Звездная светимость и спектральная классификация
легкие атомы водорода, гелия, а при
очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не
выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх.
Скорость их движения под действием давления света так велика, что
притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются
с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое
пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а
вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые
окружали эти звезды.
Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует
вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.
Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда
Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной
доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз
превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе
не может просуществовать дольше, чем 104-105 лет, после этого от нее уже
ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив
действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти
тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы
до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В
настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких
саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды
достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается
потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы,
звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.
Большинство звезд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные
звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей
звездой класса О или В. Многие из таких звезд - затменно-двойные. Звезды,
истекающие газом, хоть и редко встречаются, но обогатили представление о
звездах вообще.
Новые звезды
Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни,
тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда
начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка
новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые
звезды относят либо к “быстрым”, либо к “медленным”.
Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с
высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами
при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки
лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.
Все новые - двойные звезды. При этом пара состоит всегда из белого
карлика и нормальной звезды. Так как звезды очень близки друг к другу, то
возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого
карлика. Существует гипотеза вспышек новых. Вспышка происходит в результате
резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности
белого карлика. Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды.
Термоядерное “горючее” накапливается и взрывается после достижения
некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между
ними от 10000 до 1000000 лет.
Ближайшие родственники новых звезд - карликовые новые звезды. Их
вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи
раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые в спокойном состоянии не
отличаются друг от друга. И до сих пор не известно, какие физические
причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих
звезд.
Сверхновые звезды
Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на
небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое
событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное
состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд,
подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с
энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет).
Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с
огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд
наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами
(Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой.
После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.
До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее
всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути”
звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная
энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки
сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды,
разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения
межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В
определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием
сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы
весьма скудным.
Двойные звезды
Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами
тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего
центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.
Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют
визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном
направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные
расстояния. Это оптические двойные звезды.
Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении
попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.
Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при
отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие
пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить
двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические
двойные.
Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.
Спектрально-двойные звезды - звезды, двойственность которых
обнаруживается лишь при исследовании их спектров.
Звездные скопления
Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью
происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд.
Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется
массой и возрастом этих образований.
Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи
звезд. Их размеры составляют обычно несколько парсек. Концентрируются к
экваториальной плоскости Галактики. В нашей Галактике известно более 1000
скоплений.
Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую
сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к
центру. Все шаровые скопления расположены далеко от Солнца. В Галактике
известно 130 шаровых скоплений, а должно быть около 500.
Шаровые скопления, по-видимому, образовались из огромных газовых
облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые
орбиты. Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа,
“осевшего” к плоскости Галактики. В наиболее плотных облаках газа
образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас.
Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков, тогда как возраст больших
шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики.
Звездные ассоциации
Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т.
Тельца. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие
очень молодые рассеянные скопления, но отличаются от них, по-видимому,
меньшей степенью концентрации к центру. В других галактиках есть комплексы
горячих молодых звезд, связанные с гигантскими облаками ионизированного их
излучением водорода - сверхассоциации.
Что питает звезды?
За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В
разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия
Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы
сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу.
Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы
Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до
современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение
20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и
освещается Солнцем гораздо дольше.
Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии,
хорошо согласующийся с данными астрофизики и, в частности, с выводом о том,
что большую часть массы звезды составляет водород.
Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в
большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование
атомов гелия из атомов водорода.
Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать
за счет превращения гелия в более тяжелые эле
| |  скачать работу |
Звездная светимость и спектральная классификация |
