Помоги проекту - поделись книгой:
Из-за крошечного размера нейтронные звезды очень слабо видны, даже в большие телескопы, но во многих случаях наблюдаются как источники рентгеновского излучения в тесных двойных системах звезд. По современным представлениям, большинство нейтронных звезд образуется при взрывах сверхновых. Наряду с черными дырами нейтронные звезды являются конечной стадией эволюции звезд большой массы. Чаще всего гравитационные волны испускают двойные звездные системы, часто встречающиеся в Метагалактике. С помощью космических гравитационных телескопов-интерферометров ученые надеются зарегистрировать волны тяготения, возникшие при поглощении черными дырами обыкновенных звезд.
Однако рекордсменами в испускании гравитационных волн должны быть системы из черных дыр. Массы таких систем могут превышать массы тех же нейтронных звезд в миллиарды раз. Особенно интересные эффекты возникают в случае быстро вращающихся черных дыр.
Мощнейшим источником колебаний пространства–времени могли бы быть множественные системы из сверхмассивных черных дыр, скапливающихся в ядрах сильно взаимодействующих галактик. Когда-нибудь и наш Млечный Путь столкнется с соседней туманностью Андромеды. Тогда центральные черные дыры образуют единую систему и начнут сближаться, расходуя энергию на гравитационное излучение.
Может быть, когда-нибудь астрофизики найдут способы фиксации коротких очень мощных всплесков гравитационных волн, возникающих и при вспышках сверхновых звезд.
Но самым интересным источником гравитационного излучения должны быть космологический фон реликтовых гравитационных волн. Космологические гравитационные волны испускаются в эпоху ранней Вселенной хаотически движущимися неоднородностями вещества. Это единственный вид излучения, способный донести до нас информацию о первых секундах существования Вселенной.
Разыскивая волны пространства – времени, астрофизики вынуждены постоянно бороться с множеством помех, вызванных тепловыми движениями, звуковыми и сейсмическими колебаниями. Поэтому гравитационные обсерватории, как правило, располагают в необычных, а иногда и экзотических местах: в глубоких заброшенных шахтах или наоборот – на горных вершинах и на ледниковом щите Антарктиды.
Существующие детекторы уже вплотную подошли к интересной для астрофизиков области параметров. Каков же все-таки смысл в поиске гравитационных волн, для чего их можно «использовать»? Можно представить, что если бы журналисты спросили в свое время у создателей квантовой теории, какая в будущем будет польза от квантовой механики, то вряд ли они предвосхитили открытие транзисторов и оптических квантовых генераторов-лазеров. Но прошли десятилетия и появилась прикладная квантовая электроника, квантовая оптика и квантовая радиофизика. Очень трудно предсказать конкретные приложения фундаментальной теории, но ее будущий вклад в технику и инженерную физику несомненен.
Глава 7. Эволюция галактик
Основным препятствием для решения проблемы возникновения крупномасштабной структуры, возникновения галактик, является незнание начальных условий.
По-видимому, единственной возможностью выяснить здесь истину является способ, аналогичный тому, к которому прибегли для решения проблемы первых секунд с начала расширения. Надо сделать разные предположения о начальных возмущениях, проанализировать их следствия и сравнить с наблюдениями.
Ясной безлунной ночью каждый может видеть Млечный Путь – светящуюся туманную полосу, протянувшуюся поперек неба. Обширнейшее поле галактических объектов Млечного пути содержит миллиарды звезд. Темная полоса, проходящая посередине Млечного Пути и разделяющая звезды, состоит из межзвездной пыли, поглощающей видимый свет. А первым, кто рассмотрел ее в телескоп и обнаружил, что она состоит из множества неярких звезд, был Галилей.
В середине XVIII века астрономы предположили, что большинство наблюдаемых звезд образуют единую дискообразную структуру. И полвека спустя эта гипотеза была подтверждена Уильямом Гершелем, составившим каталог огромного числа звезд и расстояний до них. К началу прошлого века общепринятым стало мнение, что эта звездная полоса – часть единственной во Вселенной галактики, которая «приютила» миллиарды звезд, включая и наше Солнце. Сейчас предполагается, что в видимой части Вселенной находится около полусотни миллиардов галактик.
Чем глубже копает археолог, тем более древние горизонты открываются перед ним; чем дальше смотрят астрономы, тем более юную Вселенную они видят. Счастье ученых в том, что свет от далеких объектов идет к нам очень долго – миллиарды лет. Желая узнать, как рождались галактики, они должны исследовать наиболее далекие. Много лет эта работа давала обескураживающие результаты: удаляясь в прошлое на миллиарды лет, ученые не обнаруживали ничего нового в облике галактик и в прошлом видели такие же звездные системы. Но вот группа астрономов, наблюдая мощные радиоисточники, с которыми, как правило, связаны крупные галактики, обнаружила далекие системы звезд в процессе формирования.
В таких галактиках них нет газа и пыли для формирования новых звезд, а старые звезды распределены более равномерно, придавая галактикам эллипсоидальную (яйцевидную) форму.
Богатство форм звездных систем может быть объяснено разнообразием условий, в каких они рождались. По современным взглядам, на ранней стадии развития Вселенная была заполнена разреженным газом, который распался затем из-за гравитационной неустойчивости на сгущения, а сгущения в последующем – на отдельные облака различной массы. Одни из облаков имели вращательный момент и центральное сгущение, из них впоследствии образовались спиральные галактики, а другие практически не вращались, они положили начало эллиптическим галактикам, облака же без значительного центрального сгущения, но все же обладавшие вращательным моментом, дали начало неправильным галактикам типа Магеллановых Облаков.
Размеры галактик простираются от карликовых с десятками миллионов звезд до массивных – с тысячами миллиардов звезд. Сферические или эллипсоидные галактики имеют красноватый цвет, создаваемый их состарившимися обитателями.
Весьма распространены спиральные (или дисковые) галактики. Их плоские диски погружены в разряженное слабосветящееся сферическое облако слабых старых звезд и газа – гало. На диске заметен спиральный узор из двух или нескольких закрученных в одну сторону рукавов, выходящих иногда из центра галактики. Эффектные спиральные рукава выделяются за счет сверкающих, горячих, юных голубых звезд.
Но как образуются спиральные рукава? На этот счет существуют различные взгляды. В последние десятилетия особенно популярны были теории спиральных волн плотности, бегущих по звездному диску как по поверхности воды.
Бывает, что рукавов больше и форма их не столь симметрична: они делятся на отдельные ветви, сливаются друг с другом и распадаются на части, подобно связке сосисок.
А порою диск галактики напоминает кофейную пенку, в рисунке которой с трудом угадываются обрывки спиральных рукавов.
Линзовидные галактики внешне гораздо менее привлекательны и фотогеничны. Существует и множество совершенно бесформенных клочковатых галактик, получивших название неправильных. Около половины вещества в них составляет межзвездный газ.
Полная энергия, которую испускает «нормальная» галактика, представляет сумму излучений от всех ее звезд. Но есть такие галактики, которые в радио-, инфракрасной, ультрафиолетовой и рентгеновской областях электромагнитного спектра испускают энергии больше, чем следует. Такие галактики называются «активными». В чем же источник этой дополнительной энергии? Ответом на этот вопрос стало открытие черных дыр – объектов, в которых материя сжата настолько плотно, что не выпускает за свои пределы никакого излучения.
Если черная дыра с массой от миллиона до миллиарда солнечных масс находится в центре галактики с большой плотностью вещества, это вещество «засасывается» дырой. При этом гравитационные силы настолько велики, что заставляют падающее вещество излучать, превращая галактику в активную. Именно это излучение и выдает ученым присутствие черных дыр.
До сих пор детально изучены только окрестности Солнца в радиусе около 5 тысяч световых лет при общем размере Галактики около 100 тысяч световых лет. Полной карты галактического диска пока также не существует. Давняя мечта астрономов, которая, вероятно, сбудется не скоро – взглянуть на Галактику снаружи, увидеть рисунок ее спирального диска, заглянуть в ядро, изучить все интересные объекты, скрытые за темными облаками. Поскольку нет надежды получить фото нашей звездной системы от коллег из туманности Андромеды, радиоастрономам приходится самим расшифровывать радиокарты и восстанавливать рисунок спирального узора Млечного Пути.
По современным радиокартам не удается подсчитать даже количество спиральных рукавов Галактики. Совмещая различные модели с картой солнечных окрестностей, исследователи получают от двух до двенадцати рукавов. Не ясно даже, расположено ли Солнце в межрукавном пространстве или в одном из второстепенных рукавов. Проблема эта имеет прямое отношение к будущему Земли: с точки зрения биосферы условия в рукавах и между ними весьма различаются).
Камертон Хаббла
Современную классификацию галактик предложил в тридцатых годах прошлого века Эдвин Хаббл. На левом конце этой последовательности расположены эллиптические галактики – сферические звездные системы. Далее она тянется к плоским спиральным галактикам. Отдельно стоят неправильные галактики вроде двух самых заметных спутников Млечного Пути, видимых на небе Южного полушария, – Большого и Малого Магеллановых Облаков. При переходе к спиральным галактикам последовательность раздваивается, давая начало самостоятельной ветви спиральных галактик с перемычками – гигантскими звездными образованиями, пересекающими ядро галактики, от концов которых отходят спиральные ветви. По причине раздвоенности эту классификацию часто называют «камертоном Хаббла».
Расстояние от Солнца до центра Галактики служит масштабом всех прочих расстояний в нашей звездной системе и во многих случаях – за ее пределами. Для галактической астрономии эта величина так же важна, как для внегалактической астрономии и космологии важна постоянная Хаббла. И вот что удивительно: несмотря на огромные затраты сил астрономы вот уже более полувека не могут измерить величины обеих этих констант с точностью ближе 50 процентов. А не зная данной величины – метрической единицы галактической астрономии, мы теряем возможность точно определять другие параметры Галактики, например, расстояния до далеких звезд, скоплений и туманностей, скорость вращения Галактики и даже ее массу. А как, скажем, разобраться в природе галактического ядра, не зная расстояния до него? Например, существует очень серьезная гипотеза о том, что в центре ядра находится гигантская черная дыра.
Столетие назад астрономы считали нашу Галактику всей Вселенной, расстояние до центра Млечного Пути принималось «главной мировой осью» до центра мира. Затем нашу Галактику признали одной из множества подобных, но ее размеры и положение в ней Солнца продолжают интересовать астрономов. Ведь Млечный Путь – уникальная звездная система, изучаемая изнутри в трех измерениях, а не в виде плоских изображений прочих галактик и звездных скоплений.
Обычно движение звезд вокруг центра Галактики сравнивают с обращением планет вокруг Солнца, но это не совсем точная аналогия: галактическая орбита звезды значительно сложнее, чем движение планеты по простому эллипсу. Это потому, что Галактика устроена гораздо сложнее Солнечной системы. Солнце можно уподобить дрессировщику, водящему лошадь (то есть планету) по кругу на привязи: она строго подчинена его влиянию, поскольку конкурентов нет. Но, выпустив лошадь в толпу людей или лошадей, мы бы увидели совсем иную картину. Звезда, движущаяся в Галактике, испытывает влияние множества близких и далеких звезд. И если далекие действуют более или менее сообща, принуждая ее обращаться вокруг центра звездной системы, то соседи так и норовят «толкнуть»: случайные сближения с ними заметно меняют движение звезды.
Еще сильнее действует сближение со звездными коллективами – скоплениями, содержащими сотни и тысячи звезд, а также с массивными межзвездными облаками. Такие встречи нарушают регулярное движение звезды и постепенно изменяют ее орбиту. Поскольку наиболее тесно населены центральные области Галактики, то следует ожидать, что звезды вроде нашего Солнца со временем должны отодвигаться на периферию. Предполагается, что Солнце за время своей жизни действительно удалилось от центра Галактики почти на 30 процентов начального расстояния. Это выяснилось по химическому составу Солнца, который отличается от состава соседних звезд, зато очень похож на тот, который имеют звезды, расположенные ближе к центру Галактики.
До недавних пор теория звездообразования традиционно изучала небольшие галактические структуры – туманности и звездные скопления – размером в несколько световых лет. С другой стороны, теория спиральной структуры Галактик имела дело с масштабами в десятки тысяч световых лет. У истоков теории формирования звезд стоял сам Ньютон с идеей о гравитационном скручивании космического вещества. Спустя три столетия смелая гипотеза Ньютона подтвердилась почти буквально: наш мир действительно был некогда заполнен однородным веществом, оно действительно разделилось на части и сгустилось в гигантские светящиеся массы – звезды и галактики.
Вот только распределены эти массы в пространстве далеко не хаотично, как предполагал великий физик, а организованы в удивительные структуры – звездные комплексы, содержащие не только отдельные молодые звезды, но и скопления и облака межзвездного газа, из которого все это образуется. Как выяснилось, звездные комплексы служат базовой ячейкой звездообразования в галактиках.
Одним из самых загадочных вопросов физики космоса является происхождение нашей родной Галактики Млечный Путь. До сих пор эта проблема настолько сложна, что у исследователей даже нет согласия по принципиальному пункту, что было движущим процессом: распад более крупного облака или слипание из множества мелких частей, некоторые из которых еще сопровождает галактику в виде спутников, таких как Большое и Малое Магеллановы Облака.
Есть ли надежда разгадать процесс, происходивший многие миллиарды лет назад?
Астрономы, подобно палеонтологам, никогда не теряют надежду заглянуть в прошлое и найти там ответы на многие проблемы современности. Так, ученые считают, что основой для возникновения звездных островов послужили гигантские облака газа и пыли. Подобные зародыши-протогалактики состояли в основном из легчайших газов – водорода и гелия. Это первичное вещество в свою очередь распадалось на отдельные сгущения, сжимавшиеся к своим центрам. Из них возникли первые поколения звезд и шаровые звездные скопления. Они образовали сферические звездные подсистемы в галактиках. Рой быстрых звезд и шаровых скоплений, существующий вокруг главного тела нашей современной Галактики, имеет, по-видимому, именно такую природу. После того как в галактиках образовались звезды, дальнейшее их развитие пошло по разным направлениям в зависимости от массы и вращательного момента.
В настоящее время в нашей Галактике различают несколько подсистем, отличающихся возрастом входящих в них объектов, количеством тяжелых элементов, характером движения звезд и распределением их в пространстве.
Близкими родственниками квазаров, очевидно, являются Сейфертовские галактики и радиогалактики. Сейфертовскими называются галактики, в видимой области излучения похожие на обычные спиральные, но с очень активными ядрами, мощность излучения которых к тому же сильно меняется со временем, указывая на происходящие там грандиозные процессы. Радиогалактики, отличающиеся мощным излучением в радиодиапазоне, огромные и эллиптические. Мощности Сейфертовских и радиогалактик также обеспечиваются сверхмассивными черными дырами, находящимися в их центрах. Не исключено, что все это разнообразие типов – просто определенные этапы эволюции, которые наблюдаются во Вселенной сейчас.
Появляется все больше доказательств того, что главными движущими силами эволюции галактик и причиной их разнообразия являются взаимодействие и столкновение друг с другом. При этом не следует думать, что столкновение двух галактик – это смертный бой между входящими в них звездами. Вероятность столкновения двух звезд очень мала, потому что размеры их крайне незначительны по сравнению со средним расстоянием между ними. Но межзвездное пространство заполнено газом и пылью, и именно эти компоненты взаимодействуют, когда галактики сталкиваются.
Гравитационное взаимодействие приводит к нарушению структуры газопылевой среды и к перекачиванию вещества из одной галактики в другую.
Трение, возникающее между газом в сталкивающихся галактиках, порождает ударные волны, которые могут вызвать образование новых звезд. Новые звезды в первые несколько миллионов лет своей жизни имеют весьма необычную светимость и голубизну, а потому обнаружение их является наиболее очевидным признаком произошедшего столкновения.
Эти процессы сильно влияют на структуру галактик. Например, две спиральные могут слиться и сформировать эллиптическую. Большие галактики поглощают маленькие и еще вырастают. Все эти процессы длятся миллионы и миллиарды лет (не так уж много по астрономическим масштабам времени), но людям, чтобы увидеть динамику, нужно наблюдать несколько пар взаимодействующих галактик в различные моменты их слияния и затем составить последовательность изображений во времени.
Множество далеких, а следовательно, очень старых галактик носят следы разрушения, что свидетельствует о том, что в ранней Вселенной столкновения были скорее правилом, чем исключением. Наш Млечный Путь, очевидно, тоже является результатом слияния небольших галактик. Существует карликовая галактика, которая вливается в нашу прямо сейчас, и еще восемь близко расположенных крошечных галактик вскоре сольются с нами.
Сравнивая количество звезд разных поколений у большого числа однотипных галактик, можно установить возможные пути их эволюции. У более старых наблюдается истощение запасов межзвездного газа и снижение в связи с этим темпов образования и общего количества звезд новых поколений. Зато в них много белых карликов – сверхплотных звезд малых размеров, представляющих собой одну из последних стадий эволюции звезд. В этом и заключается старение галактик.
Эволюция галактик в скоплениях и группах показывает, что при столкновениях их протяженные газовые короны должны «обдираться» и рассеиваться. Кроме того, массивные члены скоплений, двигаясь среди остальных, своим тяготением увлекают соседей. Иногда находящиеся в центре скопления массивные галактики не только «обдирают» газовые короны проходящих через них галактик, но захватывают и звезды «космического гостя». Предполагается, в частности, что многие галактики, обладающие массивными гало, образовали их таким «каннибальским» путем.
По существующим расчетам, через 3 млрд лет своеобразным «каннибалом» станет и наша Галактика: она поглотит приближающееся Большое Магелланово Облако.
Глава 8. Жизненный путь звезды
Изучение строения и эволюции звезд – не только теоретическая и познавательная проблема, это важно и для техники будущего. Далекие звезды, к которым мы, казалось бы, могли быть совершенно равнодушными, «близки» и нужны человеку.
Итак, образовались атомы и молекулы, остыл вселенский пыл Большого взрыва, пронеслись «темные» века Вселенной, и вихревые облака молекулярного водорода озарил свет первой звезды… Сразу же оговоримся, что самое начало жизни звезд и их происхождение составляет одну из самых трудных астрономических задач космогонии (науки о происхождении небесных тел), до сих пор не имеющей однозначного решения. Так, большой сенсацией для астрономов стал анализ наблюдений, показавший, что первые звезды зажглись намного раньше, чем предполагалось, спустя всего лишь 200 млн лет после рождения Вселенной. Эти научные данные подтвердили не только теорию Большого взрыва, но и новые взгляды на состав нашей Вселенной.
Как это ни странно, первая попытка дать ответ на вопрос, из чего образуются звезды, была сделана еще до изобретения телескопа, 400 лет тому назад! Совершил ее знаменитый астроном эпохи Возрождения Тихо Браге после наблюдения вспышки сверхновой. Он считал, что появление новой звезды связано с внезапным сгущением туманной материи, рассеянной по всему Млечному Пути.
Во многом проницательный Тихо Браге оказался прав: звезды новых поколений образуются в облаках молекулярного водорода, богатых другими молекулами и космической пылью.
Но как возникают облака?
В межзвездном газе возникают плотные и холодные сгустки, окруженные разреженной и более нагретой средой. Давление среды, в которую они погружены, не дает этим облакам раствориться в межзвездных просторах. Их может разрушить лишь интенсивное звездообразование.
Физическое состояние космической среды определяется в первую очередь процессами нагрева и охлаждения. Нагрев осуществляется разнообразными космическими лучами и электромагнитным излучением, наподобие того как происходит в СВЧ-печках. Вблизи горячих ярких звезд источником нагрева межзвездного газа может служить и излучение звезд. Охлаждение обязано главным образом столкновениям атомов и молекул друг с другом. При столкновениях происходит возбуждение атомов и молекул за счет энергии их движения, а возвращаясь в исходное состояние они излучают полученную ими энергию в виде фотонов, понижая температуру окружающей среды. Так тепловая энергия частиц превращается в излучение. Но охлаждается космическая среда из газа и пыли быстрее, ведь нагрев производится посторонними частицами – космическими лучами или фотонами, а охлаждение требует парного столкновения самих частиц газа друг с другом. Поэтому в единичном процессе нагрева участвует одна частица газа, а в единичном акте охлаждения – две.
Итак, согласно теоретическому сценарию, гигантское молекулярное облако проходит стадию конденсации с образованием многих сгустков или протозвезд. Протозвезды несколько плотнее сжатого слоя, из которого они конденсируются, но все же гораздо более разрежены и протяженны, чем образующиеся из них звезды. Каким же образом протозвезда уменьшается до типичных звездных размеров? Эту фазу рождения звезды наблюдать трудно, поскольку пыль образует вокруг звездного эмбриона оболочку, которая практически непрозрачна для видимого излучения.
Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т. е. превращения облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. В среднем в Галактике ежегодно рождаются десятки звезд с массой Солнца.
Молекулярные облака – это своеобразные фабрики по производству звезд. Диапазон масс только что произведенных простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды появляются значительно чаще. Примерно половина звезд рождается одиночными; остальные образуют двойные, тройные и, гораздо реже, более сложные системы. (Представьте себе, что на Земле исчезла ночь, а на небосклоне с разной скоростью в течение нескольких суток проплывают семь солнц! Правда, из-за перепадов температур в таких звездных системах зарождение жизни крайне маловероятно.)
Конечно, процесс рождения звезды длится миллионы лет, это таинство скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому процесс практически недоступен прямому наблюдению в обычный телескоп. Астрофизики исследуют рождение звезд в основном с помощью радиотелескопов, а также рентгеновских и инфракрасных инструментов. Недалеко то время, когда на вооружение астрономов поступят нейтринные и гравитационные детекторы, ну а сейчас им чаще всего приходится строить теоретические модели, применяя методы компьютерного моделирования.
Недавно у ученых появились прямые наблюдательные данные об удивительных волнах звездообразования, распространяющихся в больших молекулярных облаках. Это поразительное явление чем-то напоминает мерцание частиц планктона в южных морях, возникающее под воздействием волн от плывущей лодки.
Превращение протозвезды в звезду сопровождается существенными изменениями в окружающей ее среде. Это связано прежде всего с влиянием на среду излучения звезды, которое становится более коротковолновым. По мере прогрева поверхности звезды цвет испускаемого ею излучения меняется от красного к голубому, в излучении появляются и фотоны ультрафиолетовой части спектра.
Но что породило первые яркие звезды, с которых началась «цепная реакция» звездообразования? Несомненно, это связано с каким-то внешним воздействием на молекулярное облако. Может быть, на него налетело соседнее молекулярное облако – ведь облака хаотически движутся друг относительно друга в диске Галактики. Возникают две ударные волны, которые распространяются в разные стороны от поверхности соприкосновения облаков, в каждом из них формируется слой уплотненного газа, способный стать зародышем звезды. Правда, расчет показывает, что вероятность таких столкновений не очень велика, вряд ли можно ожидать во всей Галактике более одного столкновения за каждые 10 млн лет. Для наблюдаемого темпа звездообразования в молекулярных облаках этого явно недостаточно.
Другая возможность активации звездообразования связана с взрывами звезд на поздних этапах их эволюции. При таком явлении оболочка звезды, а то и весь ее материал, выбрасывается с большой скоростью, что создает в окружающей среде взрывную ударную волну. Если это произошло не очень далеко от соседнего молекулярного облака, то в этом облаке вполне может возникнуть достаточно значительное уплотнение, чтобы «поджечь запал» процесса звездообразования.
Наконец, ударные волны в молекулярных облаках могут возникнуть благодаря «галактическому прибою». Дело в том, что многие галактики напоминают детские волчки: вращение их дисков превращает возмущения газа и пыли в своеобразные спиральные волны. Эти волны «накатываются» на холодный газ облаков со скоростью большей скорости звука в газе, что и порождает ударный эффект «сверхзвукового хлопка». Мы слышим эти хлопки, когда реактивные самолеты преодолевают звуковой барьер. Причем энергия такого звукового удара может быть весьма значительна и на малой высоте способна разбивать окна и даже переворачивать автомобили.
В позапрошлом веке в астрономии произошла своеобразная научная революция. Ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии, их перестали интересовать ответы на вопросы типа «где это, как и куда оно движется?» на рельсы астрофизики с вопросами «что это и как оно устроено». Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга – Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»,
Любой звезде на диаграмме Герцшпрунга – Рассела обязательно найдется свое место. «Нормальные» звезды, включая Солнце, расположены в пределах диагональной ветви главной последовательности (место Солнца в главной последовательности вы можете определить по его спектральному бело-желтому цвету). Над главной последовательностью находятся ветви гигантов и сверхгигантов; под ней – ветвь белых карликов. По диаграмме можно проследить и эволюцию звезд. В частности, Солнце представлено в своем нынешнем положении, а пунктиром отмечены его предыстория и дальнейшая судьба.
Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в десятки раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения – фиолетовый, и есть настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло.
Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной – наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Смысл диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.
Отдельно – правее и выше – расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка, это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Условно говоря, они светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики – группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода.
Три последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Например, в левом нижнем углу диаграммы мы видим белых карликов. Это очень горячие звезды – но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.
Распределение ГР носит не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три астрофизические «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу – самые тусклые и, как следствие, долго живущие.
Вообще, по диаграмме ГР можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности, подобная Солнцу, конденсируется из газо-пылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза. При этом она, соответственно, появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается, как Солнце, в основной последовательности, практически не смещаясь. После того как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.
Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе звездообразования, оно происходит в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает критического предела.
В последующем возможны два сценария развития событий: концентрация материи в больших структурах с последующим формированием в них звезд или формирование звезд с последующим объединением их в большие структуры.
Пока еще неизвестно, какой из них был реализован и что в действительности являлось источником энергии для первых источников света, осветивших Вселенную, – звезды с их термоядерным синтезом или излучение, вызванное падением материи на черные дыры.
Черные дыры могут играть важную роль на начальной стадии формирования галактик, собирая материю вместе посредством своей мощной гравитации. Новые открытия супермассивных черных дыр в центрах трех ближайших эллиптических галактик только прибавляют в этом уверенности.
Такая связь, естественно вызывает вопрос и о том, что появилось сначала – галактика или черная дыра, хотя последние данные в большей степени указывают на то, что именно черные дыры формируют вокруг себя галактики. Стало быть, есть надежда: спор по поводу того, что появилось раньше – «курица» (галактика) или «яйцо» (массивная черная дыра), по всей видимости, будет разрешен уже в обозримом будущем.
Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчивают жизнь весьма банально. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх – и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться.
Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий – своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза – вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, – один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но поскольку теперь эта энергия излучается через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса – на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.
Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд – всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни – около 15 млрд лет. После того как звезда исчерпает источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.
Подобно земной бабочке, жизнь белого карлика начинается с того, что он сбрасывает с себя кокон, под которым была скрыта сущность. Продолжая эту аналогию, можно сказать, что наше Солнце – это своеобразная гусеница, а когда оно сбросит с себя кокон газовой оболочки, это будет великолепнейшее зрелище! Когда-нибудь наше Солнце тоже превратится в «бабочку белого карлика», но это случится не раньше, чем через 5 млрд лет.
С одной стороны, общая картина рождения и жизни звезд ясна, поскольку в радио– и инфракрасном диапазонах исследовано большое число протозвезд на разных стадиях процесса рождения. С другой – образование звезды происходит достаточно быстро, и некоторые наиболее короткие этапы этого процесса, к сожалению, не представляется возможным наблюдать. Кроме того, пыль (звезда ведь не рождается из ничего) мешает рассмотреть многие важные детали. Поэтому изучение звездообразования является одним из основных приоритетов в мировой астрономии, и многие крупные проекты (включая космические) нацелены на исследование именно этого процесса.
Любопытно, что в составе земных живых организмов и человека много кислорода, азота и углерода. И все эти элементы когда-то побывали внутри ядерных топок звезд, а потом, будучи выброшенными в межзвездное пространство, образовали пылегазовые облака.
Глава 9. Сверхновые, белые карлики и нейтронные светила
Так что, собственно, у нас общего с новыми и сверхновыми? Разве не правда, что за исключением случайного беглого взгляда, брошенного нами на какую-нибудь яркую звезду в небе, нам от них ни жарко, ни холодно, и мы оставляем их астрономам и писателям научно-популярной литературы?
К такому взгляду можно прийти, если мы, в самом деле, полностью безразличны к тому, как образовалась наша Вселенная, как появились Солнце и Земля, как развилась жизнь и какие возможные опасности будут подстерегать человечество в будущем, потому что взрывающиеся звезды имеют самую тесную связь с каждой из этих вещей.
Жизненный путь каждой звезды предопределен с самого начала ее массой. Солнцеподобные звезды умирают тихо и достойно, медленно сбрасывая внешние газовые оболочки, как деревья осеннюю листву. Более массивные звезды устраивают совершенно фантастический космический фейерверк, неистово разрываясь в чудовищных катаклизмах и превосходя на какое-то время по яркости целую галактику. Эта короткая вспышка звезды в конце ее жизненного цикла и является взрывом сверхновой (
Как и у человека, жизнь звезды – бесконечный поиск продуктов питания, т. е. новых источников энергии. Например, для нашего Солнца горение закончится где-то через 5 млрд лет на этапе образования гелия из водорода.
Чем массивнее и ярче звезда, тем быстрее она расходует запасы горючего, соответственно, быстрее сокращая свою жизнь. В основной части жизненного цикла звезды идет процесс превращения водорода в гелий. Массивные звезды в десятки солнечных масс успевают сжечь весь водород всего за несколько миллионов лет. В конце эволюции, после завершения эпохи сияния, звезды сбрасывают внешние слои, а центральное ядро превращается в
Пока еще мало известно о рождении звезд, но еще меньше астрономы знают о взрывах сверхновых. Эти редко наблюдаемые с Земли космические события могут оказаться просто смертельными для человеческой цивилизации своими губительными потоками высокоэнергетического излучения. Однако вероятность взрыва сверхновой вблизи Солнечной системы не столь велика. Гораздо чаще ученые наблюдают конечный результат таких космических сверхвзрывов. Взрыв тяжелой сверхновой звезды сопровождается не только резким увеличением светимости, но и выбросом огромной массы газа и пыли в окружающее пространство. Из подобного остывшего «праха» когда-то образовалась и наша Солнечная система. Затем на планете Земля появились растения, животные и человек. Таким образом, все атомы тяжелых элементов внутри нас когда-то были внутри бурлящего термоядерного реактора какой-то из звезд.
Наверное, нет в астрономии объектов более красивых, чем так называемые планетарные туманности с «белыми карликами». Белые карлики были открыты еще в позапрошлом столетии, но объяснить их природу удалось лишь используя новую квантовую механику. Эти удивительные звезды оказались первыми известными науке космическими объектами, живущими по квантовым законам. Ученые, объяснившие происхождение и физическую природу белых карликов, были отмечены высшей научной наградой – Нобелевской премией.
Видимый цвет звезды определяется температурой термоядерной реакции, происходящей в ее глубинах. Но поскольку у белых карликов нет источников энергии и все термоядерные реакции прекратились, белый цвет на начальном этапе их жизни определяется запасенным теплом. По мере остывания цвет этих звездных объектов меняется от белого к красному, и в конце концов почерневший темно-красный карлик будет иметь температуру всего лишь в несколько тысяч градусов. Кстати, ниже температура и не опустится, поскольку падение вещества из межзвездной среды на поверхность карлика будет его постоянно разогревать.
Современные телескопы позволяют разглядеть белые карлики на большом расстоянии, даже если те уже успели изрядно остыть. Изучение подобных объектов дает много важной информации об истории нашей Галактики, особенно о раннем периоде. Их исследование позволяет определить возраст диска Галактики и различных скоплений, в которых наблюдаются белые карлики.
Если же белый карлик одинок, то он достаточно быстро становится слабым и тусклым объектом. Старые источники подобного типа в десятки тысяч раз слабее Солнца, которое само по себе является заурядным желтым карликом.
Белый карлик устойчив, поскольку гравитация, стремящаяся его сжать, уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Однако с увеличением своей массы карлик в конце концов потеряет устойчивость и, вспыхнув на короткое время, станет
Возникающие при этом сверхновые звезды очень важны для астрономов, поскольку они похожи друг на друга. Это позволяет использовать их в качестве так называемых
Поделиться книгой: