уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем

направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в

непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на

которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём,

заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше.

Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от

окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего.

Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы,

тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая,

частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-

пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит

медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы

к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится

меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее.

Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре.

Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать

10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к

центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только

через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и

пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие

происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями

частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате

температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает

светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и

газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения

приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но

зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени

требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает

светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным

оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако,

помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй

считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное

значение времени.

Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут

обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают

влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в

этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе

по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при

идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни

из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько световых лет.

Попытаемся теперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая

звезда характеризуется двумя физическими величинами : температурой и

светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них

одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми

холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звёзд

располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левого

угла графика в нижний правый

(Если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось

светимостей - вверх.) Это нормальные звёзды, и их распределение называют

"главной последовательностью". Полученная диаграмма называется диаграммой

Герцшпрунга - Рессела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые

установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса

звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на

верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда

оказывается в нижней её части.

Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой

меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного

"топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд,

подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно

расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта

остаётся маленький и горячий белый карлик.

Звёздные расстояния

Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два

столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо

принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором

находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время

от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной

среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман

убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой

отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой,

но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и

многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом

путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например,

что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из

нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая

компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь

определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг

относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит

благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий

поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался

довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими

элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы

можем рассматривать как "примеси".

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только

межзвездный газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной

пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался

вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с

несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не

совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно

тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие

и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно

невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что

поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то есть твердыми

микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки

имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно

вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления

их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или

менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный

свет становится частично поляризованным.

Разнообразие физических условий

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое

разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых,

зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются

сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей

несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между

облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический

сантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные

волны от взрывов звезд.

Наряду с отдельными облаками как ионизированного так и

неионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим

размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества,

получившие название "газово-пылевых комплексов". Для нас самым существенным

является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший

процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Белые карлики.

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 разных 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 «призрак»

представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде чем

сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения телескопа

слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В

заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны

телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили

в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу используют по сей день,

но на другой установке.

Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих

исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали

астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли

и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось

определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус

В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца.

Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает

расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между

Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты масса

Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В

составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих

звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5