Книга: Мир математики. т.30. Музыка сфер. Астрономия и математика

Звезды, их эволюция и другие характеристики

Все звезды рождаются из облаков газа и пыли в межзвездном пространстве. Под действием сил притяжения эти облака сжимаются, и внутри них образуются звезды. Процесс длится тысячи лет — при сжатии облако нагревается, и его сжатие замедляется, после чего оно вновь охлаждается, так как часть энергии переходит в излучение. Когда новые звезды очищаются от остатков газового облака под действием звездного ветра, окружающий их газ начинает светиться, и звезды становятся ярче.

В областях, где образуются новые звезды, наблюдаются разноцветные газовые облака.

Когда Вселенная только зарождалась (это произошло примерно 14 млрд лет назад), почти вся она состояла из атомов водорода и гелия. Первые звезды появились в результате сжатия облаков газа, практически полностью состоявших из этих химических элементов. Более тяжелые компоненты образовывались в ходе эволюции этих первых звезд. После смерти первые звезды выбрасывали в космос часть своего вещества, обогащенного новыми химическими элементами, в частности кислородом и углеродом, которые сформировались внутри них. Еще более тяжелые элементы, например свинец и уран, образовались во время взрывов сверхновых звезд.

Внутри звезд средних размеров, подобных Солнцу, водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, в углерод, азот и кислород. В конце жизни такие звезды раздуваются и выбрасывают часть своей атмосферы в космос, образуя красивые планетарные туманности.

Туманность NGC 7635, в которой можно различить пузырь звездного ветра — зону расширения, в которой при соударении с межзвездным веществом образуется ударная волна.

Галактическое гало, окружающее звезду V838 в созвездии Единорога. Эта звезда стала одной из самых ярких во всем Млечном Пути, после чего ее блеск вновь уменьшился.

* * *

* * *

Звезды разных поколений излучают материю, которая смешивается с другими облаками газа, и в результате образуются новые звезды и планетные системы. Концентрация тяжелых элементов, например кислорода, в межзвездном пространстве постоянно увеличивается. Таким образом, возраст звезды можно определить по тому, сколько кислорода она содержит: чем меньше содержание кислорода, тем раньше звезда образовалась.

Подсчитано, что через 4,5 млрд лет Солнце превратится в красный гигант и окончит свое существование в виде прекрасной планетарной туманности. Солнце, Земля и другие планеты будут выброшены в межзвездное пространство и станут материалом для новых звезд, а от всей Солнечной системы останется лишь белый карлик. Срок жизни звезды зависит от ее массы: чем массивнее звезда, тем меньше она живет.

Звезды, меньшие, чем Солнце, в конце жизни не выбрасывают материю в пространство, а просто остывают. Красивее всего заканчивают свою жизнь звезды, размерами намного превышающие наше Солнце: они взрываются, подобно сверхновой, испускают материю и образуют огромное облако раскаленного газа. Во время этого взрыва формируются самые тяжелые химические элементы — золото и уран.

Ядро звезды после взрыва превращается в нейтронную звезду или черную дыру.

Звезды в разных галактиках находятся на разных этапах эволюции: где-то их формирование уже завершено, а где-то именно сейчас образуются тысячи и миллионы звезд.

Как появилась Солнечная система

Солнечная система образовалась из аморфного и протяженного облака газа, насыщенного молекулами водорода, гелия, углекислого газа, аммиака, воды, а также содержащего лед и пыль тугоплавких металлов. Считается, что в межзвездном пространстве это протопланетное облако вращалось и обладало магнитным полем. По какой-то причине, возможно, под действием ударной волны от ближайшей сверхновой, протопланетное облако сжалось настолько, что сила тяготения превысила противодействующие силы и произошел коллапс.

На этом рисунке изображен момент формирования Солнечной системы.

Вы можете видеть образование звезды и окружающего ее диска.

Под действием центробежной силы облаку было проще сжаться в направлении оси вращения, чем перпендикулярно ей. Следовательно, вращавшееся облако сжалось в диск, перпендикулярный оси вращения, подобно тому, как расправляется пачка балерины, исполняющей фуэте, под действием центробежной силы.

Более тяжелые частицы пыли стали частью диска этой протопланетной системы быстрее, чем газ. Плотность облака ближе к центру возрастала, и в самой его сердцевине образовалось Солнце, сохранившее магнитное поле облака. Солнце притянуло к себе большую часть материи, расположенной поблизости. Гравитационная энергия газа и пыли при сжатии преобразовалась в тепловую энергию, в результате Солнце нагрелось. Когда температура внутри него достигла нескольких миллионов градусов, начались ядерные реакции, и молодое Солнце стало излучать собственный свет.

От этого излучения находившаяся поблизости ледяная пыль испарилась, а из частиц тугоплавких металлов начали образовываться тела все большего и большего размера. Они сталкивались друг с другом, в них накапливалось все больше материи — так образовались планеты. Планеты, близкие к Солнцу, богаты тяжелыми элементами, которые образовались из частиц тугоплавких металлов. Более далекие от Солнца планеты, образованные из частиц металлов и мелких льдинок, по составу близки к облаку газа и пыли, из которого сформировалась Солнечная система.

Внешние планеты отличаются большими размерами, имеют кольца и большее число спутников, так как в процессе формирования вблизи них располагалось большее количество вещества.

На этом рисунке изображен протопланетный диск, из которого образуются планеты.

* * *

* * *

Изучение ближайших к Солнцу звезд

При анализе областей, близких к Солнцу, звездная материя считается жидкостью, которая подчиняется уравнениям гидродинамики и обладает цилиндрической симметрией (именно этот вид симметрии характерен для нашей спиральной галактики).

С помощью статистических и численных методов рассматривается наложение двух звездных населений (населения I и населения II) друг на друга. При рассмотрении наложения теоретические результаты намного точнее согласуются с результатами наблюдений, чем при рассмотрении единственного звездного населения.

Различие между звездами галактических дисков и звездами, находящимися в так называемых балджах галактик, открыл немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960). Он же определил два класса звезд — звездное население I и звездное население II — еще до того, как был изучен процесс звездной эволюции. К критериям классификации звезд относятся скорость их движения в пространстве, расположение внутри галактики, возраст, химический состав и различия в цвете и яркости.

Структура Млечного Пути, на которой отмечены гало, диск и центральный балдж.

Согласно Бааде, звезды, принадлежащие к звездному населению I, образуют галактический диск. Они содержат значительные объемы более тяжелых элементов, чем гелий. Эти тяжелые элементы образовались внутри звезд предыдущих поколений и распространились в межзвездном пространстве в результате взрывов сверхновых. Наше Солнце принадлежит к звездному населению I. Звезды такого типа часто встречаются в спиральных рукавах Млечного Пути и других спиральных галактик.

Звезды населения II принадлежат к первым поколениям звезд, образовавшихся после Большого взрыва. Следовательно, в большинстве из них содержание металлов невелико. Крайне маловероятно, что вокруг этих звезд вращаются планеты. Звезды населения II располагаются в шаровых скоплениях и в центре Млечного Пути. Находясь в галактическом гало, они действительно обладают низкой металличностью и намного старше, чем звезды населения I. По результатам изучения звездной эволюции известно, что звезды населения II обладают малой массой, так как массивные звезды, появившиеся одновременно с ними, уже мертвы.

В 1925 году американский астроном Эдвин Хаббл предложил классификацию галактик по схеме, которая используется и сегодня и отчасти позволяет объяснить их эволюцию. В рамках этой классификации выделяются две основные категории галактик: спиральные и эллиптические.

Спиральные галактики делятся на обычные и диффузные в зависимости от формы и относительных размеров балджа. Для них характерен большой объем газа в диске, что приводит к образованию множества звезд, особенно молодых звезд населения I. Такие галактики обычно располагаются в зонах с малой галактической плотностью.

Эллиптические галактики делятся на более или менее округлые и вытянутые — от сферических (типа Е0) до крайне вытянутых (типа Е7). Они обладают равномерной яркостью и внешне выглядят как балдж спиральной галактики без диска.

Эти галактики состоят из старых звезд населения И, которые практически не содержат газа. Эллиптические галактики обычно располагаются в зонах с высокой галактической плотностью, преимущественно в центрах крупных скоплений галактик.

В настоящее время классификацию Хаббла дополняют линзовидными галактиками (типа S0), которые имеют балдж и диск, но не имеют спиральных рукавов. Они практически не содержат газа, а следовательно, состоят из старых звезд.

Неправильные галактики — это малые галактики без балджа, имеющие неправильную форму. К этому типу относятся Магеллановы Облака.

Хаббл доказал, что галактики удалятся от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них; иными словами, Вселенная расширяется.

Типы и подтипы галактик.

Слева — эллиптическая галактика М87. Справа — спиральная галактика NGC2997.

Слева — диффузная спиральная галактика NGC 1365, расположенная на расстоянии 56 млн световых лет от нас. Справа — Большое Магелланово Облако — пример неправильной галактики.

* * *

* * *

Звездные величины и логарифмы

Во II веке до н. э. Гиппарх Никейский первым создал метод классификации звезд по их видимому блеску. В своем «Альмагесте» Птолемей привел классификацию звезд, следуя тому же критерию, что и Гиппарх, однако классификация Птолемея оказалась более популярной. Самые яркие звезды Птолемей назвал звездами первой величины, звезды в два раза меньшей яркости — звездами второй величины и так далее вплоть до шестой величины — эти звезды едва можно различить невооруженным глазом (их можно наблюдать только на безлунном небе и в отсутствие светового загрязнения). Уильям Гершель (1738–1822) заметил, что звезды первой величины светят в среднем в сто раз ярче, чем звезды шестой величины.

В XIX веке Норман Роберт Погсон определил, что отношение яркостей звезд, различающихся на одну величину, должно быть постоянным, и создал новый, более точный метод классификации, который используется и сейчас. Он предложил шкалу, в которой разница в пять звездных величин соответствовала разнице в яркости в 100 раз. Имеем:

100^1/5 = 2,512.

Таким образом, отношение яркостей звезд таково: звезды первой величины в 2,512 раза ярче звезд второй величины; в (2,512)² = 6,31 раза ярче звезд третьей величины; в (2,512)³  = 15,85 раза ярче звезд четвертой величины; в (2,512)⁵ = 100 раз ярче звезд шестой величины. Иными словами, величина звезд возрастает в арифметической прогрессии, блеск — в геометрической. Для двух звезд величины m и m’ яркость которых равна B и В’ соответственно, выполняется следующее соотношение:

Используем логарифмы и получим аналогичное выражение

где достаточно принять:

Удивительно, что наши глаза воспринимают блеск звезд в логарифмической шкале. Иными словами, если одна звезда в действительности светит в 100 раз ярче, чем другая, то нам кажется, что она блестит всего в пять раз сильнее (5 = 2,5 In 100).

Современная система звездных величин не ограничивается шестью, а очень яркие небесные тела имеют отрицательную величину. К примеру, Сириус, самая яркая звезда в Северном полушарии, имеет видимую величину в интервале от —1,44 до —1,46.

В современную шкалу звездных величин также включаются Луна и Солнце. Видимая величина Луны равна —12,6, видимая величина Солнца 26,7. Телескоп «Хаббл» позволяет увидеть звезды величиной до +30. Учитывая, что блеск звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее, имеем:

где расстояния до звезд выражены в парсеках.

Видимая звездная величина и реальная яркость небесного тела — это не одно и то же. Яркая звезда, расположенная очень далеко от нас, будет казаться тусклой.

Таким образом, для сравнения блеска звезд используется не видимая звездная величина, а абсолютная звездная величина. Абсолютная величина М — это звездная величина, которую имело бы небесное тело видимой величины m, если бы располагалось на расстоянии ровно в 10 парсек от Земли. Имеем:

Таким образом, можно сравнивать абсолютные величины двух и более звезд, так как в этом случае расстояние до них не будет иметь никакого значения.