Яркость звезд - это их древнейшая характеристика, замеченная человеком. Еще в древности люди придумали меру для яркости звезд - "звездную величину". Хотя она и называется "величиной", речь, конечно, идет не о размере звезд, а только об их воспринимаемой глазом яркости. Некоторым ярким звездам присвоили первую звездную величину. Звездам, которые выглядели на определенную величину тусклее - вторую. Звездам, которые выглядели на эту же величину тусклее предыдущих - третью. И так далее.
Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше звездная величина. Звезды первой величины - далеко не самые яркие на небе. Понадобилось ввести нулевую звездную величину и даже отрицательные. Возможны и дробные звездные величины. Самые тусклые звезды, которые видит человеческий глаз - звезды шестой величины. В бинокль можно увидеть до седьмой, в любительский телескоп - до десятой-двенадцатой, а современный орбитальный телескоп "Хаббл" добивает до тридцатой.
Вот звездные величины наших знакомых звезд: Сириус (-1,5), Альфа Центавра (-0,3), Бетельгейзе 0,3 (в среднем, потому что переменная). Всем известные звезды Большой Медведицы - звезды второй звездной величины. Звездная величина Венеры может доходить до (-4,5) - ну очень яркая точка, если повезет увидеть, Юпитера - до (-2,9).
Так и измеряли яркость звезд много веков, на глазок, сравнивая звезды с эталонными. Но потом появились беспристрастные приборы, и обнаружился интересный факт. Что такое видимая яркость звезды? Ее можно определить как количество света (фотонов) от этой звезды, которое попадает к нам в глаз одновременно. Так вот, оказалось, что шкала звездных величин - логарифмическая (как и все шкалы, основанные на восприятии органов чувств). То есть разница в яркости на одну звездную величину - это разница в количестве фотонов в два с половиной раза. Сравните, например, с музыкальным звукорядом, там то же самое: разница в высоте на октаву - это разница в частоте в два раза.
Измерение видимой яркости звезд в звездных величинах по-прежнему используется при визуальных наблюдениях, значения звездных величин заносят во все астрономические справочники. Оно удобно, например, для быстрой оценки и сравнения яркости звезд.
Мощность излучения
Та яркость звезд, которую мы видим глазами, зависит не только от параметров самой звезды, но и от расстояния до звезды. Например, небольшой, но близкий Сириус для нас выглядит ярче, чем далекий сверхгигант Бетельгейзе.
Для изучения звезд, конечно, нужно сравнивать яркости, не зависящие от расстояния. (Вычислить их можно, зная видимую яркость звезды, расстояние до нее и оценку поглощения света в данном направлении.)
Сначала в качестве такой меры использовали абсолютную звездную величину - теоретическую звездную величину, которая будет у звезды, если поместить ее на стандартное расстояние в 10 парсек (32 световых года). Но все-таки для астрофизических расчетов это величина неудобная, основанная на субъективном восприятии. Куда удобнее оказалось измерять не теоретическую видимую яркость, а вполне реальную мощность излучения звезды. Эту величину назвали светимостью и измеряют в светимостях Солнца, светимость Солнца принимают за единицу.
Для справки: светимость Солнца - 3,846*10 в двадцать шестой степени ватт.
Диапазон светимостей известных звезд огромен: от тысячных (и даже миллионных) долей солнечной до пяти-шести миллионов.
Светимости известных нам звезд: Бетельгейзе - 65 000 солнечных, Сириус - 25 солнечных, Альфа Центавра А - 1,5 солнечных, Альфа Центавра B - 0,5 солнечных, Проксимы Центавра - 0.00006 солнечных.
Но поскольку к разговору о яркости мы перешли к разговору о мощности излучения, следует учесть, что одно совсем не связано с другим однозначно. Дело в том, что видимая яркость измеряется только в видимом диапазоне, а звезды излучают далеко не только в нем одном. Мы знаем, что наше Солнце не только светит (видимым светом), но и греет (инфракрасное излучение) и вызывает загар (ультрафиолетовое излучение), а более жесткое излучение задерживается атмосферой. У Солнца максимум излучения приходится точно на середину видимого диапазона - что неудивительно: наши глаза в процессе эволюции настраивались именно на солнечное излучение; по этой же причине Солнце в безвоздушном пространстве выглядит абсолютно белым. Но у более холодных звезд максимум излучения сдвинут в красную, а то и в инфракрасную область. Имеются очень холодные звезды, например R Золотой Рыбы, большая часть излучения которых находится в инфракрасной области. У более горячих звезд, наоборот, максимум излучения сдвинут в голубую, фиолетовую или даже ультрафиолетовую область. Оценка мощности излучения таких звезд по видимому излучению будет еще более ошибочна.
Поэтому используют понятие "болометрическая светимость" звезды, т.е. включающая излучение во всех диапазонах. Болометрическая светимость, как понятно из вышесказанного, может заметно отличаться от обычной (в видимом диапазоне). Например, обычная светимость Бетельгейзе - 65 000 солнечных, а болометрическая - 100 000!
Что определяет мощность излучения звезды?
Мощность излучения звезды (а значит, и яркость) зависит от двух основных параметров: от температуры (чем горячее, тем больше энергии излучается с единицы площади) и от площади поверхности (чем она больше, тем больше энергии может излучить звезда при той же температуре).
Из этого следует, что самыми яркими звездами во Вселенной должны быть голубые гипергиганты. Это действительно так, такие звезды называют "яркими голубыми переменными". Их, к счастью, немного и они все очень далеко от нас (что крайне нелишне для белковой жизни), но к ним относятся знаменитые "Звезда Пистолет", Эта Киля и прочие чемпионки Вселенной по яркости.
Следует иметь в виду, что хотя яркие голубые переменные - действительно самые яркие известные звезды (светимости в 5-6 миллионов солнечных), они не самые большие. Красные гипергиганты гораздо больше голубых, но они менее яркие из-за температуры.
Отвлечемся от экзотических гипергигантов и посмотрим на звезды главной последовательности. В принципе, процессы, идущие во всех звездах главной последовательности, сходны (различно распределение зон излучения и зон конвекции в объеме звезды, но пока весь термоядерный синтез идет в ядре, это не играет особой роли). Поэтому единственным параметром, определяющим температуру звезды главной последовательности, является масса. Вот так просто: чем тяжелее, тем горячее. Размеры звезд главной последовательности тоже определяются массой (по той же причине схожести строения и идущих процессов). Вот и получается, что чем тяжелее, тем больше и горячее, то есть самые горячие звезды главной последовательности - они же и самые большие. Помните картинку с видимыми цветами звезд? Она очень хорошо иллюстрирует этот принцип.
А это значит, что самые горячие звезды главной последовательности одновременно и самые мощные (яркие), и чем меньше их температура, тем меньше светимость. Поэтому главная последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и имеет форму диагональной полосы из верхнего левого угла (самые горячие звезды - самые яркие) до правого нижнего (самые маленькие - самые тусклые).
Прожекторов меньше, чем светлячков
Есть еще одно правило, связанное с яркостью звезд. Оно было выведено статистически, а потом получило объяснение в теории эволюции звезд. Чем ярче звезды, тем меньше их количество.
То есть тусклых звезд гораздо больше, чем ярких. Ослепительных звезд спектрального класса O совсем немного; звезд спектрального класса B заметно побольше; звезд спектрального класса A еще больше, и так далее. Причем с каждым спектральным классом количество звезд увеличивается экспоненциально. Так что самым многочисленным звездным населением Вселенной являются красные карлики - самые маленькие и тусклые звезды.
А из этого следует, что наше Солнце - далеко не "рядовая" звезда по мощности, а очень даже приличная. Таких звезд, как Солнце, известно сравнительно мало, а более мощных - и того меньше.
Знакомьтесь: звезды. Часть III - карлики и гиганты Карлики, гиганты и главная последовательность Когда люди научились измерять размеры звезд, оказалось, что эти самые размеры очень разнообразны. В связи с этим появилась потребность как-то классифицировать звезды по размерам. Было это задолго до появления теории эволюции звезд и даже еще до теоремы Герцшпрунга-Рассела, т.е. примерно вторая половина девятнадцатого века. Так вот, еще в этой седой астрономической древности выяснилось, что для ряда спектральных классов существуют две больших группы звезд этого класса, и в одной группе звезды заметно больше чем в другой. Ничтоже сумняшеся, маленькие звезды назвали "карликами", а большие "гигантами". Так возникла дожившая до наших дней терминология: красные карлики и красные гиганты, оранжевые карлики и оранжевые гиганты, желтые карлики и желтые гиганты... Стоп. Потому что с белыми звездами все оказалось гораздо сложнее: резкой разницы в размерах среди белых звезд не наблюдалось. Потом Герцшпрунг и Рассел нарисовали свою диаграмму, и оказалось, что красные, оранжевые и желтые карлики находятся на главной последовательности, а именно в правой нижней ее части. Гиганты и сверхгиганты уютно устроились на нескольких горизонтальных последовательностях в правом верхнем углу диаграммы. Конечно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела откладывается светимость, а не размер, но, как мы помним, для звезд одной и той же температуры (цвета) светимость растет с площадью поверхности звезды. На диаграмме легко заметна разница в светимостях (а значит, и в размерах) между карликами и гигантами спектральных классов G, K, M. А вот с белыми звездами так не получилось. Если вы посмотрите на диаграмму, то увидите, что в области белых и голубых звезд главная последовательность поднимается на один уровень светимостей с последовательностями гигантов и почти достигает уровня светимостей сверхгигантов. Белые и голубые звезды главной последовательности настолько велики и мощны, что назвать их карликами ну никак не получается! Поэтому белые и голубые звезды главной последовательности так и называются - звезды главной последовательности. Длинный термин, но ничего лучшего не придумали. Хотя о звездах главной последовательности в совокупности иногда говорят "карлики". Но такое использование термина все-таки неуклюже и некорректно, во-первых из-за больших белых и голубых звезд, а во-вторых потому, что имеются звезды-карлики, которые не находятся на главной последовательности. С гигантами тоже оказалось не все гладко. В отличие от звезд главной последовательности, они наотрез отказались устраиваться на одной ровной и гладкой линии. Сначала для них пришлось нарисовать две последовательности - гиганты и сверхгиганты; но и этого оказалось мало. Сверхгиганты тоже разделились на две группы, так что пришлось вводить для них две подпоследовательности (Ia и Ib), а между сверхгигантами и обыкновенными гигантами втиснулась ветвь "ярких гигантов" (II). А совсем недавно открыли новый класс звезд, которые превышают по размерам и светимостям сверхгиганты. Для того, чтобы врисовать их последовательность (0) в диаграмму Герцшпрунга-Рассела, пришлось "увеличивать" ее сверху - расширять диапазон светимостей. Кроме того, при подробном изучении космоса выяснилось, что существуют-таки звезды с промежуточными размерами между карликами и гигантами, хотя и сравнительно немного. Их назвали субгигантами. Белые звезды главной последовательности не называют карликами - они для этого слишком велики. Но тем не менее, как мы знаем, белые карлики существуют. У них есть своя последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (VII) и совершенно свои, не укладывающиеся в общую классификацию, спектральные классы. Последовательность белых карликов находится левее и ниже главной последовательности. И протягивается она через диапазон температур, соответствующий нескольким классическим спектральным классам. Т.е. получается, что белые карлики могут быть и желтыми, и оранжевыми, и даже голубоватыми. И все равно они будут белыми карликами, потому что этот термин применяется к классу звезд, который определяется не температурой (она может быть почти любой), а специальным внутренним строением, и прежде всего огромной плотностью (наш знакомый Сириус B имеет диаметр Земли и массу Солнца). Что до голубых карликов, то это понятие пока гипотетическое, относится к теоретически возможному, но неоткрытому пока типу звезд.
Рисунок иллюстрирует, на сколько раз VY Большого Пса больше Солнца.
С обратной стороны... отличников прошу опустить руки, сегодня мы не выходим за пределы главной последовательности, а то потом будет неинтересно. С обратной стороны чемпионку надо искать среди красных карликов, но тут возникают две проблемы. Во-первых, эти красные карлики в большинстве своем похожи друг на друга больше, чем две репродукции одной картины, а во-вторых, эти крохотные тусклые сущности пойди замерь с достаточной точностью! Для примера можно привести один из самых крохотных известных на сегодня красный карликов - Wolf424B (второй компонент системы, обозначенной в каталоге Вольфа как 424, и другого названия у нее нет). Радиус у него 0,14 солнечных, масса - 0.13 солнечных (нижний возможный предел массы для нормальной звезды). Впрочем, первый компонент этой системы, Wolf424A, только чуть-чуть покрупнее своего собрата и тоже входит в число самых маленьких известных звезд.
Тяжелые и легкие
А каково разнообразие звезд по массам?
Существенно меньшее, чем по размерам. Существует верхний предел возможной массы для звезды, связанный с предельно возможной светимостью, которую называют пределом Эддингтона. Сэр Артур Эддингтон доказал, что более тяжелая и яркая звезда не может существовать, потому что не возникнет равновесия гравитации и внутреннего давления, и звезда просто будет очень неустойчивой. Предельная масса звезд получается примерно 150 солнечных масс.
Вселенная неплохо демонстрирует правильность этого заключения: звезд с массой больше 150 не найдено (имеются оценки в районе 175 солнечных масс, но они крайне неточны). Довольно уверенно в числе чемпионок Вселенной по массе называют уже упоминавшуюся чемпионку по светимости Эту Киля.
А нижний предел массы звезды, как уже упоминалось выше - 0.13 солнечных масс. Все, что немного тяжелее этого предела - наши знакомые красные карлики. Если масса звезды меньше 0.13 солнечных масс, гравитация не сможет сжать ее достаточно сильно для того, чтобы ядро разогрелось достаточно для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий. То есть такой объект никогда не сможет выйти на главную последовательность.
О том, что за объекты эти нечты с массой меньше 0.13 солнечных, поговорим в следующий раз.
Знакомьтесь: звезды. Часть IV - Личная жизнь благородных семейств
Одинокие и семейные
Среди людей бывают одинокие и семейные. Звезды ничем не хуже.
Наш патрон считается одинокой звездой. Как это считается, скажете вы, видно же прямо невооруженным глазом на небе, что Солнце у нас одно! Но дело в том, что некоторые астрономические явления в Солнечной системе (а также некоторые земные катастрофы, включая вымирание динозавров) можно объяснить, если предположить, что у Солнца есть очень тусклый далекий спутник (то ли красный карлик, то ли планета-гигант, то ли нечто среднее), который обращается вокруг Солнца на расстоянии примерно 1 светового года. Существование этой штуки пока не подтвердили и не опровергли, но условно назвали ее Немезидой, потому что считается, что она несет Земле неприятности.
Но пока что Немезиду не открыли (даже если она и существует, она такая тусклая, что никак ее не разглядят, считай, у нас под носом - что такое световой год для современных телескопов?), Солнце считается одинокой, точнее, по-астрономски, одиночной звездой.
Так что, что такое одиночная звезда, вы имеете уже достаточно хорошее представление: такой раскаленный газовый шарообразный термоядерный реактор в космосе, и можете наблюдать пример одиночной звезды вблизи (всего на расстоянии 1 астрономической единицы, что по астрономическим меркам пустяк).
Одиночных звезд в нашей Галактике примерно 2/3. Остальные - "звездные семейства" - группы из двух или нескольких этаких вот шаров, которые связаны друг с другом гравитацией и вращаются друг вокруг друга. В таких случаях говорят о звездных системах. Если в системе две звезды, это называется двойная звезда. Если три или больше - кратная звезда или кратная звездная система.
Изображение гипотетической двойной системы из двух звезд спектрального класса А. Обратите внимание, что компоненты вытянуты вдоль линии, соединяющей их центры - это правильно отображенный эффект гравитационного взаимодействия. Найдите на рисунке еще один гравитационный эффект.
Многие известные яркие звезды, имеющие собственные имена, на самом деле не одиночки. Но расстояния между их компонентами настолько меньше расстояния до них, что для человеческого глаза они сливаются в одну звезду.
Примеры опять же имеются среди уже знакомых нам звезд. Далеко ходить не надо: ближайшая соседка, Альфа Центавра - на самом деле двойная звезда, которую мы видим как одну звезду. Интересно, что по отдельности Альфа Центавра А и Альфа Центавра B тусклее Арктура, третьей по яркости звезды земного неба; но вместе они ярче его. Так что в таблицах самых ярких звезд можно найти на третьем месте как Арктур (тогда компоненты Альфа Центавра А и Альфа Центавра B идут в такой таблице по отдельности, причем Альфа Центавра А оказывается на четвертом месте), так и Альфа Центавра (как единую звездную систему; тогда на четвертом месте оказывается Арктур).
Альфа Центавра, как мы помним, состоит из двух звезд главной последовательности (спектральные типы G2V и K1V), находящихся друг от друга на расстоянии примерно как от Солнца до Урана. Проксима Центавра, предположительно, является третьим компонентом системы, который вращается вокруг пары принципалов по огромной орбите с периодом в несколько тысяч лет. В настоящее время это не доказано и не опровергнуто, поэтому мы не знаем точно, двойной или тройной системой является Альфа Центавра. Пока считается тройной.
Наш знакомый Сириус, как мы помним - двойная звезда. Он состоит из звезды главной последовательности (спектральный тип A1V) и спутника - белого карлика.
Фотография системы Сириуса. Слева внизу виден спутник. NASA/ESA credit.
Бетельгейзе - одиночная звезда (по крайней мере, в настоящее время считается таковой).
Звездные весы
Понятно, что, глядя на звезду издалека, очень тяжело ее взвесить. Можно, если повезет, определить светимость, можно даже диаметр. А массу никак нельзя. За исключением тех случаев, когда звезда находится в двойной системе.
Тогда, замерив время их обращения, можно по законам Кеплера вычислить массы компонентов. А если известна масса, гораздо легче определять радиус, светимость, плотность, можно строить модели внутреннего строения звезд и различные зависимости, иллюстрирующие эволюцию звезд. Можно также построить эмпирическую зависимость масса - светимость, с помощью которой оцениваются массы одиночных звезд. Да, все известные нам массы звезд прямо или косвенно определены с помощью двойных.
Вот почему двойные звезды так важны для астрономии.
Невооруженным глазом
Существует двойная звезда, компоненты которой можно разглядеть невооруженным глазом. Это знаменитые Мицар и Алькор, средняя звезда в "ручке ковша" Большой Медведицы и ее тусклый спутник. Чтобы увидеть Алькор без помощи оптических приборов, нужно иметь сравнительно неплохое зрение (когда-то по способности видеть Алькор определяли, годится ли новобранец в определенные рода войск). Вообще-то Алькор имеет 4-ую видимую звездную величину, что совсем нетрудно разглядеть; но близкое соседство намного более яркого Мицара "сбивает с толку" человеческий глаз.
Больше двойных звезд, которые можно было бы видеть невооруженным глазом, на земном небе нет.
Не верь глазам своим, проверяй расчетами
Совершенно необязательно система, вполне двойная на вид, действительно оказывается двойной. Вполне вероятно, что просто-напросто две звезды расположены по близким направлениям от Солнца, поэтому на нашем небе они видны рядом. Такая система называется оптической двойной. В свое время отличить оптические двойные звезды от настоящих (физических) было нелегко, но сейчас это делается довольно уверенно.
Проще всего отличить оптическую двойную звезду от физической, если оказывается, что расстояния от Земли до компонентов якобы двойной звезды сильно различаются. Понятно, что если один компонент находится в 200 световых годах от Земли, а второй в 2000, то никакой связи между ними нет. А если они и в пространстве сравнительно близки, как Мицар и Алькор? Вот тогда можно десятилетиями и веками выяснять, оптическая двойная эта звездная система или физическая. Кстати, современные исследования показывают, что Мицар и Алькор, похоже, действительно связаны гравитационными силами, т.е. являются физической двойной системой.
Не следует путать понятия "оптическая двойная" и "визуально-двойная". Что такое оптическая двойная звездная система, мы уже поняли, это как бы "ненастоящая", кажущаяся двойная. А визуально-двойная - это когда можно разглядеть оба компонента (невооруженным глазом или в телескоп). Поскольку единственной визуально-двойной системой, видимой невооруженным глазом, на земном небе являются Мицар и Алькор, то все остальные визуально-двойные звезды можно разглядеть только в телескоп. Понятно, что по мере того, как телескопы становятся все совершеннее, все больше звезд оказываются визуально-двойными.
Понятно, что оптические двойные тоже могут быть визуально двойными. В настоящее время для множества визуально двойных звезд не доказано, являются ли они оптическими двойными или физически двойными.
Визуально двойная звезда Альбирео (бета Лебедя). Главный компаньон спектрального типа K3III, спутник - спектрального типа B0V.
Спектры приходят на помощь
Чтобы увидеть компоненты двойной системы (как говорят, оптически "разрешить" систему), угловое расстояние между этими компонентами все-таки должно быть достаточно приличным. А как быть, если звезда находится ну очень далеко, или ее компоненты расположены друг к другу ну очень близко, или и то и другое? Как ни разглядывай ее в телескоп, как ни фотографируй - она выглядит одиночной звездой. Как проверить, действительно ли она одиночная, или на самом деле там звездная система?
В этой ситуации на помощь приходит спектроскопия. Спектры звезд состоят из тонких линий, т.к. звезды - газовые объекты. Точное положение линий в спектре связано с собственным движением звезды: если она удаляется от Солнца, линии сдвигаются в одну сторону, если приближается - в другую. Поэтому если взять несколько спектров двойной звезды, то видно, что некоторые линии периодически раздваиваются, расходятся, потом опять сходятся и сливаются в одну. Таким способом можно определить двойственность любой звездной системы, если только взаимная орбита звезд не лежит точно в плоскости, перпендикулярной лучу зрения (т.е. если обе звезды не находятся от нас точно на одном и том же расстоянии).
Звезды с такими расходящимися линиями в спектрах называются спектрально-двойными. Ярким, в прямом и переносном смысле, примером спектрально-двойной звезды является парочка желтых гигантов Капелла. Знаменитая Альфа Южного Креста, важнейшая навигационная звезда Южного полушария - тоже спектрально-двойная.
Звезды не для слабонервных
Яркость многих звезд на небе непостоянна. Некоторые из них действительно физически меняют свою яркость; о них мы будем говорить позже. Сейчас обратимся к любопытному классу звезд, которые имеют очень строгую периодичность блеска.
Первой такой обнаруженной и изученной звездой была Алголь (бета Персея), она же "глаз Медузы". Как известно, в древности фигура Персея изображалась с головой Медузы Горгоны на щите. Так вот, древние астрономы обнаружили, что звезда, которая изображает глаз Медузы, меняет яркость - подмигивает! Идея о подмигивающем глазе отрубленной головы жуткой Медузы так напугала суеверных астрономов, что ее называли "дьявольской звездой".
На деле, конечно, все не так страшно. Просто Алголь - двойная звезда, расположенная так, что луч зрения земного наблюдателя лежит точно в плоскости ее орбиты. Поэтому компоненты Алголя по очереди затмевают друг друга, и общий блеск звезды ослабевает. Причем существует два типа минимумов блеска: глубокий, когда более тусклый компонент затмевает более яркий; и мелкий, когда более яркий компонент затмевает более тусклый.
С тех пор, как английский астроном-любитель Гудрайк изучил изменение блеска Алголя и объяснил его тем, что на самом деле там две звезды, по очереди затмевающие друг друга, открыто уже немало таких же двойных звезд с регулярным изменением яркости. Они называются затменно-двойными или затменно-переменными.
Волнистые линии
Когда астрономы научились измерять собственные движения звезд, они заметили, что некоторые звезды движутся не по прямым линиям, а по каким-то волнистым. Первым и самым заметным во всех отношениях примером был все тот же Сириус - оказалось, что он выписывает на небе такую синусоиду, что астрономы принялись сильно чесать в затылке. Впрочем, за объяснениями ходили недалеко - скоро придумали, что на самом деле у Сириуса есть неоткрытый пока спутник, и Сириус с этим спутником ходят по орбитам вокруг общего центра масс, который движется прямо. Вот и получается волнистая линия. Поизучав эту волнистую линию, астрономы вычислили, где и когда ловить спутник, и легко его нашли. Так был открыт Сириус B. Точно так же был открыт белый карлик - спутник Проциона.
Опять же, есть немало звезд, выписывающих подобные волнистые линии. Их называют астрометрическими двойными. Следует отметить, что похожий метод сейчас используется для поиска экзопланет.
Тесные и не очень связи
Есть такое понятие "Полость Роша". Это область вокруг звезды, внутри которой гравитационное воздействие звезды превышает гравитационное воздействие других объектов (в том числе других звезд). Для одиночной звезды граница полости Роша, понятно, имеет форму сферы. В двойной же системе полости Роша обоих компонентов соприкасаются в точке Лагранжа (какой именно - оставляю в качестве самостоятельного упражнения для тех, кто знает про задачу трех тел). В результате получается этакая объемная восьмерка, в каждой половинке которой находится звезда.
Если обе звезды умещаются внутри своих полостей Роша, о такой двойной звездной системе говорят, что она раздельная (я, честно говоря, не знаю точного перевода на русский язык слова detached в данном контексте). Альфа Центавра и Сириус - именно такие системы. Звезды в них взаимодействуют только гравитационно.
Если одна из звезд умещается внутри своей полости Роша, а вторая заполняет ее полностью и даже высовывается наружу, получается очень интересная система, которая называется взаимодействующей. Такое бывает, например, если один из компонентов - гигант или сверхгигант. Тогда вещество этой большой звезды начинает с нее утекать, а куда оно утечет? Естественно, к ближайшему тяжелому объекту, т.е. ко второму компоненту двойной системы. И делает оно это через точку Лагранжа. В результате в таких системах устанавливается постоянный отток вещества от крупного компонента к мелкому через точку Лагранжа, что является объяснением массы астрофизических явлений, включая мерцание звезд типа Миры и "новые" звезды. Несомненно, звездой именно такого типа был Сириус в ту эпоху, когда Сириус-главный был красным гигантом.
Кроме того, мелкий компонент может быть белым карликом, нейтронной звездой или вообще черной дырой, и падение вещества на такой объект дает дополнительные интересные эффекты (например, именно по рентгеновскому излучению вещества крупного компонента, падающего на черную дыру, сейчас эти самые черные дыры и обнаруживают).
Взаимодействующая двойная система RS Змееносца, состоящая из красного гиганта, заполнившего свою полость Роша, и "сосущего" из него белого карлика. Когда на белом карлике накапливается определенная масса вещества, он "сбрасывает" ее во вспышке Новой звезды.
Бывает, что обе звезды вылезают за пределы своих полостей Роша и соприкасаются "нос к носу". Сходство с носами усиливается еще и тем, что настолько близко расположенные звезды вытягивают друг друга вдоль линии, соединяющей их центры, и становятся похожими на дыни. Тогда они обе обмениваются веществом через точку Лагранжа, и у них образуется общая оболочка. В результате и спектральный класс у них один - в общем, это практически одна звезда с двумя ядрами. Такие звезды называют тесными двойными. Популярный пример тесной двойной системы - W Большой Медведицы, тесная затменно-двойная звезда спектрального типа F8V.
Обратите внимание, что в тесной системе совершенно необязательно звезды должны быть гигантами или сверхгигантами. W Большой Медведицы относится к главной последовательности. И уж почему эти звезды оказались так близко - вопрос и сейчас не очевидный.
Виды двойных систем. Вверху - раздельная бинарная, в середине - полураздельная бинарная, внизу - тесная бинарная.
Большие семьи
Есть немало звездных систем, где компонентов не два, а больше.
Мы уже знаем, что двойная звезда Альфа Центавра имеет предположительного спутника Проксиму.
Всем известная Полярная звезда - пятикратная: в середине - двойная система из сверхгиганта Полярной А (спектральный тип F7Ib) и крохотного карлика Полярной Аb (спектральный тип неизвестен - пойди определи спектральный тип карлика, жмущегося к сверхгиганту), а вокруг них крутится звездочка главной последовательности Полярная B (спектральный тип F3V), имеются также малоизученные отдаленные компоненты Полярная C и Полярная D.
Вышеупомянутый Мицар на деле тоже не двойной. То, что мы видим как Мицар - на самом деле две пары (!) звезд, для нас сливающихся в одну. У одной из них спектральный класс A1V, у двух - A2V, у четвертой неизвестен. А Алькор - настоящая двойная система (спектральные классы компонентов A5V и кто-его знает какой красный карлик). Так что Мицар - шестикратная звезда.
Думаете, шестикратная звезда - уникум? Не-а! Известная звезда второй звездной величины Кастор тоже состоит из трех пар звезд. Интересно, что сначала он был известен как визуальная двойная, затем каждый из компонентов этой визуальной двойной оказался спектроскопической двойной, а потом открыли тусклого спутника - затменно-двойную систему. Так что в системе Кастора представлены сразу три типа двойных.
Для интересующихся спектральными типами компонентов Кастора: Aa - A1V, Ab - M5V, Ba - A2Vm, Bb - M2V, Ca - M0.5Ve, Cb - M0.5Ve. (Кто чего не понял? Я не поняла, кто такой m и откуда взялся подкласс 0.5.)
Наверно, вы уже обратили внимание, что обе шестикратных звезды состоят из отдельных звездных пар. Это универсальное правило: в кратных звездных системах не может быть тесных "комплектов" из более чем двух звезд. Всегда имеются звездных пары или отдельные звезды, вокруг которых на большем расстоянии вращаются звездные пары или отдельные звезды. Только такие системы могут быть гравитационно устойчивыми.
Четырехкратная система HD 98800. Видно, что она состоит из двух пар звезд.
Упоминавшаяся уже как двойная звезда Капелла... ну вы уже поняли. Не надо думать, что каждая двойная звезда в результате оказывается звездным общежитием, но в общем и целом бывает. Это четырехкратная звезда, главный компонент которой - уже известная нам пара желтых гигантов (G8III), а на хорошем таком расстоянии в 10 000 астрономических единиц от нее вращается пара красных карликов.
Дубхе (альфа Большой Медведицы) - также кратная, тройная звездная система, со спектральными типами K0 III / F0V / F8.
Знакомьтесь: звезды. Часть VI - Незагоревшиеся
Итак, мы уже привыкли к мысли, что звезды - это такие естественные космические термоядерные реакторы. У них в ядре идут термоядерные реакции, и за счет этих термоядерных реакций они светятся.
Но в соответствии со строгим определением звезды авторства астрофизика В.В. Иванова, звезда - это изолированное гравитационно связанное космическое тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Светиться звезда по этому определению не обязана, а прекращение (или неначатость) термоядерных реакций - не повод лишать объект гордого именования звезды, если термоядерные реакции в нем шли раньше или начнутся в будущем. И вот сегодня я вас познакомлю с экзотическими объектами, которые не светятся, и тем не менее считаются звездами.
Легче легких
Вся биография звезды определяется ее начальной массой. А значит - массой того изначального газо-пылевого облака, которое, сжавшись под действием гравитации в плотный шарик, превратилось в звезду. Самые легкие из нормальных звезд (т.е. таких, в которых горит водород) - красные карлики массой около 0,01 солнечной, или 75 масс Юпитера. А что будет, если изначальное газо-пылевое облако еще легче?
В этом случае гравитационного давления не хватит, чтобы запустить термоядерную реакцию превращения водорода в гелий, и такой объект никогда не будет светить, т.е. излучать электромагнитные колебания видимого диапазона.
Но отсутствие термоядерных реакций с участием водорода еще не значит, что термоядерные реакции там не идут вообще. В таких недозвездах "горит" дейтерий, а в самых тяжелых, немногим легче красных карликов - еще и литий. Конечно, дейтерия в протозвездном облаке мало, а лития и того меньше, так что термоядерные реакции с их участием в образовавшейся недозвезде идут недолго - пока не исчерпается сырье. За это время они вместе с гравитационным сжатием немного нагревают недозвезду (температуры примерно от 500 до 2500 К, все что горячее - уже красные карлики), и по окончании термоядерных реакций объект просто потихоньку остывает, пока не остынет до температуры окружающего космоса. Остывание может длиться миллионы, возможно миллиарды лет.
Такие объекты были предсказаны, как только появились первые теории звездной эволюции (а это было недавно - в последние десятилетия). Сначала они описывались совершенно неверно, но постепенно модель все уточнялась. Им дали было наименование "черные карлики", но очень быстро выяснилось, что этот термин нужен в другом месте, и звезды-неудачницы переименовали в коричневые карлики. Так они сейчас и называются.
А что, если объект еще легче? Если гравитационного давления не хватает, чтобы набрать температуру, необходимую для запуска термоядерной реакции с участием дейтерия? В этом случае требуется, чтобы масса газо-пылевого облака была меньше 13 масс Юпитера. Тогда термоядерные реакции в таком объекте не начнутся никогда, и звездой его назвать уже нельзя. А можно и нужно - планетой, газовым гигантом. Таким образом, коричневые карлики - это класс небесных тел, промежуточных между обычными звездами и планетами.
За последние десятилетия с помощью коронографов и телескопов, работающих в инфракрасной области спектра, немало коричневых карликов было открыто на практике. Они - отнюдь не редкость в космосе. Большинство известных нам коричневых карликов являются спутниками обыкновенных звезд, но известно несколько совершенно самостоятельных. Больше того - коричневый карлик может иметь собственную планетную систему. Первым обнаруженным коричневым карликом, имеющим собственную планету, была звезда 2M1207 в созвездии Центавра.
На великой диаграмме
Поскольку коричневые карлики - это звезды, им должно найтись место на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Для того, чтобы их там разместить, пришлось, естественно, продлить горизонтальную ось (ось температур) вправо, за область красных карликов, а вертикальную (ось светимостей) - вниз относительно красных карликов же. Для коричневых карликов введены дополнительные спектральные классы.
Спектральные классы коричневых карликов:
М - мы знаем этот спектральный класс как класс красных звезд, но красные звезды доходят только до подкласса М6.5. Все, что холоднее - это уже коричневые карлики, самые теплые и самые крупные.
L и T - спектральные классы более холодных коричневых карликов, различаются линиями поглощения.
Y - теоретический спектральный класс очень холодных коричневых карликов, холоднее 700 К. Пока ни одного такого не нашли (очень трудно найти такие маленькие и холодные объекты, да еще и отличить их от планет.)
Расширенная мнемоническая фраза для запоминания порядка спектральных классов с учетом коричневых карликов:
Oh, be a fine girl, kiss me like that, yes.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела с коричневыми карликами.
Может возникнуть вопрос: если по вертикальной оси откладывается светимость, то как может идти речь о коричневых карликах, если они не светят? Очень просто: под "светимостью" следует понимать полную мощность излучения звезды, а коричневые карлики, хоть и не светят, излучают тепло. Так что к ним это понятие тоже применимо.
Они ближе, чем кажется
Коричневые карлики - объекты с точки зрения расположенной неподалеку биосферы совершенно безобидные (если только на вашем звездолете не сломался инфракрасный локатор): они, конечно, могут иногда вспыхивать и даже излучать рентгеновские лучи, но мощность этого всего настолько небольшая, что бояться нечего. Поэтому коричневым карликам "разрешено" находиться в непосредственной близости от планеты с биосферой, т.е. нашей с вами Земли. Ближайшие из известных находятся в созвездии Индейца, в 11 световых годах от нас. Но это не значит, что ближе к нам их не существует. Просто ближе к нам мало ярких звезд, и коронографам трудно вылавливать коричневые карлики в двойных системах; а одиночные коричневые карлики "поймать" весьма нелегко. Но, в принципе, они могут находиться на любом расстоянии от нас, даже ближе, чем Проксима Центавра.
Больше того. Возможно, один коричневый карлик не только находится в непосредственной близости от нас, но и входит в нашу систему и оказывает непосредственное влияние на жизнь на Земле. Речь идет о гипотетической Немезиде, предположительном спутнике нашего Солнца, находящимся от принципала на расстоянии примерно в 1 световой год (радиус Солнечной системы - 2 световых года). Дело в том, что геологи уже давно заметили: примерно через каждые 26 миллионов лет на Земле случается какой-то катаклизм, связанный с массовым вымиранием видов (самое известное - вымирание динозавров). Что может происходить регулярно раз в 26 миллионов лет? Предположили, что это ходит вокруг Солнца далекая звезда-спутник, которая, приходя в в определенное положение своей орбиты, так "трясет" облако Оорта (кучу хлама на окраинах Солнечной системы), что оттуда приходит куча комет и бомбит Землю, что, конечно, оказывается для биосферы весьма неприятно. За это невидимую звезду назвали Немезидой. Но пока открыть Немезиду не удалось. Хотя и исключить ее существование тоже.
Раньше предполагали, что Немезида - это очень тусклый красный карлик; но уже были проведены исследования, которые "просеяли" пространство вокруг Солнечной системы и "выловили" пару десятков неизвестных ранее красных карликов, и ни один из них пока не удалось соотнести с Немезидой. Так что, если Немезида существует, то она, вероятнее всего - коричневый карлик.
Знакомьтесь: звезды. Часть V - Небесное непостоянство
(Да-да. Продолжаем. А то вы, наверно, уже соскучились по знакомству со звездами. Но Джандер Солнечная Звезда потребовал столько сил, что на обычные звезды их какое-то время уже не оставалось.)
Это где вы в небе постоянство видели?
В древности небеса считались вечными и неизменными, в противовес вечно меняющемуся миру, т.е. Земле. Думать по-другому было, мягко говоря, не принято. Но тем не менее уже в древности люди начали замечать, что в неизменных небесах время от времени что-нибудь меняется. То "Звезда-Гостья" загорится, то комета прилетит, то вдруг солнце среди дня погаснет.
Конечно, поскольку неизменность небес считалась хорошим тоном, то все небесные неожиданности считались происходящими из противоположного лагеря - отсюда расценка комет и солнечных затмений как дурных предзнаменований. А как быть с приличной вроде бы звездой, которая "подмигивает" - регулярно меняет яркость? Средневековые арабы, ничтоже сумняшеся, обозвали ее "Алголь", т.е. "Дьявол".
Мы с вами уже знаем, что ничего дьявольского в Алголе нет, просто это затменно-двойная звезда, компоненты которой по очереди закрывают от нас друг друга, вот видимая яркость и меняется. В реальности никакого изменения яркости гигантских светящихся шаров не происходит, это в чистом виде оптически-пространственный эффект.
Но существуют и такие звезды, блеск которых действительно физически меняется.
Строго говоря, со временем меняется блеск всех звезд: ни одна звезда не светит с одной и той же яркостью от возникновения до конца. С этой точки зрения и наше Солнце, которое можно считать образцом звездного постоянства (не зря же нас сюда поселили) - переменная звезда: когда-то оно было более тусклым, а уж какие крендели будет выписывать его светимость на закате его дней - об этом лучше знать только в теории.
Но в современной астрономии переменными называют только те звезды, блеск которых меняется более-менее периодически, т.е. звезда становится то ярче, то тусклее за сравнительно небольшие промежутки времени (в пределах истории астрометрических измерений, т.е. хотя бы со времен Галилея).
За примерами далеко ходить не надо. Наша знакомая Бетельгейзе меняет видимый блеск от 0.3 до 1.2 звездной величины. При этом в максимуме блеска она самая яркая в своем созвездии, а в минимуме уступает постоянному Ригелю. От минимума до минимума может пройти от одного до четырех лет, точные значения минимумов и максимумов тоже разные от случая к случаю, в общем, колебания кажутся лишенными какой-либо закономерности. Но сейчас, имея материалы наблюдений Бетельгейзе за достаточно долгий срок, астрономы сумели разглядеть, что на длительных периодах рисунок колебаний вроде бы повторяется. Поэтому Бетельгейзе назвали семирегулярной ("полуправильной") переменной. Известно, что эти колебания блеска не кажущиеся, а реальные, и связаны они с тем, что само тело звезды пульсирует, меняя диаметр, плотность и температуру. При этом, сжимаясь, звезда разогревается, а расширяясь - охлаждается (вы знаете, что так ведет себя, в общем-то, любой газ). Мы знаем, что яркость звезды зависит от ее размеров и температуры - как же меняется яркость в данном случае, когда звезда, нагреваясь, уменьшается? Температура оказывается более сильным фактором (яркость пропорциональна площади поверхности в первой степени, а температуре - в четвертой!), поэтому при сжатии звезда становится ярче, а при расширении тусклее, хоть это и кажется парадоксальным.
У переменных звезд огромное количество разновидностей. Рассказ про них всех занимает целую книгу. Когда погружаешься в сведения о переменных звездах, переменность в Космосе начинает казаться нормой, а постоянное ровное горение, как у Солнца - экзотикой, счастливым билетом, выпавшим биосфере, которую мы с вами имеем счастье населять. Поэтому познакомимся только с некоторыми, самыми главными и, возможно, самыми интересными видами звездной переменности.
Пульсирующие и вспыхивающие
Хотя переменные звезды могут быть очень разными, все они делятся на два больших типа: пульсирующие и вспыхивающие. У пульсирующих звезд, как у Бетельгейзе, пульсирует само тело звезды, а у вспыхивающих время от времени происходят вспышки, порожденные различными причинами. В отдельный класс выделяются затменно-переменные звезды типа Алголя, но они не являются настоящими переменными, так как их переменность только кажущаяся.
Каппа-механизм
Этот механизм звездных пульсаций предложил еще в 1917 году великий астроном сэр Артур Эддингтон, хотя самому ему предложенный механизм казался фантастическим. Эддингтон попытался уподобить пульсирующую звезду тепловому двигателю, в котором в период сжатия вместо поступления энергии происходит уменьшение ее оттока. Для звезды это означает, что во время сжатия почему-то уменьшается прозрачность ее оболочек. Отсюда и каппа-механизм - в астрономии прозрачность звездных оболочек обозначается греческой буквой каппа. Что именно там происходит, и почему прозрачность уменьшается, Эддингтон не пытался предположить, так как считал свое предположение слишком фантастичным и пытался построить другие теории звездной переменности.
Только в 1953 году, когда ни одной другой осмысленной теории придумать не удалось, советский физик С.А.Жевакин предположил, что прозрачность звездных оболочек меняется из-за различной степени ионизации гелия. В звезде имеется слой, в котором в период расширения гелий однократно ионизован (от каждого атома гелия оторван один электрон), а в период сжатия и, соответственно, нагрева, происходит двукратная ионизация (от каждого атома гелия отрывают последний электрон, оставляя голые альфа-частицы). Так вот, этот самый дважды ионизованный гелий менее прозрачен, чем однократно ионизованный. В результате энергия, выработанная внутри ядра, частично там задерживается, не передаваясь наружу и не высвечиваясь, оболочки остывают, расширяются... гелий опять становится однократно ионизованным, и задержанная энергия высвечивается наружу. После этого гравитация опять заставляет оболочки сжаться, и все начинается снова.
На данный период этот вариант каппа-механизма считается общепринятым для описания практических всех видов пульсационной переменности звезд. Хотя его еще и не доказали (ибо никто еще не щупал переменные звезды и не мерил прозрачность их внутренних слоев).
Полоса нестабильности
А как располагаются переменные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела?
Оказывается, широкой полосой, пересекающей диаграмму справа налево-сверху вниз. Эта полоса пересекает все последовательности на диаграмме, от сверхгигантов до белых карликов (про гипергиганты не знаю, наверно тоже пересекает). То есть даже звезды главной последовательности, которые еще Жевакин считал по определению не способными к пульсациям из-за их компактной структуры - ну нету у них раздутых оболочек - тоже могут быть переменными.
Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Границы полосы показаны пунктирными наклонными линиями.
Эта полоса определяется математическими моделями на основе каппа-механизма. В настоящее время известны некоторые пульсирующие звезды, которые не попадают в эту полосу; но и для них переменность удается описать, используя модифицированные варианты каппа-механизма.
Наиболее известными среди пульсирующих звезд являются два класса: цефеиды и мириды.
Цефеиды
Их прозвали "маяками Вселенной", и хотя это прозвище давно превратилось в астрономический штамп, оно весьма точно отражает ту роль, которую данный класс переменных звезд получил в процессе изучения Космоса. Дело в том, что у этих переменных не только постоянный период колебаний, но и железная связь этого самого периода со светимостью.
Сейчас я вас напугаю. (Гуманитарии могут пропустить.)
M_v = -2.81 log(P) - (1.43 +- 0.1)
Здесь М_v - средняя абсолютная величина цефеиды, а P - период ее колебаний в днях.
Таков современный вид этой зависимости, которую впервые вывела эмпирическим путем в 1908 году астроном Генриетта Свон-Льюитт, и с тех пор ее многократно уточняли. Так что - находим цефеиду, определяем период, берем формулу и р-раз! - получаем ее среднюю абсолютную величину, а она однозначно связана со светимостью. А что это значит? А то, что цефеиды дают возможность определять их светимость независимо от расстояния, а потом уже по полученной светимости - расстояние до нее. А ведь для большинства звезд расстояние можно только оценивать со смехотворной точностью (смешно сказать, но мы до сих пор точно не знаем, на каком расстоянии от нас находится Бетельгейзе, в 430 световых годах или в 650) именно потому, что видимая яркость звезд зависит от расстояния, а независимо определить светимость не удается.
Поэтому цефеиды стали "опорными точками" в пространственных изменериях Вселенной. Если цефеида входит в звездное скопление, значит, можно определить расстояние до этого скопления. Если в другую галактику - пожалуйста, вот расстояние до той галактики. А если цефеида висит в пространстве просто так, сравнительно недалеко от нас,то можно изучать степень прозрачности космического пространства и проводить массу других исследований.
Почему цефеиды имеют такие строгие периоды колебаний и такую четкую их связь со светимостью, мы точно не знаем. Каппа-механизм этого не объясняет.
Все цефеиды - сверхгиганты спектральных классов от F6 до K2. Периоды колебаний у них бывают от нескольких суток до нескольких месяцев. По массе они существенно превосходят Солнце, по светимости - до тридцати тысяч раз. Благодаря такой роскошной светимости цефеиды заметны издалека, а с помощью современных чувствительных телескопов их можно увидеть даже в очень и очень далеких галактиках.
Я уже слышу, как зал требует примеров. За примерами ходить недалеко. Первой открытой цефеидой была Эта Водолея, чья переменность была замечена еще в 1784 году Эдвардом Пиготтом, но первое планомерное исследование цефеиды провел уже упоминавшийся Джон Гудрайк, тот же, который исследовал и объяснил переменность Алголя. Гудрайк исследовал звезду Дельта Цефея и установил ее строгую периодичность. Поэтому этот класс звезд и назвали цефеидами.
Дельту Цефея видел всякий, кто когда-нибудь задерживал взгляд на звездном небе: Цефей - незаходящее созвездие недалеко от Большой и Малой Медведиц, имеющее довольно характерные очертания "Домика".
Созвездие Цефея на звездной карте.
Дельта Цефея - левый нижний угол "домика". Но существует еще одна цефеида, которую наверняка видели все, и которую на небе может найти любой, кто может найти на небе хоть что-то. Причем она к тому же еще и самая близкая к нам из всех цефеид. Это - Полярная звезда.
Точнее, конечно, ее главный компонент, Полярная А. Система Полярной находится от нас на расстоянии 430 световых лет, это не кажется так уж близко, но я напоминаю, что поблизости от Солнечной системы сверхгигантов вообще нет - биосфера, биосфера, господа!
Кстати, нужно внести уточнение: когда я писала, что Бетельгейзе - самый близкий к нам сверхгигант, речь шла все-таки о красных сверхгигантах, которые самые большие во Вселенной. Полярная, по современным понятиям, заметно ближе Бетельгейзе (430 световых лет против 650), но она и заметно меньше. Следует также отметить, что расстояние до Бетельгейзе до сих пор мы можем только оценивать (а значит, и ее светимость - тоже), а уж расстояние до Полярной мы знаем точно, ибо она - цефеида!
Период пульсаций Полярной звезды - около четырех дней.
Удивительные звезды
Этот класс переменных, Мириды, назвали в честь "прототипа" (первой открытой или исследованной звезды данного типа) - звезды Омикрон Кита, которую еще в древности назвали Мира, что не помню на каком языке означает "Удивительная". Удивительное в ней было все то же - непостоянство блеска, странное в неизменных небесах. Причем серьезное такое непостоянство - неторопливые, более трех месяцев продолжительностью, колебания блеска больше чем на целую звездную величину (в 2,5 раза), а рекордсменка С Лебедя имеет амплитуду блеска в 11 звездных величин!
Все эти звезды - красные гиганты (не сверхгиганты) в очень позднем периоде своей жизни. Обычно они массой не больше двух солнечных, но светимости у них могут быть огромными из-за их "распухших" оболочек. Причина их пульсаций также связывается с колебаниями прозрачности оболочек, но для мирид нет такой четкой зависимости светимости от периода пульсаций, которая установлена для цефеид. Кроме того, не будучи сверхгигантами, они могут быть и поближе к нам, чем цефеиды, что позволяет сфотографировать их с высоким разрешением (не в виде точки). На этих фотографиях видно, что мириды обычно имеют не шаровую, а эллипсоидальную форму, что говорит об их весьма быстром вращении.
Фото звезды Мира, полученное телескопом "Хаббл" (NASA/ESA credit). Отчетливо видно, что звезда не шарообразна. Также отчетливо виден "хвост", уходящий к невидимому в данном разрешении спутнику.
Новые звезды
Пожалуйста, не думайте, что речь действительно идет о новых, т.е. недавно загоревшихся звездах. Новые звезды - это астрономический термин, обозначающий определенный класс переменных звезд - и не более того.
Когда-то их назвали "Новыми", потому что раньше на этом месте звезды не было, а теперь вдруг появилась - как еще такое назвать? Но это было задолго до эпохи телескопов, а с тех пор выяснили, что новые звезды, конечно, совсем не новые, просто тусклые, невидимые невооруженным глазом, но имеющие привычку ярко вспыхивать. Именно привычку, потому что вспышки Новой звезды повторяются с приличной регулярностью, что дает им полное право называться переменными звездами (вспыхивающими, в отличие от описанных выше пульсирующих). Кроме того, имеется любопытный факт: через 2 недели после вспышки все Новые имеют примерно одинаковую светимость.
Что же такое Новые звезды?
А вот что такое.
Туманность Тарантул в Малом Магеллановом Облаке
Правда, вообще говоря, туманности - это такая штука, которой сложно дать точное определение. Когда-то "туманностями" называли вообще любые объекты с более-менее размытыми краями. Например, "Туманность Андромеды", которая, как мы знаем, на самом деле гигантская галактика.
Кроме того, туманности отчетливо делили на пылевые и газовые. Даже такие корифеи, как Б.А.Воронцов-Вельяминов, рассматривали в своих книгах пылевые туманности в разделах "мир твердого вещества", а газовые - в разделах "мир газа". Теперь же мы знаем, что во всех туманностях присутствует и газ, и пыль, вопрос только в процентном соотношении.
Больше того. "Туманностями" называют и продолжают называть такие объекты, которые мы хоть как-то в состоянии увидеть в видимом свете. Прозрачное для нас облако газа, охватывающее все созвездие Ориона, мы называем "Молекулярное облако Ориона", а никак не туманностью; "Туманность Ориона" же - крохотная часть этого громадного облака, прославившаяся потому, что ее подсвечивает так называемая "трапеция Ориона", группа юных звезд, и благодаря им мы видим туманное светящееся пятнышко в "Мече Ориона".
Астеризм Меч Ориона крупным планом. В центре яркое пятно с нерезкими краями - Туманность Ориона.
Туманность Ориона крупным планом
Туманности также от века делили на "темные" и "светлые". Прекрасный пример светлой туманности приведен выше, темные же туманности - это очень темные области на небе, выделяющиеся на более светлом окружающем фоне. Поскольку, вообще говоря, ночное небо и так черное, чтобы увидеть "темную туманность", надо смотреть на какую-то изрядно засвеченную его область... ну вы уже поняли, что, например, на Млечный Путь. На фоне этой бледной светящейся полосы там и тут встречаются черные-пречерные пятна. Раньше считали, что это "дыры" в небесной сфере, сквозь которую виден дальний космос. Теперь мы знаем, что Млечный Путь - это проекция диска Галактики на наше небо, и никаких дыр в Галактике нет; черные же пятна, ака темные туманности - это облака пыли, закрывающие некоторые области Млечного Пути. То, что их заметное количество именно на фоне Млечного Пути - это не случайность, а отражение особенности строения Галактики: межзвездные облака с большим количеством пыли концентрируются именно в плоскости Галактики, т.е. в плоскости Млечного Пути.
Туманность Угольный Мешок на фоне Млечного пути. Видны Альфа Центавра и Южный Крест
В частности, именно такие пылевые облака, концентрирующиеся в плоскости Млечного Пути, и закрывают от нас центр Галактики, который мы в результате можем видеть только в инфракрасном свете. Вероятно, это грустно и неромантично, что мы не можем увидеть центр Галактики своими глазами - если бы не темные туманности, он бы сверкал на звездном небе ярче Луны - но оттуда идет такое излучение, что ну его нафиг. У нас биосфера, нам требуется защита от любых источников неприятных излучений. Вы ведь помните, что Солнечная система находится в очень неслучайном месте, да?
Область Млечного Пути в направлении на центр Галактики в видимом свете. Центр закрыт пылевыми облаками - темными туманностями.
Нередко темные туманности видны на фоне светлых. Например, темная туманность Конская Голова в Орионе находится все-таки не на фоне Млечного Пути (хотя он совсем рядом), а на фоне еще одного слегка подсвеченного молодыми звездами фрагмента Молекулярного Облака Ориона.
Туманность Конская Голова
Таким образом, можно сказать, что туманности - это космические облака пыли и/или газа (нейтрального или ионизованного), которые мы так или иначе видим.
С темными туманностями все понятно - мы их видим на фоне чего-то более светлого, потому что в них высокий процент пыли, т.е. твердых частиц, поглощающих свет. А почему светятся светлые туманности? Понятно, что сами они светиться не могут - для этого в светлой туманности должен происходить термоядерный процесс, т.е. она должна стать звездой. Значит, они светятся "чужим" светом. Как это бывает, мы с вами сейчас и посмотрим.
Чаще всего, если что-то в космосе светится не само, выясняется, что светится оно отраженным светом. К этому мы привычны: отраженным светом светятся Луна, все планеты, кометы и метеоры. Среди светлых туманностей тоже есть такие, которые светятся отраженным светом. Их так и называют - отражательные туманности.
Например, красивая нежная отражательная туманность окружает уже знакомое нам звездное скопление Плеяды. Правда, увидеть ее можно только на фотографиях высокого качества - она настолько прозрачна, что невооруженным глазом не видна.
Плеяды с отражательной туманностью. Туманность видна в виде легкой голубой "засветки", окутывающей крупные звезды Плеяд.
Часто отражательные туманности, в отличие от туманности Плеяд, отражают свет какой-то одной крупной звезды. В основном они бывают синих и голубых оттенков, потому что синий свет лучше рассеивается при отражении. Одно из немногих исключений - красная отражающая туманность, окружающая звезду-красный сверхгигант Антарес.
Отражательные туманности в созвездии Ориона
Другая разновидность светлых туманностей - эмиссионные. Это туманности представляют собой облака сильно ионизованных газов (плазмы), которые переизлучают "вложенную" в них энергию. Для возникновения подобного свечения туманности требуется мощная звезда или даже целая группа звезд - чаще всего недавно возникших из этой же туманности. Понятно, что для возбуждения эмиссионного свечения требуется много энергии, и фотоны в результате получаются не слишком высокоэнергетическими, поэтому эмиссионные туманности, в отличие от отражательных, обычно бывают красными. Но бывают и зеленые и синие - все зависит от того, насколько мощный источник ионизующего излучения имеется. Туманность Ориона и Туманность Тарантул относятся именно к эмиссионым туманностям. Еще один эффектный пример эмиссионной туманности - Северная Америка в созвездии Лебедя.
Туманность Северная Америка (справа от нее - менее крупная эмиссионная туманность Пеликан)
К эмиссионным относятся и так называемые планетарные туманности. Это сравнительно небольшие туманности, получившие свое название за сходство с дисками планет. В отличие от вышеописанных туманностей, планетарные обычно имеют весьма четкую форму. Сейчас известно, что планетарные туманности - это оболочки, сброшенные звездами-гигантами. Ионизует их ядро - остаток сбросившей оболочку звезды. Самая знаменитая из них - планетарная туманность Кошачий Глаз в созвездии Дракона.
Планетарная туманность Кошачий Глаз
Планетарная туманность Песочные Часы в созвездии Муха
Ну и последний важный тип туманности, с которым мы сегодня познакомимся - это туманности, про которые точно известно, что они являются остатками взрывов Сверхновых. (Обратите внимание, что планетарные туманности произошли в результате сбросов оболочек звезд, но не взрывов Сверхновых! Это разные процессы, с которыми мы еще познакомимся, но уже за пределами этого элементарного курса.) Самая знаменитая - конечно же, Крабовидная туманность в созвездии Тельца.
Крабовидная туманность - остаток "Звезды-гостьи", вспыхнувшей 4 июля 1054 года
Разглядывая все эти прекрасные фото, вы, конечно, увидели, что практически все туманности имеют волокнистую структуру. Это связано с тем, что все туманности пронизывают мощные магнитные поля, порожденные звездами. Магнитные поля затрудняют движение вещества поперёк силовых линий и приводят к развитию подобных волокнистых структур (подробнее объяснит магнитогидродинамика). Причем магнитному полю подчиняются не только молекулы газа, но и частицы пыли, потому что они электрически заряжены. Волокнистая структура туманностей - довольно редкое видимое проявление электромагнитных взаимодействий в космосе (исключая, конечно, свет как таковой!)
Ну вот, в цикле "Знакомьтесь: звезды" осталась только одна статья - про межзвездное пространство - и можно переходить к темам поинтереснее.
Знакомьтесь: звезды. Часть IX - непохожие тезки
Прежде, чем переходить к рассмотрению межзвездного пространства, стоит познакомиться еще с одной разновидностью звездных объектов. Хотя бы потому, что они играют просто гигантскую роль в исследованиях формы нашей Галактики и ее эволюции.
Мы знаем, если несколько звезд связаны гравитационно и подчиняются строгой иерархии (вокруг крупной звезды или пары звезд вращается одна или несколько звезд или звездных пар) - это называется звездной системой. Обычно в звездных системах не больше шести звезд. А как назвать объект, в котором несколько десятков, сотен или тысяч звезд, и все они гравитационно связаны?
Это называется звездными скоплениями.
Рассеянное звездное скопление NGC 290 в Малом Магеллановом облаке
Веселая компания
Звездные скопления - одни из самых красивых объектов на небе. Представьте себе десятки, сотни разноцветных звезд, тесно собравшихся в кучку на небольшом участке небосклона! Или не представляйте - просто посмотрите на вышеприведенную фотографию.
"Но почему же мы их не видим на небе?" - спросите вы. Видите. Больше того - два звездных скопления известны человечеству с древних времен. Это знаменитые Плеяды ака Стожары в созвездии Тельца, а также Гиады там же. Конечно, красоту, подобную показанной на фото, можно в Плеядах или Гиадах увидеть только в телескоп. Но и невооруженный глаз нам показывает весьма симпатичные картинки: изящную группу из шести или семи довольно ярких, тесно сгрудившихся звезд (Плеяды) или эффектную букву V, украшенную яркой виньеткой - звездой Альдебаран (Гиады). А довольно невыразительное на первый взгляд созвездие Волосы Вероники - тесная группа тусклых звезд - представляет собой еще одно скопление, т.е. все созвездие фактически из этого скопления и состоит.
Плеяды
Памятуя опыт прошлых статей, вы можете справедливо спросить: а "разрешено" ли звездным скоплениям появляться поблизости от Земли? Мы помним, что мироздание как будто защищает нас от всего, что может повредить биосфере, располагая опасные для нее космические объекты на безопасном расстоянии. Гиады находятся всего в 46 парсеках (151 св. год) от нас, поэтому они так красивы. Правда, они от нас потихоньку удаляются. Волосы Вероники, следующее по дальности скопление - в 90 парсеках, а третье место занимают Плеяды - 130 парсек. Видимо, эти скопления мироздание опасными не "считает".
Скопления, подобные описанным, имеют общие черты. Они включают в себя десятки или сотни звезд - не больше - и не обладают никаким выраженным внутренним строением. Хотя они, несомненно, гравитационно связаны, и составляющие их звезды движутся в пространстве вместе (т.е. с одинаковыми скоростями и в одинаковых направлениях), но эта связь весьма "свободная", ее мощности не хватает, чтобы "выстроить" скопление и устроить там какую-то иерархию. Больше всего такое скопление напоминает веселую компанию школьников или студентов, идущую по тротуару среди других прохожих: они идут тесной кучкой и явно направляются в одном и том же направлении, но в пределах группы толпятся как хотят.
Эти скопления называются рассеянными или, следуя появившейся в последнее время кальке с английского, открытыми (open clusters). Как и веселые компании друзей-одноклассников, рассеянные скопления долго не живут. Гравитационные взаимодействия с прочими галактическими объектами оказываются достаточно сильны, чтобы внести возмущения в непрочную связь, удерживающую вместе рассеянное скопление. В результате рассеянные скопления живут не дольше миллиарда лет (а некоторые и несколько миллионов). И то, что они еще существуют, и немало, означает только одно - они все время образуются заново.
Сейчас можно с уверенностью сказать, что рассеянные скопления - молодые образования, состоящие из довольно молодых звезд, возникших в одно и то же время в одном и том же месте. Опять получается аналогия со школьниками, которая подтверждается тем, что в рассеянных скоплениях нет или мало звезд-гигантов, т.е. звезд, у которых полностью выгорел водород в ядре - диаграммы Герцшпрунга-Рассела для этих скоплений состоят практически только из главной последовательности.
Рассеянные скопления очень помогают в изучении законов звездообразования: ведь сравнивая звезды в скоплении, мы можем быть уверены, что они все ровесники и имеют примерно одинаковый исходный состав, а значит, все различия в их температуре, спектрах и других характеристиках определяются только исходной массой.
Расстояния до рассеянных скоплений определяются с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Строят такую диаграмму для скопления, используя не абсолютную, а видимую звездную величину его звезд. Потом совмещают получившуюся главную последовательность с главной последовательностью на диаграмме, построенной для окрестностей Солнца, и определяют сдвиг одной последовательности относительно другой; этот сдвиг и дает "модуль расстояния" для скопления (разность видимой и абсолютной звездных величин составляющих его звезд), из которого нетрудно вычислить расстояние до скопления.
Этот и другие экстраполяционные методы с уверенностью показывают, что все известные нам рассеянные звездные скопления входят в состав галактического диска. А известно нам их больше тысячи, и можно быть уверенными, что это еще не все - ведь мы видим только сравнительно близкие к нам рассеянные скопления.
Ровесники Галактики
А вот это совсем другой коленкор.
На снимке - тоже звездное скопление, но как оно непохоже на Плеяды и Гиады!
Подобные объекты настолько отличаются от рассеянных звездных скоплений, что даже удивительно, что у них похожие названия. В них входят тысячи, иногда миллионы звезд, они имеют четкую шарообразную форму, входящие в них звезды концентрируются к центру. В отличие от рассеянных звездных скоплений, видимых только поблизости, эти видны издалека.
Есть и более серьезные отличия. Например, возраст. Мощная гравитация, заставляющая звезды стягиваться в плотный шар, не дает им разлетаться под воздействием внешних гравитационных возмущений. Поэтому они имеют возраст, сравнимый с возрастом Вселенной.
Их серьезный возраст подтверждает и тот факт, что они не концентрируются в диске Галактики, а образуют шаровое "гало" вокруг нее. Считается, что на первых порах своего бытия наша Галактика была шарообразной, и только потом под действием вращения приобрела форму блина с центральным утолщением. Объекты гало - это напоминание о первых днях Галактики, это гарантированно самые старые ее объекты, ее ровесники. Вот эти гигантские шаровые скопления (так их и называют) и формируют дальние пределы нашей Галактики, определяя ее границы.
И звезды, составляющие шаровые скопления, очень бедны металлами (помните, что в астрономии металлы - это все, что тяжелее гелия?), а значит - очень стары. Они относятся к предыдущему поколению звезд по отношению к нашему Солнцу.
Таким образом, если рассеянные звездные скопления - одни из самых молодых галактических объектов, то шаровые - одни из самых старых.
Расстояния до шаровых звездных скоплений можно определять тем же методом, что описан выше для рассеянных скоплений - с помощью совмещения главных последовательностей на диаграммах Герцшпрунга-Рассела для скопления и для окрестностей Солнца. Кроме того, расстояния до них определяются с помощью входящих в эти скопления цефеид. (Помните, цефеиды - это такие переменные звезды, у которых период однозначно связан со светимостью.) Все шаровые звездные скопления находятся от нас очень далеко - в тысячах световых лет.
Диаграммы Герцшпрунга-Рассела для шаровых скоплений имеют одну интересную особенность. Главная последовательность на таких диаграммах непременно имеет четко выраженный изгиб: ее левая верхняя часть загибается вверх, а часто и вправо. Это - та область, где звезды скопления покидают главную последовательность и начинают переходить в ветвь гигантов. По мере старения скопления в гиганты будут превращаться звезды все меньшей массы и светимости. Поэтому чем старше скопление, тем ниже и правее находится этот характерный изгиб. Так можно определить возраст шарового скопления. Эти оценки дают возраста скоплений до 12.7 миллиардов лет (сравнимо с возрастом самой Вселенной!)
Очень высокая плотность звезд в центральных областях шаровых скоплений приводит к интересным эффектам. Например, столкновения звезд там не редкость. Кроме того, там возникают некоторые редкие типы звезд или звездных систем, которых не бывает больше нигде. (Представьте себе, как выглядит небо на планете, вращающейся вокруг одной из звезд в ядре шарового скопления!) В последнее время получены свидетельства о существовании в центрах некоторых шаровых скоплений черных дыр промежуточной массы (промежуточной между массой черных дыр - остатков гигантских звезд и черных дыр в ядрах галактик).
Как образовывались эти древние скопления - пока неизвестно. Есть только некоторая уверенность, что они, как и рассеянные, возникали в одно и то же время в одном и том же месте. Но есть исключения.
Омега Центавра
Диаметр этого гигантского шарового скопления - 172 световых года. Во всей нашей Галактике нет более крупного, тяжелого и "населенного" - оно включает несколько миллионов звезд. А во Местной группе галактик его превосходит только одно, Майалл II в галактике Андромеды. Светится Омега Центавра как звезда 3.7 звездной величины (за каковую его и принимали довольно долго), а при наблюдении в телескоп выясняется, что оно занимает на небе такую же площадь, как Солнце или полная Луна. И это при том, что расстояние до него - почти 16 тысяч световых лет!
Спектры звезд, входящих в него, показывают поразительную для шарового скопления разнообразность. Непохоже, чтобы вся эта разношерстная компания где-то образовалась совместно.
Поэтому есть подозрение, что на самом деле Омега Центавра - это никакое не шаровое скопление, а... все, что осталось от небольшой галактики, "проглоченной" нашей Галактикой. Так же как и Майалл II, похоже, было когда-то вольной галактикой в своем праве, которая на беду свою встретилась с гигантской Галактикой Андромеды.
Сейчас, чтобы подтвердить или опровергнуть эту гипотезу, ученые пытаются обнаружить в ядре Омеги Центавра черную дыру и определить ее массу.
Знакомьтесь: звезды. Часть VIII - Звездные города
Ну вот, краткий вводный обзор звезд как таковых закончен, и теперь мы посмотрим, как они распределены в пространстве и что находится между ними.
Млечный Путь
Если вам повезет оказаться в ясную, желательно безлунную ночь в месте, где нет засветки (т.е. подальше от освещенных городов и крупных поселков), то где бы вы ни были, в любое время года, в любое время ночи и в любой точке Земли вы увидите на небе бледную неровную полосу, пересекающую небесную сферу почти точно по большому кругу. Это - знаменитый Млечный Путь, который наизусть знают все моряки, охотники и рыбаки, но который зачастую ни разу за всю свою жизнь не видят городские жители. Конечно, и в городе Млечный Путь никуда не девается, но его свет настолько слаб, что городская засветка заглушает его полностью даже тогда, когда в городе удается увидеть звезды.
Млечный Путь на небе
Что же это за полоса? Греки считали, что это молоко, которое разлила не то Гера, не то коза Амальтея, не то еще какая-то небесная кормилица, поэтому и назвали ее Млечным Путем. Китайцы считали, что это река, обтекающая все небо вокруг. Но мы-то знаем (с), что на небе нет рек, а пролить молоко в космосе в таких количествах все равно немыслимо.
Ответ дало подробное изучение космоса. Выяснилось, что звезды во Вселенной распределены не равномерно, а собираются в гигантские звездные системы размерами в тысячи и сотни тысяч световых лет, содержащие миллионы звезд, связанных гравитационными силами и вращающихся вокруг общего центра. Наше Солнце тоже входит в одну из таких систем, причем в одну из самых огромных среди известных. Система эта имеет форму этакой чечевицы, или диска с утолщением в середине. Солнце находится ближе к краю диска, но почти в его центральной плоскости.
Представьте себе, что вы маковое зернышко и находитесь в дырке лежащего на столе бублика. Каким вы увидите бублик? Правильно, в виде широкой круговой полосы вокруг себя. Теперь представьте себе, что вы вместе с бубликом висите в пространстве, не вылетая за пределы бублика по высоте. Вы можете видеть все и сверху, и снизу, но бублик по-прежнему будет широкой полосой, проходящей примерно по большому кругу видимой сферы. Теперь вернитесь к своему нормальному размеру и съешьте этот бублик, чтобы он не сбивал вас с толку, потому что у нашей гигантской звездной системы никаких дырок в середине нет. Но тем не менее, глядя на бледную широкую полосу Млечного Пути, мы видим именно ее диск изнутри, то есть огромное количество составляющих этот диск звезд. Их так много и они так далеко, что для нашего глаза они сливаются в единую бледную светящуюся полосу. Поэтому ученые, не очень долго думая, и назвали всю нашу систему Млечным Путем, для верности и единообразия взяв в качестве корректного термина греческий вариант этого названия - Галактика.
Конечно, прежде чем понять, как устроена наша собственная Галактика и причем тут Млечный Путь, астрономы успели углядеть на небе другие аналогичные звездные системы. Но то, что бледная полоса на небе и загадочные туманные пятнышки имеют между собой нечто общее, поняли далеко не сразу. Когда это стало ясно, другие "звездные города" тоже стали называть галактиками - с маленькой буквы.
Магеллановы Облака, Туманность Андромеды и другие
Этот странный объект в созвездии Андромеды известен китайским астрономам еще с X века, когда его обозвали "маленьким облачком". Наблюдать "облачко" в телескоп начали с 1612 года, в конце XVIII века оно было внесено в каталог туманностей Мессье под номером М31, Гершель считал его ближайшей к нам туманностью, и только во второй половине девятнадцатого века, когда были получены спектры М31, возникло подозрение, что вообще-то эта штука состоит из множества звезд. В 1885 году эта мысль получила неожиданное подтверждение: в "облачке" взяла и вспыхнула Сверхновая. Потом разглядели спиральную структуру "облачка", но тогда считали, что оно находится сравнительно недалеко, и приняли его за формирующуюся планетную систему. И только в начале двадцатого века наконец поняли, что "облачко" находится гораздо дальше, за пределами нашей Галактики, и представляет собой самостоятельную звездную систему. За "облачком" в популярной и НФ-литературе сохранилось старое название "Туманность Андромеды", но корректное астрономическое его название - Галактика Андромеды.
Галактика Андромеды в видимом свете. Видны две галактики-спутника (овальное пятно на переднем плане и крупное круглое пятно с туманными краями на заднем)
Галактику Андромеды очень удобно разглядывать в современные телескопы, она изящно расположена "наискось" и, насколько мы можем сейчас судить, похожа на нашу Галактику, как родная сестра. Правда, Галактика Андромеды в полтора раза побольше нашей и отличается деталями строения, но зато ее гораздо удобнее непосредственно наблюдать снаружи, чем получать косвенные свидетельства об устройстве и свойствах нашей Галактики, находясь внутри нее.
Моряки, плававшие в южное полушарие, хорошо знали два довольно крупных бледных облака, напоминающих оторванные клочки Млечного Пути - они с давних пор служили там навигационными объектами. Во время кругосветного путешествия Магеллана летописец экспедиции А.Пифагетта предложил в память об умершем начальнике назвать эти облака Магеллановыми, и название прижилось. Много лет спустя выяснилось, что Магеллановы Облака похожи на Млечный Путь не случайно: это две отдельных небольших галактики. Причем находятся они довольно недалеко от нашей Галактики и, похоже, являются ее спутниками (этот вопрос одно время считался решенным, а сейчас опять дискутируется). Точно известно, что друг с другом они гравитационно связаны очень тесно и даже плавают в общем водородном облаке.
Магеллановы Облака
Если эти маленькие галактики на нашем небе смотрятся весьма эффектно, то представьте себе, как выглядит для тех, кто живет в Магеллановых Облаках, наша Галактика. (Примерно так, как Галактика Андромеды на фото, только безо всяких телескопов). Представьте себе, как жители Магеллановых Облаков завидуют нам, живущим в такой громадной и великолепной галактике!
В созвездии Треугольника (между Андромедой и Рыбами) имеется еще одна крупная галактика, которую можно наблюдать невооруженным глазом (опять же подальше от городской засветки) - Галактика Треугольника (М33 по каталогу Мессье). Это еще одна "сестра" нашей Галактики, расположенная даже еще удобнее для наблюдений, чем Галактика Андромеды - она видна практически плашмя, но она заметно меньше нашей Галактики (в 2 раза по диаметру и в несколько раз по массе).
Галактика Треугольника
Больше никаких галактик на небе Земли невооруженным глазом увидеть нельзя. Но с помощью телескопов сумели открыть массу других галактик. Сначала это были в основном небольшие галактики (вроде Магеллановых Облаков и еще меньше), группирующиеся вокруг нашей Галактики, Галактики Андромеды и Галактики Треугольника - галактики-спутники. Дело в том, что все эти галактики находятся сравнительно недалеко друг от друга (гм... по галактическим масштабам), гравитационно связаны друг с другом и представляют собой так называемую Местную Группу галактик. Сейчас в Местной группе известно более 50 галактик, но сколько их там на самом деле, пока неизвестно - новые мелкие галактики продолжают обнаруживать.
Местная группа галактик - это очень примечательное образование, потому что оно представляет собой принципиально важный уровень иерархии в масштабах Вселенной. Как известно, Вселенная расширяется, то есть входящие в нее Галактики разбегаются друг от друга. А это значит, что эти самые галактики не связаны друг с другом гравитацией. С другой стороны, мы знаем, что практически на всех известных нам уровнях вселенской иерархии есть гравитационная связь: планет со звездами, звезд друг с другом, звезд в галактиках и даже галактик друг с другом... Так вот, Местная группа - это последний уровень иерархии, включающей Солнце, на котором между объектами существует гравитационная связь. То есть галактики Местной группы в процессе расширения Вселенной не разбегаются друг от друга. Дальше идут скопления и сверхскопления галактик, также обладающие определенной структурой, но гравитация их уже не связывает. Можно сказать, что во Вселенной друг от друга разбегаются именно отдельные группы галактик вроде нашей Местной группы.
Секстет Сейферта - группа галактик, аналогичная Местной группе
Какие бывают галактики
Когда возможности телескопов позволили выйти за пределы Местной системы, астрономы обнаружили тысячи и тысячи различных галактик. Но все они укладываются в сравнительно небольшое количество разновидностей.
Прежде всего, галактики делятся по размерам на гигантские, средние и карликовые. Мы можем гордиться: наша Галактика, имеющая диаметр в 100 000 св. лет и 1000 св. лет в поперечнике, относится к классу гигантских. Понятно, что Галактика Андромеды тоже. Галактика Треугольника считается галактикой средних размеров, Магеллановы Облака - карликовые галактики. Карликовых галактик большинство среди известных. Часто карликовые галактики тяготеют к гигантским и средним и являются их спутниками. У нашей Галактики сейчас известно 14 галактик-спутников, у Галактики Андромеды - 18, у Галактики Треугольника точно известен только один спутник. Кроме того, в Местной группе имеются полтора десятка карликовых галактик, ни к одной из более крупных галактик не тяготеющих.
Кроме того, галактики бывают различной формы и строения: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.
Эллиптические галактики, понятно, представляют собой большой звездный эллипс или даже шар. В последнем случае я не очень понимаю, чем такая галактика отличается от очень большого шарового звездного скопления, но астрономы это тоже не очень хорошо понимают и зачастую путают одно с другим. Большинство известных эллиптических галактик - карликовые.
Линзовидные имеют форму чечевицы: диск со вздутием (так называемым балджем) посередине.
Спиральные галактики имеют точно такую же форму, но если посмотреть на них не сбоку, а плашмя, то оказывается, что в диске более или менее отчетливо выделяются спиральные ветви (рукава), раскручивающиеся из центра галактики. К этому типу галактик относятся Галактика Андромеды и Галактика Треугольника.
Великолепная спиральная галактика в созвездии Рыб
Спиральные галактики бывают "с перемычкой" - центральное утолщение у них пересекает какая-то яркая полоса, и спиральные ветви "растут" именно из концов этой полосы, а не из центра. Этот тип галактик нам, можно сказать, шкурно близок - именно к нему относится наша Галактика.
Неправильные галактики никакой конкретной формы не имеют, а представляют из себя нечто аморфно-клочковатое. Пример таких галактик - Магеллановы Облака. Правда, иногда в таких галактиках находят "остатки" спиральных структур (а может, наоборот, спирали в стадии формирования?) Нечто подобное нашли и в Магеллановых Облаках.
Путеводитель по Галактике
Познакомившись с галактиками вообще, вернемся в нашу Галактику и посмотрим, как она устроена и что в ней имеется.
Прежде всего, в Галактике имеется ядро. Ядра есть во всех галактиках. Посмотрите на фотографии галактик Рыб, Андромеды, Треугольника - у всех в центре находится необыкновенно яркое пятно. Это ядро, или балдж (утолщение) - огромное и очень тесное шаровое скопление, в которое входят тысячи звезд. Внутри ядра все время идет активное образование новых звезд. Мощность излучения галактического ядра такова, что оно должно сверкать на небе в несколько раз ярче полной Луны. Но повертите головой: вы видите на небе что-либо подобное? Нет.
Дело в том, что галактическое ядро от нас загораживают газовые и пылевые облака, которых очень много в плоскости нашей Галактики. И правильно делают: никто точно не знает, что за процессы происходят в ядре Галактики, но излучение его очень жесткое и для нашей хрупкой биосферы совсем неполезно. (Вам не кажется, что местоположение Солнечной системы в Галактике не случайно? Который это уже по счету параметр, показывающий, насколько правильно и удобно она расположена именно для биосферы?) Находится галактическое ядро в созвездии Стрельца примерно в 27 тысячах световых лет от нас.
А в самом центре ядра находится сверхмассивная черная дыра массой примерно в 4 миллиона солнечных. Такие черные дыры есть в ядрах всех галактик, и они по всем параметрам капитально отличаются от тех крохотных черных дыр, которые возникают после взрывов Сверхновых звезд. Вещество, падающее на эту черную дыру, излучает в ренгтеновском диапазоне, так что в центре Галактики имеется мощный источник рентгеновского излучения.
Ядро пересекает перемычка, или бар - плотное удлиненное образование из звезд и межзвездного газа. Почему он возникает, какова его роль и почему бар имеется не во всех спиральных галактиках - никто толком не знает.
Далее, вокруг ядра вращается диск - тонкий и протяженный "блин" из звезд. Именно диск проецируется на земное небо в виде Млечного пути. У спиральных галактик, в том числе у нашей Галактики, этот "блин" имеет четко выраженную структуру: спиральные ветви, раскручивающиеся от концов перемычки (у тех спиральных галактик, где перемычки нет, спиральные ветви раскручиваются прямо от ядра). Наше Солнце находится в одной из таких ветвей, или рукавов: сравнительно небольшом "рукаве Ориона".
Примерно так, должно быть, выглядит наша Галактика "сверху". Указано положение Солнца.
Схема спиральных рукавов Галактики. Показана орбита Солнца.
В центральной плоскости диска - так называемой экваториальной плоскости Галактики - сконцентрировано множество газовых и пылевых облаков.
Ну, и все это охватывает так называемое "Гало" - редкая рассеянная сфера звезд. То есть на самом-то деле наша Галактика шарообразна (или эллипсоидальна), но шарообразное гало настолько разрежено, что диск и балдж очень резко выделяются на его фоне.
Следует иметь в виду, что для всех звезд в окрестностях Солнца - окрестностях по галактическим масштабам -общий вид Млечного Пути неизменен. Окажитесь вы около Альфы Центавра, Сириуса, Веги или даже Бетельгейзе - привычные нам звезды могут сдвинуться, созвездия деформируются и смешаются, но Млечный Путь по-прежнему будет охватывать небо громадным кольцом. То же самое будет в любой точке пространства, находящейся в пределах галактического диска, даже с противоположной от Солнца стороны.
Следует также понимать, что все отдельные звезды, которые мы видим на небе, принадлежат нашей Галактике. Отдельные звезды в других галактиках разглядеть можно, но только в современные мощные телескопы, а так мы в лучшем случае видим целые галактики в виде туманных пятнышек.
Волки от испуга скушали друг друга
У волков так не бывает, а у галактик - очень даже. На близком расстоянии между двумя галактиками возникают мощные приливные силы, которые тормозят их взаимное вращение и заставляют сближаться. При этом более крупная галактика поглощает более мелкие, а две (или больше) крупных галактики могут слиться в одну.
Так, прямо сейчас наша Галактика поглощает некрупную эллиптическую галактику Virgo Stellar Stream. Кроме того, крупнейшее в Галактике шаровое скопление Омега Центавра предположительно считается ядром некогда поглощенной карликовой галактики.
Прелестный Секстет Сейферта со временем сольется в одну галактику.
Но самое интересное - это предсказанное недавно столкновение нашей Галактики и Галактики Андромеды. Два гиганта Местной группы неумолимо сближаются, так что через три миллиарда лет Галактика Андромеды приблизится настолько, что ее звезды станут видны невооруженным глазом - представляете, какая будет красота? А потом (еще через полтора-два миллиарда лет) две гигантских галактики с немаленькой вероятностью столкнутся. Что будет? Да ничего особенного: Галактики ведь не плотные образования, между отдельными звездами имеются огромные пространства. Так что галактики просто сольются в одну супергигантскую галактику. Что при этом будет с Солнечной системой? Две возможности: либо ничего не будет, так и останется летать в этой супергалактике, либо гравитационные взаимодействия вышвырнут ее из Галактики. Но в любом случае нас это будет интересовать мало, так как Солнцу осталось жить около 5 миллиардов лет, так что ко времени столкновения у человечества будут другие интересы.
Знакомьтесь: звезды. Часть XI - Мы не в пустоте живем!
Нам с детства приводили космический вакуум как пример полной (ужасный оксюморон) пустоты. Мол, стоит покинуть пределы уютной земной атмосферы, и попадете в пространство, в котором Нету Ничего. Эта идея хорошо дополнялась древним астрономическим приближением насчет того, что космическое пространство полностью прозрачно - правильно, если оно пустое, то чему там свет-то поглощать?
Но, хотя такой разреженности вещества, как в космосе, не достигли еще в самых лучших лабораторных вакуумах, все же считать космическое пространство "пустым" будет идеей не только неосторожной, но и некорректной.
На самом деле в космосе полно вещества. Да, разреженного, но учитывая космические пространства - его много. Кроме того, космос пронизан различными полями, каковые тоже есть разновидность материи. Так что разглядывание космического пространства - по-своему крайне увлекательное занятие.
За порогом
Ближе всего к нам находится, понятное дело, межпланетная среда - наша "домашняя" разновидность Космоса. Межпланетная среда определяется как внутреннее пространство Солнечной системы. И хотя понятие о границах Солнечной системы может быть разной, она часто определяется не какими-то орбитами далеких тел, вращающихся вокруг Солнца, а именно взаимодействием материи, заполняющей межпланетное пространство, и материи внешней.
Прежде всего стоит понимать, что среда, в которой находятся планеты, достаточно изолирована от внешнего Космоса и неплохо от него защищена. И делает это солнечный ветер - потоки частиц, излучаемые Солнцем. Давление солнечного ветра "выдавливает" космические лучи и космические частицы из Солнечной системы. Поверхность, где давление солнечного ветра уравнивается с давлением межзвездной среды (звездного ветра), называется гелиопаузой и считается границей Солнечной системы. Внутренняя область гелиопаузы, заполненная солнечным ветром, называется гелиосферой. Расстояние гелиосферы от Солнца - от 110 до 160 астрономических единиц.
При такой оказии познакомимся с солнечным ветром поближе. Это - поток частиц, улетевших с поверхности Солнца; все они, как правило, заряжены; короче, это потоки плазмы, постоянно испускаемые Солнцем. Где заканчивается солнечная корона и начинается солнечный ветер, сказать, строго говоря, нельзя - звезда переходит в космос постепенно. Причем это относится к любой звезде, не только к Солнцу.
Плазма эта несет с собой магнитное поле Солнца. Поэтому магнитные поля крупных планет ее отталкивают, а те, у которых своего магнитного поля нет (например, Луна), получают по полной. Таким образом, магнитное поле Земли защищает нас от солнечного ветра, а солнечный ветер (и магнитное поле Солнца) - от звездного ветра и прочих прелестей межзвездной среды.
Межзвездные облака и пузыри
С туманностями мы уже знакомы. Но туманность - это такое облако из пыли и газа, которое чем-нибудь подсвечено так, что мы его видим (глазами или на фото). А если оно как суслик - его не видно, а оно там есть? Тогда это называется межзвездными облаками или молекулярными облаками. В большинстве случаев межзвездные облака состоят из нейтральных молекул, но бывают и ионизованные.
Через одно такое межзвездное облако наша Солнечная система проходит прямо сейчас. Называется оно "Местное межзвездное облако", имеет поперечник около 30 световых лет и очень низкую плотность 0.1 атом на кубический сантиметр. Температура этого облака - 6000 К, как на поверхности Солнца. А вы думали, что в космосе очень холодно? Конечно, речь идет о так называемой "кинетической" температуре, определяемой скоростями движения молекул. Солнечная система вошла в это облако 50-150 тыс. лет назад и собирается пребывать в нем еще 10-20 тыс.лет. В это же облако погружены все ближайшие к нам звезды, включая нашу знакомую Альфа Центавра, а также Альтаир, Вегу и Арктур.
Юмор ситуации в том, что плотность Местного межзвездного облака... в пять раз меньше, чем плотность межзвездной среды. Какое же оно облако, спросите вы? Но дело в том, что это облако погружено в так называемый "Местный пузырь" - не смейтесь, это настоящее астрономическое название! В межзвездной среде встречаются такие области пониженной плотности, и их честно именуют "пузырями" (bubbles). Плотность Местного пузыря - 0.05 атомов на кубический сантиметр, т.е. в 2 раза меньше, чем у Местного межзвездного облака и в 10 раз меньше, чем у межзвездной среды. Тянется он примерно на 300 световых лет и имеет неправильную вытянутую форму, и Солнечная система находится в его пределах уже несколько миллионов лет. Кинетическая температура молекул в Местом пузыре также высока, настолько, что они даже излучают рентгеновские лучи - предполагается, что это результат взрыва Сверхновой.
Космическая пыль
Раньше, когда определяли цвет (а значит, температуру) далеких звезд и расстояния до них, принимали, что межзвездное пространство совершенно прозрачно, и свет проходит через него без ослабления и изменений. Но это не так. Космическая пыль и газ поглощают свет, кроме того, они рассеивают его коротковолновую составляющую, заставляя приходящий издалека свет краснеть.
Наибольшая плотность поглощающей свет среды находится в плоскости Галактики (она же плоскость Млечного Пути), т.к. газово-пылевые облака концентрируются к этой плотности. Пространство в направлениях, перпендикулярных плоскости Галактики, наиболее прозрачно. Те объекты, которые мы там видим, наименее подвержены эффектам поглощения и покраснения света. Поэтому именно в этих направлениях современные мощные телескопы ухитряются разглядеть самые далекие и слабые объекты.
Состав межзвездной среды
В межзвездной среде можно найти ионы, атомы, молекулы и пылинки, а также космические лучи и звездные и галактические магнитные поля. Средняя плотность межзвездной среды - около 0.5 атома на кубический сантиметр. Понятно, что в облаках и туманностях плотность больше, в "пузырях" - меньше.
Там можно встретить молекулярные облака (состоят из молекул, кинетическая температура меньше 20 К), "холодную нейтральную среду" (состоит из нейтральных атомов, кинетическая температура частиц меньше 300 К), "теплую нейтральную среду" (состоит из нейтральных атомов, кинетическая температура до 10 000 К), "теплую ионизированную среду" (состоит из плазмы, кинетическая температура около 8000 К) и так называемые "области водорода II" - плотные (до 10000 атомов на кубический сантиметр) облака горячего ионизованного водорода, которые являются областями звездообразования.
Межзвездная среда находится в состоянии постоянной турбуленции, что и является причиной ее неравномерной плотности и ячеистой структуры. Столкновения летящего во все стороны звездного ветра от разных звезд, взрывы Сверхновых и другие космические процессы не дают межзвездной среде прийти в состояние термодинамического равновесия.
Реликтовое излучение
А еще в межзвездной среде имеется реликтовое излучение с температурой около 3 К, наполняющее всю вселенную. Это излучение осталось еще со времен Большого взрыва. Сейчас мы его не будем рассматривать в подробностях, но обидно было бы упустить такой важный компонент межзвездной среды.
_______________________________________
На этом серия статей "Знакомьтесь: звезды" заканчивается. Мои читатели, прочитавшие эту серию, могут считать себя достаточно подкованными в звездной астрономии, чтобы читать статьи, написанные на более сложном уровне. К каковым статьям мы и переходим.