10.2.1. Инфракрасное излучение Вселенной

Инфракрасное излучение Вселенной является пределом общего количества энергии, излучаемой всеми звездами во Вселенной.

Открытие инфракрасного излучения Вселенной в 1998 г. знаменует собой завершение нескольких лет работы, связанной с анализом данных, полученных с орбитального телескопа СОВЕ, запущенного НАСА в 1989 г.

Обнаружение инфракрасного излучения Вселенной сильно затруднено.

Так как он сливается с инфракрасным светом космической пыли нашей солнечной системы, межзвездным газом нашей Галактики, а также атмосферой Земли, да и самими приборами.

Запуск телескопа СОВЕ сразу решил две последние проблемы.

В течение 10 месяцев орбитальный телескоп сканировал звездное небо в инфракрасном диапазоне, составляя тщательную карту расположения всех светящихся объектов Вселенной.

После моделирования удалось исключить инфракрасное излучение пыли солнечной системы, которое создает постоянное изменение яркости, по мере того как Земля вращается по орбите вокруг Солнца.

Межзвездная пыль в нашей Галактике поддалась идентификации, поскольку, как выяснилось, обладает своей собственной структурой.

Затем было исключено инфракрасное излучение пылевых облаков вокруг звезд. После этого астрономы начали прослушивать "окна", расположенные около полюсов нашей Галактики "Млечный Путь".

Они представляют собой достаточно пустые пространства, протянувшиеся на расстояние в миллиарды световых лет.

В результате был обнаружен постоянный инфракрасный фон Вселенной в диапазоне между 240 и 140 мкм.

Наличие этого фона показало, что мы можем наблюдать только одну треть общего количества звезд Вселенной, а где же недостающие две трети звезд.

Возникла новая проблема.

Теперь ученым предстоит выяснить, куда же девались остальные звезды.

10.3. Классификация звезд

В ясную безлунную ночь наблюдатель с нормальным зрением увидит на небосводе до 3000 звезд. В зависимости от их массы, температуры и светимости они распределены по классам: голубые и красные сверхгиганты, звезды главной последовательности, белые и черные карлики, нейтронные, кварковые,

гиперонные звезды и черные дыры. Звезды характеризуются спектральными классами: О, В - голубые звезды; А - белые; F - желтоватые; G - желтые; К - оранжевые; М - красные. Если все звезды характеризовать температурой и светимостью, то их можно разместить на диаграмме Герцшпрунга  Рассела. Большинство нормальных звезд располагается вдоль наклонной линии, называемой главной последовательностью, на которой они могут находиться в течение от миллионов до десятков миллиардов лет. Например, наше Солнце, являющееся обычной, желтой (G) звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5 млрд. лет и проведет на ней еще примерно столько же времени. Звезды рождаются с различными массами и разнообразным химическим составом.

Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшую эволюцию звезды. До недавнего времени считалось, что на образование звезды из космического вещества требуются миллионы лет. Однако в последние годы получены фотографии Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. Ранее (в 1947 г.) в этом месте была обнаружена группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. они распались на отдельные звезды.

Следовательно, звезды могут рождаться за относительно короткий промежуток времени и обычно возникают группами, ассоциациями или в виде звездных скоплений. В результате изучения фотографий туманностей нашей Галактики (Млечного Пути) удалось обнаружить маленькие черные пятна неправильной формы (глобулы), представляющие собой массивные скопления газа и пыли. Они выглядят черными, т.к. не испускают собственного излучения и находятся между Землей и яркими звездами, свет от которых они заслоняют. Размеры глобул достигают нескольких световых лет. В глобуле под действием внешнего давления излучения окружающих звезд происходит сжатие и уплотнение вещества, несмотря на существование в них турбулентных движений пыли и газа.

Гравитационные силы стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к центру. За счет кинетической энергии падающих частиц происходит их столкновение и нагревание в целом газопылевого облака.

Температура облака возрастает, и оно становится протозвездой и начинает светиться, излучая темнокрасный свет.

Начальный период эволюции протозвезды длится от тысяч до миллионов лет. За счет гравитации при дальнейшем сжатии протозвезды температура внутри ее повышается до 10⁶ К и начинают протекать термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Излучение уравновешивает силу тяготения и на небе появляется нормальная звезда, которая будет находиться на главной последовательности многие миллиарды лет.