Радиоизлучение и активность галактик

 

Среди обнаруженных источников космического радиоизлучения некоторые располагаются в нашей Галактике, а многие оказались явно внегалактическими. Основной источник радиоизлучения в Галактике - межзвёздный газ (преимущественно водород, особенно сильно излучающий на волне l = 21 см). Кроме того, непрерывное тепловое радиоизлучение даёт ионизованный газ, оно особенно велико в газовых эмиссионных туманностях, окружающих горячие звёзды. Наконец, сильными источниками радиоизлучения нетеплового характера являются туманности –остатки вспышек сверхновых, а также центральная часть Галактики. Этот тип радиоизлучения вызывается высокоскоростными (релятивистскими) электронами, которые, попадая в магнитное поле, излучают свет (если энергия электронов и магнитное поле достаточно велики) или радиоволны (если магнитное поле слабее).

 

Табл. 2. - Радиоизлучение галактик
Галактики	Оптические данные	Расстояние, Мпк	Радиоизлучение
тип	видимая величина	абс. величина	Поток на волне 75 см, Ян	мощность радиоизлучения в интервале 30 м - 3 см, эрг/с
Нормальные галактики
Галактика	Sb	-	-21	-	-	4,4^.10^38
Туманность Андромеды	Sb	4,3	-22	0,69		3,7^.10^38
Треугольник	Sc	6,2	-19	0,73		8,4^.10^36
IC 1613	Ir	10,0	-15	0,69	0,8	1,4^.10^36
Радиогалактики умеренной мощности
Дева А	E	9,6	-20,6	12,2		6,5^.10^40
Кентавр А	E+S	7,9	-20,7			2,7^.10^40
М82	Ir	9,2	-20,2	2,2		5,1^.10^38
Мощнейшие радиогалактики
Лебедь А	E+E	16+16	-22,2			1,2^.10^45
3C 295	E	21,5	-24			2,7^.10^45

 

В спиральных галактиках и неправильных галактиках типа Магеллановых Облаков также обнаружено радиоизлучение в линии 21 см. Но его не удаётся обнаружить даже у ближайших эллиптических и линзообразных галактик. О том, что в их ядрах всё же есть межзвёздный газ, говорят яркие запрещенные спектральные линии кислорода, но вообще газа в них немного.

Мощность радиоизлучения нормальных галактик ниже мощности их оптического излучения галактик, у которых радиосветимость сравнима с оптической светимостью, были названырадиогалактиками. Излучение радиогалактик имеет нетепловой характер. У радиогалактик умеренной мощности основным источником радиоизлучения является область ядра. Среди них есть галактики с голубыми звездообразными ядрами), и сейфертовские галактики- спиральные галактики с чрезвычайно яркими ядрами, линейчатые спектры которых указывают на бурные внутренние движения газа - со скоростями 1000- 3000 км/с.

Чувствительность современных радиотелескопов столь высока, что мощные радиогалактики наблюдаются на огромных (космологических) расстояниях (8- 10 млрд. световых лет). Ближайшей к нам мощной радиогалактикой является двойная галактика Лебедь А (расстояние до неё ≈ 630 млн. световых лет).

Проблема отождествления радиоисточников с видимыми космическими объектами далеко не решена. Не существует пока такого внешнего признака, по которому можно было бы определить, что из двух близких оптически схожих галактик радиогалактикой является одна из них, а не другая. Для большинства внегалактических радиоисточников пока вообще не найдено соответствующих им оптических объектов.

В 1963 г. на месте пяти известных радиоисточников были обнаружены объекты особой природы. Их назвали квазизвёздными радиоисточниками (сокращённо квазарами). По современным представлениям, квазары - это активные ядра очень далёких галактик. Число открытых квазаров превышает 1500. Число отождествлённых радиогалактик, т. е. оптически опознанных внегалактических радиоисточников, достигло двух тысяч. Этого всё ещё недостаточно для получения верных представлений об их роли и месте в процессе развития Вселенной. Так, пространственное распределение внегалактических радиоисточников оказывается крайне равномерным. В то же время оптически исследованные галактики показывают тенденцию к образованию скоплений и сверхскоплении. Это важное различие в распределении внегалактических объектов ещё предстоит объяснить.

 

Галактика Млечный путь

Наша галактическая система— рядовая звездная система. На небе в ясную безлунную ночь хорошо видна яркая белесоватая поло­са — Млечный Путь. Он простирается (при вечерних наблюдениях) через созвездия Скорпиона, Стрельца, Орла и дальше вверх к Лебедю, Цефее и Кассиопее. При утренних наблюдениях можно проследить его другую ветвь: по созвездиям Персея, Возничего, Тельца, Близнецов, Ориона и Большого Пса. В Южном полушарии он проходит через со­звездия Парусов, Киля, Южного Креста и Центавра. Таким образом, Млечный Путь образует на небе полный круг. Его светлое сияние происходит в основном из-за свечения бесчисленного количества сла­бых звезд.

Представление о том, что Млечный Путь состоит из огромного чис­ла звезд, восходит еще к Демокриту. Его догадку подтвердил Г. Гали­лей с помощью своего телескопа. У. Гершель обратил внимание, что в направлении созвездия Геркулеса звезды как бы раздвигаются, а на противоположной стороне — сближаются: подобное впечатление по­лучается при движении по дороге, по обеим сторонам которой выса­жены деревья. Таким образом, Солнце движется по отношению к бли­жайшим звездам, и расстояния до них неодинаковы.

Основателем звездной астрономии считается У. Гершель. Из своих наблюдений он заключил, что протяженность Галактики порядка 5800 св. лет, а ее толщина — 1100 св. лет. Гершель не знал о существо­вании межзвездного газа, поглощающего излучение звезд, в результа­те чего размеры Галактики кажутся нам уменьшенными в 15 раз. В XX в. были определены форма и масштабы этой гигантской звезд­ной системы и установлено место, которое занимает в ней наше Солн­це. Солнечная системанаходится между спиральными рукавами, один из которых виден в направлении на центр Галактики в созвездии Стрельца, а другой — в противоположном направлении, в созвездии Персея. Именно в направлении на созвездие Стрельца Млечный Путь выглядит наиболее ярко.

Галактика — это гигантская звездная система, состоящая почти из 200 млрд звезд, и Солнце — одна из них. Вообще галактики — огром­ные вращающиеся звездные системы. Они различаются и по внешне­му виду, и по характеристикам. Помимо звезд, в галактики входит межзвездное вещество: газ, пыль, частицы космических лучей. Счита­ют, что некоторые галактики по ряду свойств и по внешнему виду по­хожи на нашу Галактику, называемую Млечный Путь. Из их фотографий можно заключить, что это достаточно тонкий диск с утолщением в центре(рис. 20). В этом месте Галактика простирается на область с радиусом в 25 кпк и толщиной около 2 кпк, на расстоянии в 10 кпк от центра находится Солнечная система. Она движется вокруг центра Галактики почти по окружности со скоростью 240 км/с. Орбита Солнца лежит в плоскости Галактики, один оборот длится 240 млн лет. Maccа центральной части Галактики порядка 3 • 10⁴¹ кг. Предполагают, что большая масса рассредоточена на периферии Галактики, в области радиусом около 100 кпк. Многие звезды образуют группы — скопления. Эволюционные процессы связаны с такими характеристиками звезд, как возраст, химический состав, характеристики движений и про­странственное расположение.

Возраст звезд находится в достаточно большом диапазоне значе­ний: от сотен тысяч лет (возраст самых молодых звезд) до 15 млрд лет (возраст Вселенной). Есть звезды, образующиеся на наших глазах и находящиеся в протозвездной стадии.

Все звезды, по терминологии Бааде, предложенной в 1944 г., при­нято называть звездным населением. В плоскости Галактики располо­жены звезды молодые и среднего возраста — население I, или диска (звезды Главной последовательности спектральных классов О и В — самые молодые и горячие, G, К, М — карлики). Это рассеянные звезд­ные скопления, горячие звезды — гиганты и сверхгиганты, сверхно­вые звезды, долгопериодические цефеиды, молекулярные облака, светлые и темные туманности. Возраст их порядка 10⁷— 10⁸ лет, они не­давно образовались из межзвездного газа, поэтому находятся в плос­кости вблизи него. Сейчас межзвездного газа по массе немного—око­ло 5 % общей массы, и он сконцентрирован в спиральныхрукавах. Наше Солнце находится посередине между двумя спиральнымирука­вами (см. рис. 4). Самые старые составляют население II, или гало(шаровые скопления, содержащие до 1 млн звезд; рассеянные скопле­ния, содержащие лишь 100-1000 звезд; (субкарлики IIпеременные типа RR Лиры); к старым относятся красные карлики, красные гиганты и цефеиды. Их возраст порядка 10 ¹⁰ лет.

Старые объекты находятся ближе к центру Галактики.

 

100 000 св. лет
а б

Рис. 4. Положение Солнечной системы в Галактике (отмечено крестиком): а — вид сверху; б — вид сбоку.

Промежуточную по возрасту группу занимают звезды, заполняю­щие диск Галактики толщиной около 1 кпк. Это новые звезды, плане­тарные туманности, яркие красные гиганты, расположенные в ядре Га­лактики.

Сравнительно молодые звезды верхней части Главной последова­тельности входят обычно в состав рассеянных скоплений. Непосред­ственному наблюдению доступны около 1 000 таких скоплений, и все они принадлежат диску. Кроме рассеянных скоплений, в Галактике бо­лее 100 шаровых скоплений. Они получили такое наименование пото­му, что в центре скопления блеск близко расположенных звезд слива­ется в яркий фон. Ближайшее шаровое скопление можно видеть в со­звездии Центавра даже невооруженным глазом в виде размытого пят­на. Шаровые скопления очень устойчивы, они образуют сферическую подсистему. В них много бело-голубых звезд и мало красных гиган­тов. Многие из шаровых скоплений являются источниками мощного рентгеновского излучения. Это объясняют аккрецией (падением) меж­звездного газа на черные дыры, находящиеся, по мнению некоторых ученых, в центре шаровых скоплений.

Межзвездный газ относят к населению диска, поскольку по свое­му химическому составу, расположению и характеру движения он ближе всего к молодым звездам. В спектрах были открыты линии меж­звездного натрия, калия, железа, титана и водорода (по косвенным данным, например, потому, что водород образует вместе с атомом уг­лерода молекулу СН). Измерения взаимных положений компонентов в спектрах позволили составить схемы обращения облаков вокруг цент­ра Галактики. В 1951 г. советские астрономы Г. А. Шайн и В. Ф. Газе при фотографировании неба сквозь светофильтры, выделяющие от­дельные эмиссионные линии водородной серии Бальмера, открыли бо­лее 200 туманностей, которых не видно на обычных фотографиях. Сейчас установлено, что средняя плотность водорода в межзвездной среде порядка 0,1 частицы в 1 см³, тогда как в плотных облаках — до нескольких тысяч. Соотношение водорода и гелия в межзвездной сре­де оценивается как 9:1. В спиральных рукавах плотность водорода примерно на порядок выше, чем между рукавами.

Межзвездная среда ослабляет свет звезд примерно на 0,6 звездной величины на 1 пк, как доказал в 1847 г. русский астроном В. Я. Струве, а советский ученый П. П. Паренаго вывел формулу учета этого ослаб­ления. Межзвездная среда похожа на пыль, концентрация которой в 100 раз меньше газовой. Ее частицы напоминают ледяные загрязнен­ные кристаллики с Т ≈ 17 К. Газопылевые облака поглощают свет далеких звезд, при этом их поглощательная способность пропорциональ­на 1/λ. Например, ядро Галактики удается наблюдать только в инфра­красном и радиодиапазонах. В центре Галактики обнаружен мощный источник радиоизлучения Стрелец А. В нем предполагают наличие массивной черной дыры, окруженной газовым диском диаметром око­ло 1 млрд км. Из ядра, линейные размеры которого оценивают в 4 тыс. св. лет, с огромными скоростями (до 600 км/с) выбрасываются сгустки вещества, масса которых за год оценивается в массу Солнца. В основ­ном облака концентрируются вблизи галактической плоскости. Ту­манности скрывают тайны строения нашей Галактики.

Ядро Галактики изучено плохо, поскольку центральная область почти недоступна для наблюдений из-за сильного поглощения в меж­звездной среде. Наблюдения в разных областях спектра позволили уста­новить размер ядра примерно в несколько килопарсек. Плотность звезд достигает 10⁷ звезд/пк³, тогда как вблизи Солнца — 0,1 звезд/пк³. В цен­тре Галактики находится источник нетеплового излучения (Стрелец А); вероятно, очень быстрые электроны, которые возникают при вспышках сверхновых звезд или пульсаров, ускоряются в магнитных полях. Мощ­ное излучение от ядра существует в радиодиапазоне и в инфракрасной области. Есть предположения, что это массивное быстро вращающееся плазменное тело — «магнетоид» или черная дыра.

Движения старых и молодых звезд в Галактике имеют различия. У старых — большие эксцентриситеты орбит, а молодые движутся почти по окружностям. Получаются две подсистемы: молодые звезды быстро вращаются внутри почти неподвижной системы более старых звезд. Оказалось, старое население Галактики более или менее равно­мерно занимает почти сферический объем, концентрируясь ближе к центру, а молодое — концентрируется в диске, толщина которого в десятки раз меньше радиуса. Поэтому на больших расстояниях от центра преобладает излучение звезд диска, а вблизи центра — излуче­ние сферической подсистемы. Возникает некое утолщение диска в его центре. Советский ученый Б. В. Кукаркин выделил в Галактике три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую, различающие­ся по степени сосредоточенности звезд. Он показал, что звезды с оди­наковыми физическими характеристиками одинаково распределены в пространстве. Вблизи Солнца пространственные скорости звезд раз­личны по величине и направлению и составляют относительно Солнца 20-30 км/с.

Обнаруживается и вращение вокруг центра Галактики. Участвуя в общем движении Галактики, Солнце вместе со своей системой дви­жется со скоростью 240 км/с и делает полный оборот вокруг центра за 240 млн лет. Этот промежуток времени называют галактическимго­дом.Направляя радиотелескоп в разные участки Млечного Пути, уче­ные изучили распределение водорода в пространстве облаков, линия водорода на λ = 21 см оказалась расщепленной на несколько отдель­ных компонентов. По водородным линиям установлены спиральные рукава,вдоль которых образуются молодые звезды.

Лучевые скорости звезд определяют по доплеровскому смещению спектральных ли­ний. Сравнение фотографий звезд, сделанных через доста­точно большие интервалы времени, показывает наличие двух составляющих — луче­вой (по направлению к наблю­дателю) и тангенциальной. Для представления о прост­ранственной скорости необхо­димо знать обе составляющие. Если лучевую определяют по эффекту Доплера, то для рас­чета тангенциальной состав­ляющей нужно знать и рассто­яние до звезды. Звезды гало и диска Галактики различны и по своим пространственным скоростям: у звезд гало скоро­сти в 4-5 раз больше.

 

Отличия химического состава (различное содержание тяжелых элементов) звезд гало и диска позволили выстроить последователь­ность жизни звезд. Предполагается, что Галактика как система звезд образовалась примерно 13 млрд лет назад. На «дозвездной», или «до-галактической», стадии развития вещество Вселенной не содержало никаких элементов, кроме водорода (3/4) и гелия (1/4). Гравитацион­ные силы сжимали облако, и возникли первые неоднородности, среди которых выделились области с большой плотностью и в которых на­чался процесс звездообразования. Возникли и первые скопления звезд. Появились шаровые и рассеянные скопления, в них сформировалось некоторое количество звезд классов О и В. Они «сгорели» за 1 млрд лет, закончив свою эволюцию вспышкой сверхновой.

Более тяжелыми элементами обогатили межзвездную среду оболочки взрывающихся звезд. Первые поколения звезд содержат элементы более тяжелые, условно их называют металлами.

Появление тяжелых элементов говорит о том, что, прежде чем попасть в эти звезды, первичное вещество подверглось каким-то ядерным превращениям и обогатилось тяжелыми элементами. Большинст­во звезд имеют малую массу, которой недостаточно для выработки тя­желых металлов путем термоядерных реакций. Такие звезды, как наше Солнце, способны только превращать водород в гелий, поэтому их хи­мический состав не меняется и соответствует тем химическим элемен­там, из которых они образовывались. Тот факт, что молодые звезды гораздо богаче металлами, чем старые (у Солнца металлы составляют 2-3 % массы), и что межзвездная среда имеет близкий процент содер­жания металлов, говорит

Метагалактика

 

Совокупность галактик всех типов, квазаров, межгалактической среды образует Метагалактику - доступную наблюдениям часть Вселенной. Метагалактика, как и составляющие её системы, имеет специфические свойства, особенности структуры и следует собственным закономерностям развития. Красное смещение отражает, по сути дела, одно из важнейших свойств Метагалактики. Смещение линий в спектрах галактик в сторону длинных волн связано с увеличением размеров Метагалактики - "разлётом" скоплений галактик. Попытки иначе объяснить красное смещение не удались. Более того, всё новые и новые факты наблюдений, например, открытие реликтового излучения, получают своё естественное объяснение только при подобном толковании красного смещения.

Из явления расширения Метагалактики вытекает, в частности, что раньше расстояния между галактиками и скоплениями галактик были меньше. А если учесть, что сами галактики в ранние эпохи развития были протяжёнными и разреженными газовыми облаками, то когда-то, миллиарды лет назад, границы этих облаков смыкались, т. е. все они выделялись из первоначально почти однородной газовой среды, находящейся в состоянии быстрого расширения.

Другое важное свойство Метагалактики - закономерность распределения в ней вещества. В галактиках сейчас основная масса вещества сосредоточена в звёздах, и только несколько процентов вещества, главным образом в спиральных и неправильных галактиках, приходится на межзвёздную среду (газ и пыль).

В табл. 3 приведены значения ср. плотности вещества в звёздах, звёздных системах и в Метагалактике.

Табл. 3.Плотность космических объектов
Объекты	Ср. плотность, г/см^3
Нейтронные звёзды	10^14
Белые карлики	10^6
Солнце	1,4
Сверхгиганты (красные)	5^.10^-8
Галактика	2^.10^-24
Межзвёздная среда	3^.10^-25
Скопления галактик	7^.10^-28
Метагалактика (оценка)	7^.10^-30

 

Некоторая часть материи Метагалактики находится в форме излучения и элементарных частиц. Плотность "лучистой" материи составляет менее 10^-3 от плотности вещества, но плотность, обусловленная элементарными частицами (главным образом нейтрино, если они обладают массой покоя), может оказаться достаточно большой и довести плотность материи во Вселенной до критического значения ~10^-29 г/см³. По мере перехода от галактик к системам галактик всё более высоких степеней организации (группы, скопления, сверхскопления) массы вещества в одинаковых объёмах, намного превышающих размеры сверхскоплений, получаются сравнимыми, а средняя плотность вещества оказывается одного порядка. С гораздо большей точностью однородность Вселенной доказывается по наблюдениям реликтового излучения, интенсивность которого одинакова по всем направлениям.

Равномерное распределение материи в масштабах Метагалактики определяет одинаковость свойств материи и пространства во всех частях Метагалактики (однородность) и одинаковость их во всех направлениях (изотропия). Эти важные свойства Метагалактики характерны, по-видимому, для современного состояния Метагалактики, однако в прошлом, в самом начале расширения, анизотропия и неоднородность материи и пространства могли существовать. Поиски следов анизотропии и неоднородности Метагалактики в прошлом представляют собой сложную и актуальную задачу внегалактической астрономии, к решению которой астрономы еще только подходят.

Звезды и их эволюция.

 

Классификация звезд

Звезды - космические тела, состоящие из сильно ионизированного газа, в которых:

- вся энергия, высвобождаемая при термоядерных реакциях, излучается через звездную атмосферу в космос(в недрах звезд t=10млн градусов);

- давление газа внутри звезды уравновешивает вес ее внешних слоев.

Классификация звезд основывается на таких харак­теристиках звезд, как масса, светимость (полное коли­чество энергии, излучаемое звездой), радиус и темпера­тура поверхностных слоев.

Температура звезды определяет цвет звезды, т. е. ее спектральные характеристики. Температуру нагретого тела оценивают по зависимости интенсивности излуче­ния от длины волны. Чем выше тем­пература излучающего тела, тем дальше в область корот­ких волн сдвигается максимум интенсивности излучения. Этот факт сформулирован в законе Вина: длина волны, соответствующая максимуму энергии, излучаемой абсо­лютно черным телом, обратно пропорциональна его тем­пературе.

Если температура поверхностных слоев звезды (как и любого нагретого тела) 3000-4000 К, то ее цвет крас­новатый, при температуре 6000-7000 К — желтоватый. Очень горячие звезды имеют белый и голубоватый цвета (10 000-12 000 К). Подавляющее большинство звезд имеют температуру около 3500 К.

Самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие - красным.

 

 

Таким образом, измерение зависимости интенсивно­сти излучения от его длины волны позволяет оценить температуру поверхности звезды.

Светимость звезды (количество энергии, испускае­мое звездой в единицу времени) определяют с использо­ванием так называемой «величины» звезды (звездной величины). По определению, две звезды, отличающиеся по наблюдаемой светимости (блеску) в 100 раз, будут отличаться друг от друга на 5 видимых звездных вели­чин. Нетрудно подсчитать, что блеск звезды нулевой и 20-й звездной величин будет отличаться в 100 милли­онов раз.

По международным соглашениям, отсчет звездных величин первоначально был установлен по Полярной звезде, ее звездная величина была принята за +2. Одна­ко оказалось, что Полярная звезда — переменная и не подходит для этих целей. Поэтому сейчас нуль-цункт установлен при помощи других звезд, светимость кото­рых точно измерена. Звезда, имеющая звездную величи­ну +3, ярче Полярной в 2,512 раза, а звездную величину + 1 — слабее Полярной в 2,512 раза. Сириус ярче По­лярной звезды в 25 раз, что соответствует разности звез­дных величин 3,5. Поэтому звездная величина Сириуса +2,0 - 3,5 = —1,5. Невооруженным глазом видны звез­ды, имеющие звездную величину +6 и меньше.

Шкала видимых звездных величин, доступных для наблюдения современными оптическими приборами, заключена от -26,7 для Солнца(самой яркой звезды нашего неба) до +24 для самой слабой из видимых звезд. Два фактора обусловливают этот огромный диапазон звездных величин: диапазон присущих звездам значений светимос­ти и разнообразие их рассто­яний от Земли.

Солнце гораздо ярче дру­гих звезд. Однако это совсем не значит, что его светимость самая большая. Оно просто близко. Для корректного сравнения светимостей необходимо исключить фактор расстояния. В связи с этим введено понятие абсолют­ной звездной величины как видимой звездной величи­ны, которую звезда имела бы, находясь на расстоянии 10 пс от Солнца. Именно эта характеристика и будет определять светимость звезды. Абсолютная звездная ве­личина Солнца +5.

Так как расстояния до Солнца и Проксимы Центавра меньше 10 пс, то их абсолютные звездные величины меньше видимых звездных величин. Для остальных звезд — абсолютные звездные величины больше види­мых звездных величин.

Возникает вопрос: почему так важно уметь сопостав­лять характеристики звезд, учитывать поправки на рас­стояние и другие причины (например, межзвездное по­глощение), о которых мы не говорим? Только в этом случае мы можем получать объективную информацию о звезде и имеем возможность сопоставления поведения разных звезд на разных этапах эволюции.

Измерив, расстояние до звезды (используя для доста­точно близких звезд метод параллакса) и видимую звезд­ную величину, мы получаем абсолютную звездную вели­чину звезды, являющуюся мерой ее светимости. По измерениям зависимости интенсивности излучения звез­ды от длины волны можно установить ее температуру. Известно, что энергия, излучаемая единицей площади поверхности нагретого тела, пропорциональна четвер­той степени температуры Т тела (закон Стефана-Больцмана):

Q = σТ⁴ (1)

Полная энергия, испускаемая звездой (светимость), будет определяться радиусом звезды R:

L = 4nσR²T⁴ (2).

Здесь σ— постоянная величина.

Отсюда мы можем оценить радиус звезды, абсолют­ная звездная величина и температура которой извест­ны. Для этого надо использовать соотношения (1) и (2) для Солнца (абсолютная звездная величина +5, радиус 700 000 км, температура 6000 К) и составить пропорцию.

Радиусы звезд меняются в очень широких преде­лах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие Землю («белые карлики»). Нейтронные звезды имеют радиусы в несколько десятков километров. Существу­ют огромные «пузыри» — сверхгиганты, внутри кото­рых может поместиться орбита Марса (тысячи радиусов Солнца).

Массы звезд изменяются в сравнительно узких пре­делах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше массы Солнца в 10 раз. Типичные значения масс звезд лежат в диапазоне 0,03-60 масс Солнца. Плотность Солнца 1,4 г/см³, плотность «пузырей» — в миллионы раз меньше. Плотность «белых карликов» и нейтронных

звезд — до 10¹² г/см³.

По массе их можно разделить на 4 группы в сравнения с массой Солнца: 1) до 1,4 массы Солнца, их эволюция аналогична нашему Солнцу; 2) 1,4-2,5 массы Солнца; 3) 2,5-25 массы Солнца и 3) 25-75 массы Солнца.

При возрастании температуры меняется не только длина волны, которой соответствует максимум излуче­ния, но и проявляется влияние внешних обо­лочек звезды на ее спектр. Возможна классификация звезд по особенностям их спектров излучения. Спект­ральная классификациясодержит семь классов, обозна­чаемых буквами О, В, A, F, G, К, М — от самых горячих звезд к самым холодным. (Мнемонические правила: Один Великий Англичанин Финики Жевал Как Морковь; О, Be A Fine Girl, Kiss Me.) Каждый класс разбивается на 10 подклассов — ВО, В1, В2... В9. Солнце — звезда класса G2.

 

Класс	Температура, К
О
ВО
АО
FO
GO
G2(Солнце)
KO
MO
R и N (очень холодные)

Внешние оболочки звезды, как правило, представля­ют собой сильно ионизированные водород и гелий, плаз­му с одинаковым числом положительно и отрицательно заряженных частиц. Тяжелые элементы, также в иони­зированном состоянии, присутствуют в виде незначи­тельных «добавок». Заметим, что возможна ситуация, когда атомы полностью потеряют электроны. В этом случае отдельно существуют ядра и электроны, понятие химического элемента исчезает.

Химический состав звезды определяют по ее спектру излучения. Средний химический состав наружных сло­ев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 000 атомов водорода приходится 1000 атомов углеро­да, пять атомов кислорода, два атома азота, один атом углерода, 0,3 атома железа. Содержание других элемен­тов еще ниже. В то же время необходимо отметить, что тяжелые элементы, занимая во Вселенной весьма скром­ное место, определяют характер эволюции звезд. Кроме того, вопрос возникновения жизни на Земле, существо­вания жизни во Вселенной прямо связан с эволюцией химических элементов, их происхождением.

Класс А включает так называемые водородные звез­ды со спектрами излучения, характерными для водоро­да. Типичная звезда этой группы — Сириус. Класс F включает звезды, в спектрах которых особо выделяются спектральные линии кальция и водорода. К классу G относятся звезды, в спектрах которых, кроме спектраль­ных линий кальция и водорода, видны спектральные линии многих металлов, особенно железа. Солнце при­надлежит к этой группе, поэтому звезды такого типа часто называют звездами солнечного типа. Звезды клас­са К имеют в спектрах интенсивные линии кальция и линии, указывающие на присутствие других металлов. В класс М входят звезды, спектры которых содержат полосы, характерные для окислов металлов, особенно окиси титана. Максимум излучения сдвинут в красную область спектра. Типичный представитель — звезда Бетельгейзе (созвездие Ориона).

Важную роль в поведении звезд играют магнитные поля. В пятнах на Солнце магнитное поле достигает 4000 Э. Это поле, которое можно получить на Земле с помощью относительно сильного электромагнита. Напряженность магнитных полей отдельных звезд достигает 10 000 Э.

Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос, существует ли какая либо связь меж­ду ними? Можно ли систематизировать существующие данные о миллионах наблюдаемых звезд?

Рассчитанные по данным наблюдений светимость, температура и радиус звезды связаны друг с другом. При помощи уравнений (1) и (2) по двум из этих параметров можно рассчитать третий. Звезды, как мы видим, чрезвычайно разнообразны. Звезды с наиболь­шими светимостями в миллион раз ярче Солнца. Звез­ды, имеющие самые слабые светимости, — примерно в миллион раз слабее Солнца. Поверхностные температу­ры самых горячих звезд — сотни тысяч Кельвинов, са­мых холодных — около 1000 К. Различны и радиусы звезд.

Можно было бы ожидать, что во Вселенной, содержа щей миллионы и миллионы звезд, представлены любые возможные сочетания этих параметров. Это предполо­жение можно проверить, выбрав любые два параметра для большого количества звезд и построив диаграмму, связывающую их.

В 1905 г. Э. Герцшпрунг и Г. Рессел независимо друг от друга заметили, что голубые (горячие) звезды малой светимости встречаются очень редко, а красные звезды образуют две группы. В 1911 г. Герцшпрунг, а в 1913 г. — Рессел начали строить диаграммы, связывающие свети­мость звезд со спектральным классом.

Сегодня диаграмма, на которую нанесены большин­ство известных звезд (измерять температуры и опреде­лять спектральные классы совсем слабых звезд практи­чески невозможно), носит название диаграммы Герцшпрунга-Рессела (рис.5).

 

Рис 5. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела.

 

Звезды лежат на этой диаграмме не случайным обра­зом, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграм­мы к правому нижнему. Это так называемая «главная последовательность». В верхнем правом углу — доволь­но беспорядочная группировка звезд. Их спектральные классы — G, К, М. Это яркие звезды с абсолютными звездными величинами от +2 до -6 — «красные гиган­ты». В левой нижней части диаграммы — небольшое ко­личество звезд. Их абсолют­ные величины +10 и боль­ше, а спектральные классы от В до F. Т. е. это горячие звезды с низкой светимос­тью. Но низкая светимость при высокой поверхностной температуре может быть только тогда, когда радиус звезды мал. В этой части ди­аграммы находятся малень­кие горячие звезды — «бе­лые карлики».

Для того чтобы получить представление об относитель­ном количестве звезд разных последовательностей, можно построить диаграмму Герцшпрунга-Рессела для близ­ких окрестностей Солнца.

В объеме радиусом 5 пс подавляющее количество звезд слабее и холоднее Солнца. Это — «красные карлики». Только три звезды излучают сильнее Солнца — Сириус, Альтаир и Процион. Зато на рисунке пять «бе­лых карликов». Это являет­ся свидетельством того, что во Вселенной их количество достаточно велико. Оценки показывают, что «белых кар­ликов» в нашей звездной си­стеме (Галактике) по крайней мере несколько миллиардов (полное количество звезд в нашей Галактике около 150 миллиардов). Совершенно ясно, что наблюдать звезды-гиганты с высокой светимо­стью проще — их видно с больших расстояний. Значи­тельно более многочисленные карлики наблюдать зна­чительно сложнее.

Существование главной последовательности, на ко­торую попадает, по крайней мере, 95% всех звезд (в том числе и Солнце), является аргументом в пользу предпо­ложения, что большинство звезд подчиняется одним и тем же законам, имеет близкий химический состав, про­ходит одинаковые этапы в своем развитии.

 

Основные виды звезд:

Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в раз ных уголках Вселенной. Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.
Перенесёмся в 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый "призрак", который появился на восточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что "пр