Звезды

Звезды.

Звезда  — небесное тело, по своей природе  сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.

 Температура  вещества в недрах звёзд измеряется  миллионами Кельвинов, а на  их поверхности — тысячами  Кельвинов. Энергия подавляющего  большинства звёзд выделяется  в результате термоядерных реакций  превращения водорода в гелий  или гелия в углерод, происходящих  при высоких температурах во  внутренних областях, у отдельных,  редко встречающихся звёзд, в  ходе других процессов. Звёзды  часто называют главными телами  Вселенной, поскольку в них  заключена основная масса светящегося  вещества в природе.

 Ближайшей  к Земле звездой является (не  считая Солнца) Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет  от нашей Солнечной системы  (4,2 св. лет = 39 триллионов км).  

Одни  звезды светят более мощно, другие –  слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью. Светимость –  это полная энергия, излучаемая звездой  за 1 секунду. Светимость звезды характеризует  поток энергии, излучаемой звездой  по всем направлениям, и имеет размерность  мощности Дж/с или Вт. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными инструментальными методами, то расстояние до звезд определить не так просто.

Согласно  спектрам звезды делятся  на спектральные классы:

Более детальная классификация  звезд называется гарвардской. 
 

Спектры различных звезд. Характерной особенностью звездных спектров также является наличие  у них огромного количества линий  поглощения, принадлежащих различным  элементам. Тонкий анализ этих линий  позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. 

Химический  состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота  и всего лишь один атом железа. Примеси  остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно  сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хорошим  индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие  звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также  относительной интенсивности определенных спектральных линий.

Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода). Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами. Для более тонкого определения звездных спектров интервалы между перечисленными классами делятся на 10 частей-подклассов. Например, F5 – это спектр, средний между F0 и G0. Спектральный класс Солнца – G2. 

 Возможность  измерять и сравнивать блеск  разных звезд привела к открытию  новой области в астрономии  – колориметрии. Колориметрия –  это измерение цвета звезд  и его изучение. 

Зависимость эволюции звезд от их массы. 

По современным  представлениям, жизненный путь одиночной  звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна  возможная минимальная масса  звезды, с уверенностью мы сказать  не можем. Дело в том, что маломассивные  звёзды очень слабые объекты и  наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что  в телах массой меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной  массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2—3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра. 

В звездах  большой массы, напротив, эти реакции  протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды, превышает 50 – 70 солнечных масс, то после загорания  термоядерного топлива чрезвычайно  интенсивное излучение своим  давлением может просто сбросить излишек массы. Звезды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звезды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звезды с большой энергией вспышки). 

Строение  звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее  Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества, подобно кипящей воде. Такую область  называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую  её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет  при этом равновесие. Источник энергии  находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий  молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние  же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности  падает. Горячая звезда — голубой  гигант — постепенно превращается в красный гигант. 

Срок  жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз  больше солнечной живут всего  несколько миллионов лет. Если масса  составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда  лет.

Античное  определение планет как «блуждающих  звезд» с самого начала было неоднозначным. На протяжении своего существования  это слово обозначало множество  различных вещей, часто имея несколько  значений в одно и то же время. На протяжении тысячелетий использование  этого термина никогда не было строгим, расплывчатое понятие планеты  то включало, то исключало из себя множество  различных объектов от солнца и луны до спутников и астероидов. С развитием  знаний о Вселенной слово «планета»  также меняло своё значение, отбрасывая старые значение и приобретая новые, однако так и не получило чёткого  и конкретного определения.

К концу 19-го столетия слово «планета» так  и не получив чёткого определения, тем не менее стало удобным  распространённым термином. Оно применялось  только к объектам солнечной системы, которых было так мало что все различия могли рассматриваться в индивидуальном порядке. Ситуация изменилась в 1992 году, когда астрономы стали обнаруживать все больше и больше объектов, находящихся за орбитой Нептуна, а также сотни объектов, вращающихся вокруг других звёзд. Эти открытия не только увеличили количество потенциальных планет но также расширили разнообразие их характеристик.

Некоторые были достаточно велики чтобы быть звёздами, а некоторые были меньше нашей Луны. Эти открытия вызвали многочисленные споры о том, что такое «планета».

Четкое  определение «планеты» понадобилось в 2005 году, когда был открыт транснептунный объект Эрида, который оказался больше Плутона — самой маленькой  среди признанных на тот момент планет. В 2006 году Международный астрономический  союз (МАС), признаваемый астрономами  всего мира как институт, ответственный  за вопросы номенклатуры, огласил  своё решение по этой проблеме. Новое  определение применяется только к объектам Солнечной системы  и утверждает, что планета, это  тело, вращающееся вокруг Солнца, достаточно массивное, чтобы иметь шарообразную форму под воздействием собственной  гравитации, кроме того, должно иметь  вблизи своей орбиты «пространство, свободное от других тел». В соответствии с новым определением Плутон, наряду с другими транснептунными объектами, больше не является планетой. Решение  МАСа не разрешило всех противоречий, и хотя множество учёных приняли  это определение, часть астрономического сообщества отрицает его. 

Извечный  вопрос о началах и до сих пор  является ключевым для многих наук, не говоря уже о философии. В случае с астрофизикой, астрономией, геологией  от ответа на вопрос о происхождении  Земли, планет, звезд, Солнца и Солнечной  системы, галактик или всей Вселенной  в целом зависит построение всех прочих теорий. Вопрос о возникновении  и эволюции Земли одновременно и  древний, и современный. Здесь никак  не получится ограничиться ответом  «вначале было Слово»; доказательства же или опровержения теорий о происхождении  появились относительно недавно  — в частности, когда были подвергнуты  химическому анализу образцы  метеоритов, попавших на Землю, и когда  удалось увидеть в мощные телескопы  газопылевые туманности других звезд.

Происхождение Солнца, Земли и других планет Солнечной  системы, с одной стороны, заставляет предположить, что наш «случай» не уникален: во Вселенной есть множество  звезд, в том числе и спектрального  класса G, вокруг которых из газопылевых  туманностей вполне могут образоваться планеты. Последние открытия, касающиеся экзопланет (среди особенно вдохновляющих — открытие планет, похожих на Землю, вокруг звезды Глизе 581, и обнаружение органических соединений на HD 189733b), показывают, что условия, схожие с земными, могут появиться и на других участках Вселенной. Однако для создания схожих условий требуется множество совпадений, а некоторые особенности Солнечной системы и её истории вряд ли можно назвать типическими и закономерными. Например, для того, чтобы на планете успела зародиться и эволюционировать жизнь, материнская звезда должна быть относительно спокойной и не слишком большой — жизнь крупных звезд гораздо короче, чем средних. Планета, подобная Земле, должна находиться в зоне возможной жизни своей звезды (Habitable zone) — то есть там, где её среднегодовая температура будет около нуля градусов, что даст возможность существованию воды в жидком виде. Орбита её, как и орбиты всех остальных планет системы, должна быть близкой к окружности — кстати сказать, малая величина эксцентриситета орибиты — скорее исключение, чем правило. Предпочтительно, чтобы планета не была обращена к материнской звезде лишь одной стороной, что вызывает чрезмерный перегрев одной стороны и охлаждение другой, а следовательно, сильнейшие ветры — как это вполне может происходить на «близнеце» Земли у звезды Глизе 581. 

 В  плане создания благоприятных  для жизни условий происхождение  и эволюция Солнечной системы  уникальны. Исследуя другие планетные  системы, находящиеся на разных  этапах своего развития, несложно  выявить немало особенностей  её генезиса.

В настоящее  время большинство ученых, занимающихся вопросами происхождения Солнечной  системы и, в частности, Земли, то есть космогонией, придерживаются теории, созданной Отто Юльевичем Шмидтом (1891–1956) в 1950-е годы и модифицированной его последователями. В соответствии с ней планеты и другие тела образовались в газово-пылевом протопланетном облаке, имевшем форму диска и  вращавшемся вокруг Солнца. Если во времена Шмидта газово-пылевой диск был не более чем гипотезой, в  последние десятилетия такие  диски открыты у многих молодых  звезд типа Т Тельца, и у некоторых звезд главной последовательности. Так, согласно недавним наблюдениям американских ученых Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе, на орбитах звезд в скоплении Плеяд как раз сейчас может идти процесс образования планет из такого облака. Например, вокруг звезды HD23514 обращается в сотни тысяч раз больше пыли, нежели вокруг Солнца.

 Правда, вызывает разногласия происхождение  такой туманности: со времен Канта  (Immanuel Kant, 1724–1804) и Лапласа (Pierre-Simon, marquis de Laplace, 1749–1827) считалось, что  Солнце и планеты были образованы  из одного и того же облака. Однако различный их состав, а  главное, несоответствие массы  Солнца и планет и количества  их движения противоречит такой  гипотезе. Шмидт выдвинул «гипотезу  захвата», согласно которой Солнце  «ворует» вещество для протопланетного  облака во время встречи с  галактической темной туманностью,  состоящей из пыли или метеоритов. 

Но открытия второй половины ХХ века заставили уточнить эту гипотезу. По самым последним данным, Солнечная  система появилась в результате воздействия звёздного ветра, исходящего от массивной звезды, а, например, не от газопылевого облака взорвавшейся соседней сверхновой. На таком выводе настаивает Мартин Бидзарро (Martin Bizzarro) из университета Копенгагена (University of Copenhagen) после проведения анализа  изотопного состава нескольких метеоритов (в частности, содержания в них  железа-60 и алюминия-26), образовавшихся в разные периоды формирования нашей  системы. 

По образовавшемуся  протопланетному диску бегут  звуковые волны — это следующий  этап эволюции Солнечной системы. Из-за них в диске возникают сгущения, постепенно они уплотняются и  превращаются в рой твердых тел  — планетезималей, которые впоследствии послужили строительным материалом для планет. Самые крупные планетезимали  становились их «зародышами». Система  формировалась довольно быстро, причем из-за особенностей гравитационного  взаимодействия скорость формирования планет почти не зависела от расстояния до Солнца: близкая к нему Земля  нарастила 98% своей массы за 108 лет, а более удаленные Уран и Нептун — за 109.