Страница 7 из 13
Температура звезд. Температуру наружных слоев звезды, от которых приходит излучение, можно определить по спектру. Как известно, цвет нагретого тела зависит от его температуры. Иначе говоря, положение длины волны, на которую приходится максимум излучения, с повышением температуры смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Следовательно, по распределению энергии в спектре можно определить температуру наружных слоев звезды. Как оказалось, эта температура для различных типов звезд заключена в пределах от 2500 до 50 000 K.
По известной светимости и температуре звезды можно рассчитать площадь ее светящейся поверхности и тем самым определить ее размеры. Оказалось, что гигантские звезды в сотни раз превосходят Солнце по диаметру, а звезды-карлики в десятки и сотни раз меньше него.
Масса звезд. В то же время по массе, которая является важнейшей характеристикой звезд, они отличаются от Солнца незначительно. Среди звезд нет таких, которые имели бы массу в 100 раз больше Солнца, и таких, у которых масса в 10 раз меньше, чем у Солнца.
В зависимости от массы и размеров звезд они различаются по своему внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95–98 % их массы составляют водород и гелий).
Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах все еще происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырех протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звезды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После «выгорания» водорода начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерод-12, а также другие реакции, продуктами которых являются кислород и ряд более тяжелых элементов (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звезд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.
Образование из ядер железа ядер более тяжелых элементов может происходить только с поглощением энергии, поэтому дальнейшие термоядерные реакции прекращаются. У наиболее массивных звезд в этот момент происходят катастрофические явления: сначала стремительное сжатие (коллапс), а затем мощный взрыв. В результате звезда сначала значительно увеличивается в размерах, ее яркость возрастает в десятки миллионов раз, а затем сбрасывает в космическое пространство внешние слои. Это явление наблюдается как вспышка сверхновой звезды, на месте которой остается небольшая быстровращающаяся нейтронная звезда – пульсар.
Итак, мы знаем теперь, что все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, идущих в звездах. Поэтому звезды являются не только самыми распространенными во Вселенной объектами, но и самыми важными для понимания явлений и процессов, происходящих на Земле и за ее пределами.
§ 8. Наша Галактика
Практически все объекты, видимые невооруженным глазом в Северном полушарии звездного неба, составляют единую систему небесных тел (главным образом звезд) – нашу Галактику (рис. 7).
Характерной ее деталью для земного наблюдателя является Млечный Путь, в котором уже первые наблюдения с помощью телескопа позволили различить множество слабых звезд. Как вы можете сами убедиться в любую ясную безлунную ночь, он простирается через все небо светлой белесоватой полосой клочковатой формы. Вероятно, кому-то он напомнил след от пролитого молока, а потому, наверное, не случайно термин «галактика» происходит от греческого слова galaxis, которое означает «молочный, млечный».
Не входит в состав Галактики лишь слабозаметное туманное пятно, видимое в направлении созвездия Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи, – туманность Андромеды. Она представляет собой другую, подобную нашей, звездную систему, удаленную от нас на расстояние 2,3 млн световых лет.
Только когда в 1923 г. в этой туманности удалось различить несколько наиболее ярких звезд, ученые окончательно убедились, что это не просто туманность, а другая галактика. Это событие можно считать также и «открытием» нашей Галактики. И в дальнейшем успехи в ее исследовании во многом были связаны с изучением других галактик.
Наши знания о размерах, составе и структуре Галактики получены в основном за последние полвека. Диаметр нашей Галактики примерно 100 тыс. световых лет (около 30 тыс. парсек). Число звезд – около 150 млрд, и составляют они 98 % ее общей массы. Оставшиеся 2 % – межзвездное вещество в виде газа и пыли.
Звезды образуют различные по форме и численности объектов скопления – шаровые и рассеянные. В рассеянных скоплениях относительно немного звезд – от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находятся Гиады – треугольник из слабых звезд вблизи яркого Альдебарана. Часть звезд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. Практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути.
Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе сотни тысяч и даже миллионы звезд. Лишь два из них – в созвездиях Стрельца и Геркулеса – можно с трудом увидеть невооруженным глазом. Шаровые скопления распределяются в Галактике по-иному: большая часть расположена вблизи ее центра, а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается.
Различается и «население» скоплений этих двух типов. В состав рассеянных скоплений входят главным образом звезды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности. В шаровых – много красных гигантов и субгигантов.
Эти различия объясняются в настоящее время различием возраста звезд, входящих в состав скоплений разного типа, а следовательно, и возраста самих скоплений. Расчеты показали, что возраст многих рассеянных скоплений примерно 2–3 млрд лет, в то время как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 12–14 млрд лет.
Поскольку распределение в пространстве скоплений отдельных звезд разных типов и других объектов оказалось различным, стали выделять пять подсистем, образующих единую звездную систему – Галактику:
– плоскую молодую;
– плоскую старую;
– промежуточную подсистему «диск»;
– промежуточную сферическую;
– сферическую.
Рис. 7. Строение Галактики
Их расположение представлено на схеме, показывающей структуру Галактики в плоскости, перпендикулярной плоскости Млечного Пути (см. рис. 7). На рисунке указано также положение Солнца и центральной части Галактики – ее ядра, которое находится в направлении созвездия Стрельца.
Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астрономы еще в начале XVIII в. заметили, что координаты некоторых ярких звезд (Альдебарана, Арктура и Сириуса) изменились по сравнению с теми, которые были получены в древности. Впоследствии стало очевидным, что скорости движения в пространстве у различных звезд отличаются довольно значительно. Самая «быстрая» из них, получившая название «летящая звезда Барнарда», за год перемещается по небу на 10,8 '. Это означает, что 0,5° (угловой диаметр Солнца и Луны) она проходит менее чем за 200 лет. В настоящее время эта звезда (ее звездная величина 9,7) находится в созвездии Змееносца. Большинство из 300 000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют свое положение значительно медленнее – смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год. В целом же все звезды движутся вокруг центра Галактики. Солнце совершает один оборот примерно за 220 млн лет.
Существенные сведения о распределении межзвездного вещества в Галактике удалось получить благодаря развитию радиоастрономии. Во-первых, выяснилось, что межзвездный газ, основную массу которого составляет водород, образует вокруг центра Галактики ветви, имеющие спиральную форму. Такая же структура прослеживается и по некоторым типам звезд.