Помоги проекту - поделись книгой:
Планеты формируются в окружающем молодую звезду диске, состоящем из газа и пыли (газа по массе больше). Ближе определенного критического расстояния от звезды (это так называемая снеговая линия) такие соединения, как метан, аммиак, углекислый газ, вода и др., существуют в виде газа, а пылинки состоят в основном из кремния, магния, углерода и железа. За снеговой линией метан, вода и другие подобные соединения замерзают, поэтому возможно образование ледяных пылинок, а потом и более крупных ледяных тел. Поэтому можно выделить три основных компонента, которые могут войти в состав планет: водород и гелий в виде газа, различные «льды» (в недрах планет они могут не принимать привычную нам форму твердого льда) и «камни» (к ним также относят железо и его соединения, и при этом в недрах массивных планет тяжелые элементы могут не формировать твердое ядро).
Параметры планет определяются параметрами протопланетного диска и их местом рождения в нем.
Эволюционно параметры планет задаются свойствами протопланетного диска. Химический состав диска соответствует звездному составу – там доминируют водород и гелий, а количество более тяжелых элементов невелико. Причем элементов группы CNO больше, чем Mg-Si-Fe, что объясняется свойствами термоядерных реакций в звездах и интенсивностью выброса разных продуктов синтеза в межзвездную среду. Поэтому все массивные планеты – газовые, а ледяные в среднем тяжелее каменных.
Если планета сформировалась вдали от звезды, за снеговой линией, то около половины состава (без учета атмосферы) придется на воду и другие «льды», а половина – на более тяжелые элементы. При формировании внутри снеговой линии доля льдов мала (скажем, сейчас вода в составе Земли составляет 0,02 % по массе). Около двух третей приходится на силикаты, а оставшаяся треть – на элементы группы железа.
Основные компоненты планет – это водородно-гелиевые газовые оболочки, «льды» и «камни».
Данные наблюдений позволяют выделить четыре основных типа планет. Первый – это газовые гиганты, примером которых является Юпитер. Второй – ледяные гиганты, подобные Нептуну. Третий – сверхземли, планеты с массами от нескольких земных до долей нептунианской. И, наконец, четвертый – это железно-каменные планеты типа Земли.
Среди планет-гигантов можно выделить несколько подклассов. Во-первых, это так называемые
Выделяют четыре основных типа планет: газовые гиганты, ледяные гиганты, сверхземли и землеподобные планеты.
Особенностью многих горячих юпитеров является относительно большой радиус: близость звезды приводит к высокой температуре их атмосфер, планета получает дополнительную энергию, и ее атмосфера «раздувается». Как именно происходит разогрев недр, остается предметом дискуссий. Некоторые из этих планет настолько близки к своим звездам, что их атмосферы начинают активно испаряться или перетекать на звезду.
Второй подгруппой газовых гигантов можно считать наиболее массивные планеты с массами около 10 масс Юпитера. В их недрах становится очень важным так называемое
Ледяные гиганты типа Нептуна являются одним из самых распространенных типов планет. Причем они могут встречаться не только вдали от своих звезд, как их прототипы в Солнечной системе, но и вблизи звезд (горячие нептуны) – заведомо внутри снеговой линии. Это означает, что планеты существенно мигрировали в протопланетном диске от мест своего рождения к современному положению (это относится и к горячим юпитерам). У ледяных гигантов масса внешней водородно-гелиевой оболочки составляет менее половины массы планеты. Тяжелые элементы – Mg-Si-Fe – также не вносят основного вклада в полную массу. Доминируют углерод, кислород и азот, образующие (чаще всего в соединении с водородом) «жидкий лед» при высоком давлении.
Сюрпризом стало обнаружение сверхземель – возможно, самого распространенного типа планет в Галактике, которые при этом отсутствуют в Солнечной системе. Детальный анализ показывает, что более половины звезд спектральных классов от F до K имеют хотя бы одну планету с массой примерно от полутора до десятка земных на орбите с периодом от нескольких дней до нескольких месяцев.
Сверхземли являются самым разнообразным и многочисленным классом экзопланет.
Возможно, что состав и структура планет с массами от нескольких масс Земли до массы Нептуна могут быть весьма разными. По всей видимости, со временем можно будет надежно выделить несколько основных подгрупп. Первая – это собственно сверхземли, у которых доминирует твердое ядро (как у Земли). Вторая – это мини-нептуны, в составе которых много более легких элементов (льдов) и нередки мощные газовые оболочки, которые хотя и составляют лишь несколько процентов от полной массы, но зато вносят существенный вклад в видимый размер. Возможно, в третью, отдельную, подгруппу попадут так называемые планеты-океаны, в составе которых, как полагают, много воды в разной форме, но нет толстой атмосферы (такой как у мини-нептунов). В среднем среди этих трех подгрупп мини-нептуны должны быть самыми тяжелыми, а твердые сверхземли – самыми легкими. Однако есть и интересные исключения, которые плохо вписываются в общую картину. Это не слишком удивительно, если учитывать потенциальное разнообразие параметров протозвездных туманностей и возможные особенности образования планет в каких-то отдельных случаях.
Различие масс и состава планет приводит к разной средней плотности. Интересно, что наименьшая плотность наблюдается не у самых больших газовых гигантов. Чтобы набрать толстую газовую оболочку, необходимо массивное ядро, которое состоит из элементов тяжелее гелия. По этой причине не существует целиком водородно-гелиевых планет и, наоборот, очень массивных планет без водородно-гелиевых оболочек, кроме тех случаев, когда близость к звезде привела к испарению или стеканию внешних слоев. Поэтому самую низкую плотность имеют некоторые «недогиганты», у которых не успело сформироваться достаточно массивное ядро (примерно 10 масс Земли), однако они тем не менее смогли накопить путем аккреции достаточно толстую атмосферу.
Для формирования массивной планеты путем аккреции газа необходимо тяжелое ядро.
Необходимость массивного ядра для формирования газового гиганта объясняет и зависимость частоты встречаемости этих планет от так называемой металличности звезды, т. е. от доли элементов тяжелее гелия в ее составе. При низкой металличности в протопланетном диске недостаточно материала для создания массивных ядер. А вот частота встречаемости более легких каменных планет с массой порядка земной не демонстрирует сильной зависимости от звездной металличности.
Существенно, что структура планет-гигантов значительно меняется со временем. Происходит сжатие и оседание более тяжелых элементов ближе к центру. Например, гелий из внешних слоев может выпадать во внутренние. В результате такого процесса, к примеру, внешние слои Юпитера обеднены гелием. Перераспределение вещества приводит к значительному энерговыделению (а вот радиоактивный распад для планет-гигантов не вносит большого вклада в энерговыделение). Поэтому молодые гиганты могут быть больше и горячее, чем более проэволюционировавшие. С наблюдательной точки зрения это приводит к тому, что для больших планет с возрастами несколько десятков миллионов лет и менее можно получать прямые изображения в ИК-диапазоне, так как, с одной стороны, сами планеты являются достаточно яркими объектами, а с другой – в ИК-части спектра свет звезды уже не так мешает наблюдениям.
Для построения детальных моделей недр пока не хватает экспериментальных данных.
Представление о недрах планет во многом основано на расчетах, так как лабораторные эксперименты не позволяют воспроизвести даже условия в земных недрах, не говоря уже о центральных частях планет-гигантов. Однако даже существующие данные позволяют сделать интересные предсказания. Например, более массивные аналоги Земли должны иметь твердое железное ядро, что приводит к отсутствию мощного магнитного поля. При этом магнитное поле считается существенным фактором для развития сложных форм жизни, поскольку оно защищает планету от звездного ветра и предотвращает потерю газов из атмосферы. Поэтому железно-каменные, но при этом слишком массивные планеты (особенно вокруг красных карликов) не следует рассматривать как хорошие кандидаты в потенциально обитаемые планеты.
3.3. Формирование и миграция планет
В жизни планетной системы можно выделить несколько этапов, основные из которых связаны с периодом ее формирования и становления. Первую стадию можно назвать протозвездной, в это время происходит сжатие сравнительно плотного холодного сгустка межзвездной среды, из его основной массы сформируется звезда (или несколько звезд). Однако из-за вращения и наличия магнитного поля в среде также формируется диск вокруг звезды (если речь идет о двойной системе, то диски могут образоваться и вокруг каждой из звезд, и вокруг всей системы). Постепенно в диске, состоящем из газа и пыли, начинается формирование все более крупных объектов, что может в итоге привести к возникновению планетной системы. Наличие подобного этапа стало первым шагом в моделях образования планет еще со времен Канта (Immanuel Kant) и Лапласа (Pierre-Simon de Laplace).
Иммануил Кант и Пьер-Симон Лаплас – авторы первых реалистичных моделей образования Солнечной системы.
Начальная масса и состав вещества в протозвездной туманности задают многие свойства будущей планетной системы. Поскольку содержание элементов в среднем одинаково и доминируют водород и гелий (около 98 % по массе), то массивные планеты могут быть только газовыми. Во-первых, только этих элементов достаточно много, а во-вторых, даже в случае возникновения твердого протопланетного ядра из более тяжелых элементов оно сразу же аккрецирует много газа, и в окончательном составе планеты все равно будут доминировать легкие летучие вещества.
Параметры планет в первую очередь определяются свойствами протозвездной туманности.
Твердые планеты могут быть в основном железно-каменными, так как в продуктах звездного нуклеосинтеза из всех тяжелых элементов, способных образовывать твердые тела, преобладают железо, кремний и магний. Также в протозвездном облаке достаточно много углерода и кислорода. Вместе с водородом они образуют соединения (воду, метан, углекислый газ), способные в реальных условиях протопланетного диска становиться льдом. Поэтому вдали от звезды, кроме железно-каменных, могут возникать и ледяные твердые тела.
Первоначально рост пылинок в диске происходит за счет слипания, этот процесс довольно быстро приводит к образованию тел миллиметрового размера. Однако далее возникают проблемы.
Двигаясь в газовом диске, тела размерами от сантиметров до метров очень быстро теряют энергию и выпадают на звезду. Это происходит буквально за сотни или тысячи лет – слишком быстро, чтобы они могли стать крупными. Кроме того, при столкновении таких тел они не слипаются, а разрушаются, дробятся. При этом их гравитация еще слишком слаба, чтобы не дать разлететься осколкам столкновения. Поэтому у нас сейчас нет четкого понимания, как из тел миллиметрового размера формируются планетезимали с размерами в десятки километров и более.
За счет слипания пылинок формируются тела миллиметровых размеров.
Существует несколько конкурирующих гипотез о том, как формируются достаточно крупные планетезимали. Например, могут возникать такие аэродинамические условия, что образуется «газовый мешок», заполненный камнями. Они могут сколлапсировать, сформировав твердое тело, которое продолжит аккрецировать «щебенку» (pebbles), увеличивая свою массу (это не единственный сценарий, существуют и другие).
В протопланетном диске протекает два процесса. Во-первых, планетезимали взаимодействуют друг с другом, сталкиваются. При этом можно говорить о том, что крупные поглощают мелких – этот период называют стадией олигархического роста. Во-вторых, могут сложиться условия, при которых крупный объект начнет активно аккрецировать «щебенку» – тела сантиметровых размеров. Это важно для появления массивных газовых планет.
Дело в том, что легкие твердые планеты земной группы могут формироваться относительно долго, десятки миллионов лет, за счет взаимодействия планетезималей (например, Меркурий и Марс, возможно, являются именно такими «последними из планетезималей» – самыми крупными из выживших), однако для роста гигантов есть более жесткий предел.
Для появления планеты-гиганта необходимо создать массивное ядро, пока еще в диске сохранился газ.
Газовая составляющая протопланетного диска относительно быстро рассеивается из-за излучения звезды (а в некоторых случаях и из-за излучения близких звезд). Наблюдения показывают, что диски в среднем живут менее 10 млн лет. Соответственно, для активного роста массы планеты-гиганта есть лишь несколько миллионов лет. Для начала такого роста необходимо достаточно быстро сформировать тяжелое ядро с массой около 20 земных. Это является проблемой для теоретических сценариев, и полной ясности здесь нет.
Также существует проблема объяснения существования планет-гигантов на расстояниях более нескольких астрономических единиц от звезды (например, в известной системе HR8799, где получены прямые изображения четырех гигантских планет). Рассматривается возможность гравитационной неустойчивости в протопланетном диске, в результате которой сразу могут возникать достаточно массивные объекты (в частности, известно, что так могут формироваться маломассивные звезды и бурые карлики). Этот процесс должен доминировать именно на больших расстояниях от звезд в наиболее массивных протопланетных дисках.
Газовый протопланетный диск рассеивается за 10 млн лет.
Из-за наличия в центре диска источника энергии – звезды – температура в нем падает по мере удаления от центра. На внутренней границе диска даже силикатные и углеродные пылинки могут быть испарены, а во внешних частях диска возможно существование ледяных частиц. Для разных льдов (вода, угарный газ, аммиак и т. д.) снеговая линия (см. раздел 3.2 «Основные типы экзопланет») проходит на разном расстоянии, положение этой границы также зависит от свойств звезды. Для параметров новорожденного Солнца снеговые линии (для разных типов льдов) соответствуют расстоянию около 3–5 a.е. Процесс формирования планет за снеговой линией несколько отличается от роста масс тел во внутренних частях диска. В частности, там не так остра проблема «сантиметрового барьера», так как ледяные тела могут слипаться при соударениях, образуя рыхлые структуры даже при таких небольших размерах.
По мере формирования планеты взаимодействуют с диском. Характер этого взаимодействия зависит от массы планеты и поверхностной (проинтегрированной по высоте) плотности в диске. Важнейшим процессом является миграция планет, позволяющая объяснить как ряд деталей строения Солнечной системы, так и существование таких планет, как горячие юпитеры и горячие нептуны, располагающихся очень близко от своих звезд, в местах, где они никак не могли сформироваться.
За снеговой линией возможно формирование ледяных тел.
Миграция происходит из-за обмена энергией и моментом импульса (орбитальным моментом) между планетой и диском. В принципе, в результате такого взаимодействия планета может как приближаться к звезде, так и удаляться (ситуация также может осложниться из-за присутствия второй близкой массивной планеты). Но обычно миграция в газовом диске направлена к звезде. Выделяют два основных типа миграции. В первом случае планета недостаточно массивна, чтобы сильно изменить распределение вещества в диске. Воздействуя на газ, она формирует спиральные структуры внутри и снаружи своей орбиты, а также меняет распределение газа прямо на своей орбите (формируется так называемая подковообразная структура). В итоге, как правило, планета медленно движется внутрь, к звезде. Темп миграции при этом режиме зависит от массы планеты. Для массы порядка земной скорость достаточно мала. А вот планеты в несколько раз тяжелее могут мигрировать под действием данного механизма очень быстро и даже выпадать на звезду.
Из-за взаимодействия с протопланетным диском планеты меняют свое положение.
Интересно, что своей гравитацией достаточно массивная планета «расталкивает» газ на своей орбите, формируя в итоге заметную щель в диске. Это происходит следующим образом: частицы на более низкой (чем планета) околозвездной орбите имеют бóльшую (чем планета) скорость и при взаимодействии с планетой отдают ей часть энергии и тормозятся, опускаясь на еще более низкую околозвездную орбиту и тем самым еще больше удаляясь от планеты. С частицами на более высоких околозвездных орбитах происходит аналогичный процесс, но планета, которая двигается быстрее, теперь разгоняет частицу (передает ей энергию), в результате чего частица переходит на более высокую орбиту и тоже удаляется от планеты. Таким образом планета пытается сформировать вокруг себя пустое пространство, хотя притекающий сверху и снизу (по толщине диска) газ мешает добиться этого в полной мере.
По мере роста массы планеты щель становится все шире, пока наконец ее ширина не достигает толщины диска. Обычно это происходит при массе планеты порядка нескольких нептунианских. Теперь вещество не может притекать сверху и снизу, и на орбите планеты в диске образуется видимая щель. Такие образования действительно наблюдаются в протопланетных дисках (они недавно были обнаружены при наблюдении с помощью системы телескопов ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Атакамская миллиметровая/субмиллиметровая антенная решетка, см. раздел 13.4 «Радиотелескопы»). Это приводит к совершенно новому, второму, режиму миграции.
Миграция планет необходима для объяснения существования горячих юпитеров.
Миграция второго типа, которая начинается после возникновения щели в диске на орбите планеты, происходит медленнее и практически не зависит от планетной массы – все в основном определяется свойствами диска. При этом может продолжаться рост планетной массы, поскольку она не полностью отделена щелью от двух краев диска: между ними и планетой переброшен «мост», по которому продолжает течь вещество.
После исчезновения газового диска планеты и планетезимали продолжают взаимодействовать друг с другом.
Существуют и другие режимы миграции (равно как и модификации уже перечисленных). Эта область еще недостаточно изучена и с точки зрения теории, и с точки зрения наблюдательных данных. Как бы то ни было, в результате миграции в планетном диске на момент его рассеяния (т. е. примерно спустя 10 млн лет после рождения звезды) положения планет могут существенно отличаться от первоначальных. Кроме того, значительная миграция самых массивных планет ближе к звезде естественным образом приводит к изменениям орбит всех более легких тел, встречающихся им на пути, переводя их на более низкие орбиты или выбрасывая из внутренних частей системы. Анализ архитектуры сотен известных планетных систем показывает, что в среднем ближе к звезде все равно оказываются легкие планеты, даже если происходила существенная миграция самых массивных из них. По-видимому, это связано и с особенностями миграции, и с распределением планет разных масс по первоначальным положениям орбит.
После рассеяния газового диска планеты и планетезимали продолжают взаимодействовать друг с другом. На этой стадии, кроме существенного изменения орбит легких тел за счет взаимодействия с наиболее массивными, также может происходить и миграция крупных планет (как это имело место, например, в Солнечной системе). Таким образом, параметры орбит могут меняться еще на протяжении сотен миллионов лет, пока остаются доступные для взаимодействия легкие тела (астероиды, кометные ядра, легкие планетезимали и т. д.). Но в целом период формирования завершается вскоре после исчезновения диска.
Общая схема образования планетных систем такова: сжатие газопылевого облака, формирование звезды и диска вокруг нее, рост и взаимодействие планетезималей, формирование планет в диске и их миграция.
Какое-то время в системе еще наблюдается так называемый остаточный диск. Он пополняется пылью в результате столкновений остающихся небольших тел, в основном на больших расстояниях от звезды (что в Солнечной системе примерно соответствует будущему поясу Койпера до эпохи поздней тяжелой бомбардировки). Со временем интенсивность столкновений падает, и остаточный диск также рассеивается.
В дальнейшем орбиты планет могут претерпевать изменения за счет взаимодействия друг с другом или с другими звездами, если система кратная. Важным является эффект Лидова – Козаи, приводящий к колебательному изменению эксцентриситетов и наклонений орбит под влиянием внешних массивных тел в той же системе.
Эффекты Лидова – Козаи и Ярковского играют важную роль в эволюции орбит на протяжении существования планетной системы.
На небольшие тела влияние оказывает излучение звезды посредством эффекта Ярковского. Он был предсказан в 1900 г. инженером Иваном Ярковским. Эффект состоит в неизотропном испускании излучения неравномерно нагретым вращающимся телом. Он является существенным для астероидов и, накапливаясь, за время существования системы может существенно менять их орбиты, как повышая, так и понижая их. Астероид как бы приобретает слабый «фотонный двигатель», который может разгонять или тормозить его в зависимости от направления собственного вращения относительно орбитального движения.
Планеты, расположенные очень близко от звезды, могут взаимодействовать с ней за счет приливных сил. Если орбитальный период планеты короче периода вращения звезды, приливные силы тормозят движение планеты по орбите, при этом планета переходит на более низкую орбиту и может со временем упасть на звезду. В случае газовых планет могут также происходить испарение внешних оболочек и аккреция вещества планеты на звезду.
Орбиты планет изменяются на финальных стадиях эволюции звезды.
Наконец, планеты могут снова начать менять свои орбиты на финальных стадиях существования звезды, когда она начинает претерпевать существенные эволюционные изменения, превращаясь в гигант и сбрасывая внешние слои. Это приводит к уменьшению звездной массы. Гравитационное поле звезды ослабевает, в результате планеты и другие тела переходят на более высокие орбиты, а при значительной потере массы звездой система может полностью разрушиться.
Разрушение планетной системы неизбежно приводит к появлению планет-бродяг (rogue planets). Кроме того, вероятно, что массивные планеты могут формироваться «по звездному механизму». Сейчас известно несколько массивных одиночных планет (в основном они обнаружены при поисках коричневых карликов). Кроме того, известны планеты в паре с коричневыми карликами (например, система OGLE-2016-BLG-1195Lb, обнаруженная с помощью микролинзирования). Наконец, известна интереснейшая система 2MASS J1119−1137, состоящая из двух массивных планет с массами 3–5 масс Юпитера. Эту пару удалось изучить по прямым изображениям, полученным с помощью телескопа обсерватории Кека (W. M. Keck Observatory) (см. раздел 13.3 «Современные оптические телескопы и проекты ближайшего будущего»).
Глава 4
Звезды и их эволюция
Здесь речь пойдет о так называемых нормальных звездах – объектах, в недрах которых идет термоядерный синтез. В результате этих реакций легкие элементы, начиная с обычного водорода, превращаются в тяжелые. Для запуска синтеза нужны достаточно высокие температура и плотность. Обе величины регулируются массой звезды, что задает нижний предел на ее массу, который зависит от химического состава и обычно составляет примерно 0,08 массы Солнца. Более легкие объекты относят к бурым (коричневым) карликам. Самые массивные звезды, рождающиеся сейчас в нашей Галактике, имеют массы менее 200 солнечных.
Звезды, видимые нами на ночном небе, входят в состав нашей Галактики. Типичные расстояния между звездами в солнечной окрестности измеряются световыми годами. Многие звезды входят в состав кратных систем. Самым простым примером являются двойные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, но есть связанные системы из трех, четырех и даже шести звезд.
Эволюция звезды в первую очередь связана с характером протекания термоядерных реакций в их недрах. Он зависит в основном от массы звезды. На втором месте стоит химический состав, от которого также зависят многие параметры, но состав молодых звезд варьируется в не слишком больших пределах: примерно на 70–75 % звезды состоят из водорода и на 25–28 % из гелия, на долю более тяжелых элементов обычно приходится менее 2 % массы.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Для самых тяжелых объектов это время составляет около миллиона лет. Для самых легких – многие десятки миллиардов. В конце своей жизни звезды в основном превращаются в компактные объекты: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Образование нейтронных звезд (и в некоторых случаях черных дыр) сопровождается вспышкой сверхновой.
4.1. Расстояния до звезд
Проблема измерения расстояний до звезд играла важную роль в истории астрономии. Если исходить из гипотезы о том, что звезды – это далекие солнца, то можно сразу получить неплохую оценку: самые близкие находятся примерно в сотни тысяч раз дальше нашего светила, так как выглядят примерно в 10¹¹ раз слабее[2]. Однако с консервативной точки зрения ситуация обратная: необходимо измерить расстояния до звезд, и если окажется, что расстояния до видимых невооруженным глазом источников примерно в миллион раз больше астрономической единицы, то это будет прямым и надежным аргументом в пользу того, что это солнцеподобные объекты и Солнце – звезда.
Видимые глазом звезды примерно в 1011–1013 раз слабее Солнца.
Проблема состоит в технической сложности измерения расстояний до столь далеких объектов. Еще сотни лет назад астрономы поняли, что вращение Земли вокруг Солнца дает возможность определить расстояния до звезд. Если мы выберем какую-нибудь близкую (например, яркую) звезду и проведем ее наблюдения 22 марта, а потом повторим их 22 сентября, то получим два сеанса наблюдений из примерно противоположных точек земной орбиты, отстоящих друг от друга почти на 300 млн км. Видимое положение звезды сместится относительно более далеких звезд (как смещается видимое положение близких предметов, если мы смотрим на них то одним, то другим глазом). Такое смещение называют параллактическим, а саму величину угла – параллаксом (в измерении расстояний обычно используют половину угла смещения, т.e. тот угол, под которым со звезды была бы видна большая полуось земной орбиты, это так называемый годичный параллакс данной звезды). Измерение параллактического смещения позволило бы не только измерить расстояния до звезд, но и напрямую доказать вращение Земли вокруг Солнца. Но насколько велико это смещение?
Если звезды похожи на Солнце, то минимальное расстояние до них – несколько световых лет, а ожидаемое смещение составит всего лишь около одной угловой секунды (1'' = 1/3600 градуса). Такие углы невозможно было измерить не только до изобретения телескопа, но и еще на протяжении двух столетий. Лишь в 1830-е гг. сразу трое ученых в разных странах сумели это сделать.
Самый точный метод измерения расстояний до звезд – параллактический.
Британский астроном Томас Хендерсон (Thomas Henderson), работавший в Южной Африке, выбрал для наблюдений самую, как оказалось, близкую из ярких звезд – альфу Центавра. В 1833 г. он провел наблюдения и получил значение параллакса примерно равным 1'', а расстояние до звезды, соответственно, около трех световых лет. Однако сам он полагал, что его измерения недостаточно точны, и опубликовал свои результаты лишь в 1839 г. Василий Струве (Friedrich Struve) наблюдал из Тарту одну из ярчайших звезд, видимых в Европе, – Вегу. В 1837 г. он опубликовал первые результаты, но, как ему показалось, не достиг достаточной точности и поэтому продолжил наблюдения, представив новые данные в 1839 г. Фридрих Бессель (Friedrich Bessel), работавший в Кёнигсберге, не стал выбирать яркий объект, а взял звезду 61 Лебедя, обладающую большим собственным движением, – и не прогадал. В 1838 г. он опубликовал достаточно точные результаты: параллакс оказался равным примерно 0,3'', т.e. звезда находится на расстоянии около 10 световых лет.
Парсек в 206 265 раз больше астрономической единицы – расстояния от Земли до Солнца – и равен 3,26 светового года.
Измерения параллаксов – это самый прямой и точный способ измерения расстояний до звезд. Астрономы даже придумали специальную величину – парсек. Это расстояние до звезды, чей годичный параллакс равен одной угловой секунде. Один парсек примерно равен 3,26 светового года, или 3,1×1018 см. Однако даже самые близкие звезды имеют параллакс менее 1'', а измерять столь малые углы сложно. До 1990-х гг. таким способом расстояния с хорошей точностью измерялись лишь в пределах сотни парсек, причем для довольно небольшого числа звезд. В 1989 г. был запущен астрометрический спутник Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite, Спутник для измерения параллаксов с высокой точностью, акроним созвучен с именем древнегреческого астронома Гиппарха Никейского), работа которого позволила за несколько лет с достаточной точностью измерить расстояния до десятков тысяч звезд в пределах сотен парсек. Сейчас на орбите работает спутник Gaia, который поможет надежно измерять расстояния уже до сотен миллионов звезд в пределах 10 000 парсек, что позволит впервые создать трехмерную карту Галактики (точнее, ее половины).
До появления первых результатов, полученных Gaia, для звезд на расстояниях более тысячи световых лет не было возможности надежных массовых измерений. Поэтому были разработаны другие методы. Первый из них – метод групповых параллаксов.
Этот метод применим для близких рассеянных звездных скоплений, в первую очередь Гиад и Плеяд. Все звезды скопления движутся вместе, но мы можем измерить их индивидуальные скорости: вдоль луча зрения – по эффекту Доплера, перпендикулярно лучу зрения – по их смещению на небе. Поскольку Солнце движется относительно скоплений, то из-за эффекта перспективы нам кажется, что все звезды Гиад и Плеяд летят в одну точку – туда направлены векторы их скоростей, измеряемые с Земли. Это позволяет определить расстояния до скоплений, что до недавнего времени было крайне важно, поскольку в рассеянных скоплениях наблюдаются такие переменные звезды, как цефеиды.
Метод групповых параллаксов позволяет измерять расстояния до близких рассеянных скоплений.
Цефеиды – это звезды-гиганты, периодически меняющие свой блеск. Период изменения блеска зависит от светимости звезды, так что, измерив этот период (что достаточно просто) и зная видимый блеск звезды, мы сразу получаем оценку удаленности. Но шкалу расстояний, определяемых по цефеидам, нужно откалибровать, измерив расстояния до них независимым способом. К сожалению, до недавнего времени измерить расстояния до цефеид с помощью метода параллакса не удавалось. Лишь в XXI в. с помощью космического телескопа Hubble («Хаббл») удалось измерить параллаксы нескольких десятков цефеид (включая и сам прототип – дельта Цефея, до которой оказалось примерно 1000 световых лет) с точностью в несколько процентов. Незадолго до этого Hipparcos измерил параллаксы некоторых цефеид, но с недостаточной точностью (самые близкие звезды этого класса, кроме аномальной Полярной, находятся почти в 1000 световых лет от нас). Поэтому долгое время в основном использовалось фотометрическое расстояние до рассеянных скоплений, в которых наблюдали цефеиды.
Расстояния до цефеид можно измерить, зная период изменения их блеска.
Фотометрическое расстояния до скопления определяют следующим образом. Рассеянные скопления – это относительно молодые объекты. Все звезды в каждом отдельно взятом скоплении имеют примерно одинаковый возраст и находятся почти на одном и том же расстоянии. Поэтому на диаграмме цвет – звездная величина (это вариант диаграммы Герцшпрунга – Рассела, см. одноименный раздел 4.3) они располагаются вдоль так называемой Главной последовательности. Построим такие диаграммы для нескольких скоплений (например, Гиад и Плеяд) c известными расстояниями, используя абсолютные звездные величины (или светимости) вместо видимых величин. Для других рассеянных скоплений (с неизвестными расстояниями) со сходным химическим составом звезд мы также можем построить диаграммы Герцшпрунга – Рассела, но только для видимых звездных величин. Если бы мы могли использовать и для них абсолютные звездные величины (или светимость), то все диаграммы для скоплений одного состава совпали бы. Теперь попробуем совместить диаграммы для скоплений с известными и неизвестными расстояниями. Для последних это даст нам разность между видимой и абсолютной звездной величиной. По этой разности (и при известном межзвездном поглощении) мы можем определить расстояние до скопления.
Абсолютная звездная величина – это блеск, который имела бы звезда, находясь на расстоянии 10 парсек от нас.
Наконец, зная достаточно большое количество точных расстояний до хорошо изученных звезд, астрономы могут получать оценки, используя детальные звездные параметры. Скажем, по спектру какой-либо звезды можно найти похожую на уже известном расстоянии. Сравнивая их параметры, можно получить оценку расстояния до изучаемой звезды.
4.2. Устойчивость звезд и их структура
Устойчивость звезд определяется равновесием двух сил: гравитация стремится сжать звезду, а выделение энергии в термоядерных реакциях приводит к давлению (давлению излучения и газовому давлению), которое противодействует сжатию. При этом звезда находится в состоянии гидростатического равновесия (или колеблется вблизи него).
Энергия выделяется во внутренних областях, а затем в основном передается к поверхности, откуда излучается в виде электромагнитных волн. При этом часть энергии (обычно несколько процентов) уносится нейтрино непосредственно из областей термоядерных реакций, поскольку недра звезд прозрачны для этих частиц. Ядро звезды имеет температуру от нескольких миллионов градусов и выше, а поверхность – от менее чем 3000 K примерно до 100 000–200 000 K (низкие температуры ядра и поверхности соответствуют легким звездам). Существует два основных способа передачи энергии от недр к поверхности – конвекция и излучение, и оба механизма реализуются в звездах.
Устойчивость звезды определяется равновесием между силами гравитации и давления.
В маломассивных звездах (с массой менее 1,2–1,3 солнечных), где горение водорода связано в первую очередь с pp-цепочкой, темп выделения энергии не слишком велик. Поэтому ее перенос во внутренних частях (ближе к ядру) может осуществляться в основном излучением. В более массивных звездах, в которых на Главной последовательности преобладает CNO-цикл, энергии выделяется больше, создается большой градиент температуры, и в итоге возникает необходимость в конвективном переносе энергии.
Энергия передается от недр к поверхности излучением и конвекцией.
Во внешних частях ситуация обратная. Из-за относительно невысокой температуры во внешних слоях маломассивных звезд среда становится недостаточно прозрачной. Поэтому перенос энергии излучением становится неэффективным, и запускается конвекция. В массивных звездах вещество остается полностью ионизованным, а потому среда достаточно прозрачна, и излучение справляется с переносом энергии к самой поверхности.
Количество лучистой энергии в звездах может быть настолько велико, что чрезвычайно важную роль начинает играть давление света. При росте массы звезды растет темп энерговыделения, в итоге возрастает световой поток во внешних областях звезды. Он не только вносит основной вклад в давление во внешних частях массивных звезд, он может быть настолько велик, что начнет «сдувать» наружные слои. Чем больше масса звезды, тем сильнее звездный ветер и больше потеря массы. Поэтому самые массивные звезды очень быстро «худеют».
Для звезды любой массы можно определить предельную светимость, ее называют эддингтоновской. Обычно чем массивнее звезда, тем ближе ее светимость к предельному значению. Звезда с массой в 20–30 раз больше солнечной имеет предельную светимость, в миллион раз превосходящую светимость Солнца. При этом наблюдаемая светимость таких звезд на Главной последовательности больше солнечной примерно в 100 000 раз. Самые массивные звезды имеют очень высокую светимость, но она все же меньше предельной.
Непрозрачность вещества звезды зависит от содержания тяжелых элементов, поэтому у малометалличных звезд ветер слабее. Соответственно, предельная светимость также зависит от металличности звезды. Значит, от этого может зависеть и предельная масса. Чем меньше содержание элементов тяжелее гелия, тем, по всей видимости, больше может быть максимальная масса звезд. Для так называемого солнечного (типичного сейчас для межзвездной среды нашей Галактики) состава эта величина составляет несколько сотен солнечных масс в случае невращающихся звезд. Возможно, особенности звездообразования (например, способность коллапсирующего газа остывать и фрагментировать на отдельные сгустки, что также зависит от химического состава) определяют более низкий верхний предел на массу. Первые звезды с крайне низким содержанием тяжелых элементов могли иметь массы в несколько сотен солнечных. Также на предельную светимость и массу может влиять вращение звезды.
Давление света вносит вклад в баланс сил внутри звезд. Этот эффект растет с массой звезды.
Наличие конвективных оболочек у маломассивных звезд приводит к важным последствиям. Такие объекты могут иметь сильные магнитные поля на поверхности. Эти поля постоянно эволюционируют, создавая области с большой магнитной энергией, которая может выделяться в виде звездных вспышек. Как правило, чем меньше масса звезды, тем глубже конвективная оболочка (для масс ниже примерно трети солнечной вся звезда становится конвективной) и тем мощнее вспышечная активность. Красные карлики, чья масса в несколько раз меньше солнечной, известны как источники частых и мощных вспышек. В последние годы большую статистику по этим явлениям собрал космический телескоп Kepler.
Звезды имеют отрицательную теплоемкость, что создает условия для саморегуляции.
Звезды являются очень устойчивыми и стабильными объектами благодаря так называемой отрицательной теплоемкости. Если температура в центральной части звезды увеличивается (например, возрастает темп термоядерных реакций), то дополнительное энерговыделение приведет к раздуванию звезды и тем самым уменьшению ее температуры. Падение температуры, в свою очередь, приведет к уменьшению темпа термоядерных реакций. За счет такой саморегуляции с отрицательной обратной связью звезда вернется в исходное состояние. Аналогично будут развиваться события, если каким-то образом увеличится отвод тепла: давление упадет, звезда сожмется, что приведет к росту температуры и плотности, увеличится темп термоядерных реакций, и звезда снова вернется в исходное состояние. Отрицательная теплоемкость позволяет звездам сохранять равновесие в течение длительного времени.
Отрицательная теплоемкость звезд связана с тем, что одной из основных сил, определяющих их состояние, является гравитация. Аналогичные явления свойственны и более простым системам, например планетам и спутникам. Если мы затормозим движение спутника, то он, потеряв энергию, опустится на более низкую орбиту, но при этом скорость его движения возрастет: отбирая энергию, мы увеличиваем кинетическую энергию спутника. Этот кажущийся парадокс легко понять, если вспомнить, что в поле тяготения тела имеют отрицательную потенциальную энергию. Полная энергия спутника действительно уменьшается, как и должно быть. Кинетическая энергия растет, но при этом растет (по модулю) и отрицательная потенциальная энергия.
Для таких систем, находящихся в равновесии в гравитационном поле, верна так называемая теорема вириала. Она гласит, что потенциальная энергия по модулю равна удвоенной кинетической. Для звезд роль кинетической энергии выполняет внутренняя энергия, связанная с давлением газа, т.e. кинетическая энергия движения составляющих его частиц.
4.3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Цефеиды
Огромную роль в визуализации параметров звезд и свойств их эволюции играет диаграмма Герцшпрунга – Рассела. В типичном современном виде она связывает светимость звезд с их температурой. Однако обе величины трудно измерить напрямую, поэтому часто используют варианты диаграммы с другими параметрами, связанными со светимостью и температурой.
Поделиться книгой: