжи­ тельности периода мы узнаем их светимость. У всех короткопериодических цефеид светимость почти одина­ кова.

Это свойство цефеид исключительно важно для на­ дежного определения расстояний до таких далеких звездных систем, в которых есть цефеиды. Сравнение находимой по периоду изменения блеска светимости

9