Звезды
как ТОЧК~ опоры, если вообразить звезды сидящими на
детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем
дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.
Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к
другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные
телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный
период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже болыие.
Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимыми
двойными.
Открытие двойных звезд
Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению
более яркой из двух, либо по их совместиому спектру. Если какая-нибудь
звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть
невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда,
обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия. Сиектроскопические двойные
звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров,
Спектр обыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге,
пересечепной многочисленными узкими н~елями - так называемыми линиями
иоглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются,
если звезда движегся к нам или от пас. Это явление нжзивается эффектом
Допплера. Когда эвезды двойной системы движутся ио своим орбитам, они
поперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии их
спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии
спектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участника двойной
системы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора
линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминирова'гь,
но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ее истинную
двойную природу.
Измеренне скоростей звезд двойной системы и лрименение зак нного
тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. зучение
двойных звезд - это единственный прямой способ вычислени я з вездных масс.
Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный
ответ.
Теспые двойные звезды
В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения
стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение
достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает
утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется
некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой
представляет собой ыритическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,
каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд
вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее
устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто
звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается
вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько
расширились, что эаполнили свои полости Роша, то возникает контактная
двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар
вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звеэды разбухмот,
превращаясь в гиганты, а многие эвезды являются двойными, то
взаимодействуюшие двойные систем ы - - явление нередкое.
Звезда переливается через
край
Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах
является так называемая вспышка новой.
Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это
означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее
материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта
вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на
десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как
гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на
поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды
устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи реэко
возрастает, а температурд под новым слоем увеличивается до миллиона
градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки
новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжкды, но они могут
повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее
драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и
месяцы.
К огда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее
глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к
центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается
выталкивающей силой горячего газа.
Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала.
Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда
стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не
происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая
степень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого
источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда,
когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно
плотную материю.
Белый каплик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.
Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню
тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что
представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно.
Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который
постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В
действительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу
звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000
С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в
темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые
карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем
немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее иоличество
известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам асгрономов,
не менее лесятой части вссх звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая
яркая звезда нашего пеба, является членом двойной системы, и сго иапарник -
белый карлик под пазванием Сириус В.
Нейтронные звезды
Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солпиа более чем в
1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслого карлика, на атом ие
остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиь велики, что электроны
вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопы лревращаются в
нейтроны (см. с. 20 - 21), способные прилега'гь друг к другу без всяких
промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белых
карликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс,
нейтроны, как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие.
Типичная иисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км,
а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо
исслыханно громадной плотиости, псйтроиные звезды обладают сще двумя
особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь
малые размеры: это быстрос вращение и сильное магнитное поле. В общем,
вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения
возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрес,
когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотов
в секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппые
звезды имеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли.
Иульсары
Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы
обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики.
Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объекты могут
иэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда,
пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв,
обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэс
объясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сиирали
электроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как луч
прожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашего
наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны,
но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров
около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение
этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;
возможно, они входят в двойные системы.
Рентгеновские двойные
звезды
В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников
рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой
энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда
вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения
могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной
звезды.
Возможно, рсптгеновские ислйчники представляют собой двойные звезды,
одла из которых очень малснькая, но массив~ия; это может быть нейтроцная
звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо
| |  скачать работу |
Звезды |
