Так, если звезда в 10 раз массивнее Солнца, то она расходует свои запасы ядерного топлива в 1000 (!) раз быстрее, чем Солнце. Такая звезда, хоть и обладает первоначальным запасом протонов, десятикратно превышающим солнечный, будет жить в 100 раз меньше Солнца (в общем случае говорят: продолжительность жизни звезд обратно пропорциональна квадрату их масс). Затем происходит мощнейший космический взрыв, который гасит звезду подобно тому, как сильное дуновение гасит пламя свечи.
Здесь мы вновь вернулись к традиционному для конца ХХ века представлению о термоядерных источниках энергии звезд. Хотя в прошлом, до открытия ядерной энергии, астрономы и космологи, как мы помним, считали, что к мощнейшему разогреву звезды приводит гравитационное сжатие ее вещества. Известный американский ученый Г. Рессел сформулировал пять условий, которым должны удовлетворять источники энергии звезд. Во-первых, они должны действовать при очень высоких давлениях и температурах, существующих именно в недрах звезд. Во-вторых, выделение звездной энергии не должно ускоряться, иначе это приведет к быстрым взрывам и на ночном небе вместо неподвижных светил наблюдалась бы огненная вакханалия. В-третьих, звездная энергия должна за счет чего-то компенсироваться. В-четвертых, как бы не подпитывалась энергия звезды, она в течение весьма продолжительного времени обязана иссякнуть, а звезда превратиться в белого карлика. В-пятых, сами белые карлики, которых во Вселенной более чем достаточно, должны обладать собственным запасом энергии, дабы обеспечить длительность своего существования.
Основная информация, которую мы получаем от звезд, переносится на Землю в виде света. Дальше к делу подключаются приборы и аналитическое мышление. Так, чтобы определить температуру на поверхности звезды, с помощью спектрографа устанавливают ее спектр, то есть частоты и длины волн. По частоте определяется энергия звездных фотонов и делается вывод о температуре на поверхности самой звезды. Разные спектры -разные звезды. Но все они входят в те или иные спектральные классы. Еще один важнейший параметр, который можно установить по излучаемому свету, -- видимый блеск звезды. В зависимости от него строится шкала звездных величин, где самым ярким звездам присвоена первая звездная величина, а самым слабым из видимых невооруженным глазом -- шестая. Другими словами, чем слабее звезда, тем больше ее звездная величина.
Звездная величина ничего не говорит нам о расстоянии до светила. Когда такое расстояние установлено, возникает необходимость ввести понятие светимости, которая имеет в виду блеск звезд каким бы он виделся, если бы все звезды находились на равном расстоянии от наблюдателя. Светимость -- типичное отвлеченное (абстрактное) научное понятие, но без него трудно составить правильное представление о мире звезд. Разброс в светимостях звезд, находящихся на разном расстоянии от Земли, оказался огромным. Так, наше Солнце находится где-то посередине общей шкалы светимостей. При этом светимость некоторых гигантов превышает солнечную в 100 000 раз. И во столько же светимость слабейших белых карликов ниже солнечной.
В зависимости от своей светимости и поверхностных температур все звезды были распределены на одной из самых удобных астрономических диаграмм, названной по фамилиям открывших ее (независимо друг от друга) ученых диаграммой Герцшпрунга--Рессела (рис. 70). На приведенной ниже таблице хорошо видно: у большинства звезд поверхностные температуры и абсолютные звездные величины таковы, что эти звезды (включая Солнце) кучно располагаются по диагонали диаграммы. Эта насыщенная часть "картинки" именуется в астрономии главной последовательностью. Для входящих в нее звезд характерна четкая связь между поверхностными температурами и светимостями: чем выше поверхностная температура звезды, тем больше ее абсолютная звездная величина, или светимость. Звезды главной последовательности (а их большинство во Вселенной) на протяжении почти всей своей эволюции активно выделяют энергию, не меняя при этом существенно свои размеры.
Но есть в звездном мире объекты, которые не вписываются в традиционные каталоги. К ним, в частности, относятся так называемые сверхновые звезды, или просто -- Сверхновые. Природа их стала проясняться не так давно. Но астрономы сталкиваются с этими необычными небесными явлениями вот уже почти тысячелетие. Первыми были китайцы и японцы. Они первыми зафиксировали на небе в 1054 году необычно крупную и доселе неизвестную звезду, превосходившую яркостью Венеру и видимую даже днем. Одна из вспышек сверхновых звезд была зарегистрирована китайскими хронистами свыше 900 лет назад; 23 дня сияла на небе красно-белая звезда, немеркнущая даже при солнечном свете. Так продолжалось 23 дня, после чего яркость стала постепенно уменьшаться. Через полтора года небесная гостья вообще исчезла с небосклона, что немало озадачило ученых.
Уже в наши дни было определено, что "звезда-гостья" взорвалась в созвездии Тельца, и информация об этом событии достигла Земли спустя шесть тысяч лет (столько потребовалось свету, чтобы достичь окрестностей Солнечной системы). На месте, где сияло необычное светило, сейчас находится Крабовидная туманность -- все, что осталось от взорвавшейся звезды. Если бы она находилась ближе к нам, то по ночам 1054 года можно было бы вполне читать книги: светимость Сверхновой (а это была именно она!) равнялась примерно 500 миллионам солнц.
Сверхновые -- не частые гостьи на земном небосклоне. Европейцам они стали известны со времени феноменального открытия Тихо Браге в 1572 году. А спустя чуть больше четверти века -- в 1604 году -- такое же открытие сделал Кеплер. Затем наступила пауза продолжительностью в три века. Теперь Сверхновые открываются регулярно -- от 20 до 30 ежегодно. Но все они располагаются в других галактиках. Каждая такая вспышка превосходит сияние миллиардов звезд, составляющих Галактику. Подсчитано, что в любой из галактик одна Сверхновая рождается раз в 100-300 лет. Естественно, что колоссальный космический взрыв приводит к гибели самой звезды и катастрофическим последствиям в ее ближайших окрестностях. Однако сам факт космического взрыва, скорее всего, является закономерным, а не случайным в рамках сохранения и перераспределения энергетического баланса галактик. Как именно это происходит (и тем более -- почему), можно только догадываться...
Появление и внедрение новых методов исследования, создание мощных радиотелескопов раздвинули горизонты звездного мира, обогатили науку новыми, доселе неведомыми объектами -- такими, например, как пульсары или квазары. Название последних происходит от английского quasar, сокращенно от quasistellar radiosource -- "квазизвездный источник радиоизлучения".
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134
Здесь мы вновь вернулись к традиционному для конца ХХ века представлению о термоядерных источниках энергии звезд. Хотя в прошлом, до открытия ядерной энергии, астрономы и космологи, как мы помним, считали, что к мощнейшему разогреву звезды приводит гравитационное сжатие ее вещества. Известный американский ученый Г. Рессел сформулировал пять условий, которым должны удовлетворять источники энергии звезд. Во-первых, они должны действовать при очень высоких давлениях и температурах, существующих именно в недрах звезд. Во-вторых, выделение звездной энергии не должно ускоряться, иначе это приведет к быстрым взрывам и на ночном небе вместо неподвижных светил наблюдалась бы огненная вакханалия. В-третьих, звездная энергия должна за счет чего-то компенсироваться. В-четвертых, как бы не подпитывалась энергия звезды, она в течение весьма продолжительного времени обязана иссякнуть, а звезда превратиться в белого карлика. В-пятых, сами белые карлики, которых во Вселенной более чем достаточно, должны обладать собственным запасом энергии, дабы обеспечить длительность своего существования.
Основная информация, которую мы получаем от звезд, переносится на Землю в виде света. Дальше к делу подключаются приборы и аналитическое мышление. Так, чтобы определить температуру на поверхности звезды, с помощью спектрографа устанавливают ее спектр, то есть частоты и длины волн. По частоте определяется энергия звездных фотонов и делается вывод о температуре на поверхности самой звезды. Разные спектры -разные звезды. Но все они входят в те или иные спектральные классы. Еще один важнейший параметр, который можно установить по излучаемому свету, -- видимый блеск звезды. В зависимости от него строится шкала звездных величин, где самым ярким звездам присвоена первая звездная величина, а самым слабым из видимых невооруженным глазом -- шестая. Другими словами, чем слабее звезда, тем больше ее звездная величина.
Звездная величина ничего не говорит нам о расстоянии до светила. Когда такое расстояние установлено, возникает необходимость ввести понятие светимости, которая имеет в виду блеск звезд каким бы он виделся, если бы все звезды находились на равном расстоянии от наблюдателя. Светимость -- типичное отвлеченное (абстрактное) научное понятие, но без него трудно составить правильное представление о мире звезд. Разброс в светимостях звезд, находящихся на разном расстоянии от Земли, оказался огромным. Так, наше Солнце находится где-то посередине общей шкалы светимостей. При этом светимость некоторых гигантов превышает солнечную в 100 000 раз. И во столько же светимость слабейших белых карликов ниже солнечной.
В зависимости от своей светимости и поверхностных температур все звезды были распределены на одной из самых удобных астрономических диаграмм, названной по фамилиям открывших ее (независимо друг от друга) ученых диаграммой Герцшпрунга--Рессела (рис. 70). На приведенной ниже таблице хорошо видно: у большинства звезд поверхностные температуры и абсолютные звездные величины таковы, что эти звезды (включая Солнце) кучно располагаются по диагонали диаграммы. Эта насыщенная часть "картинки" именуется в астрономии главной последовательностью. Для входящих в нее звезд характерна четкая связь между поверхностными температурами и светимостями: чем выше поверхностная температура звезды, тем больше ее абсолютная звездная величина, или светимость. Звезды главной последовательности (а их большинство во Вселенной) на протяжении почти всей своей эволюции активно выделяют энергию, не меняя при этом существенно свои размеры.
Но есть в звездном мире объекты, которые не вписываются в традиционные каталоги. К ним, в частности, относятся так называемые сверхновые звезды, или просто -- Сверхновые. Природа их стала проясняться не так давно. Но астрономы сталкиваются с этими необычными небесными явлениями вот уже почти тысячелетие. Первыми были китайцы и японцы. Они первыми зафиксировали на небе в 1054 году необычно крупную и доселе неизвестную звезду, превосходившую яркостью Венеру и видимую даже днем. Одна из вспышек сверхновых звезд была зарегистрирована китайскими хронистами свыше 900 лет назад; 23 дня сияла на небе красно-белая звезда, немеркнущая даже при солнечном свете. Так продолжалось 23 дня, после чего яркость стала постепенно уменьшаться. Через полтора года небесная гостья вообще исчезла с небосклона, что немало озадачило ученых.
Уже в наши дни было определено, что "звезда-гостья" взорвалась в созвездии Тельца, и информация об этом событии достигла Земли спустя шесть тысяч лет (столько потребовалось свету, чтобы достичь окрестностей Солнечной системы). На месте, где сияло необычное светило, сейчас находится Крабовидная туманность -- все, что осталось от взорвавшейся звезды. Если бы она находилась ближе к нам, то по ночам 1054 года можно было бы вполне читать книги: светимость Сверхновой (а это была именно она!) равнялась примерно 500 миллионам солнц.
Сверхновые -- не частые гостьи на земном небосклоне. Европейцам они стали известны со времени феноменального открытия Тихо Браге в 1572 году. А спустя чуть больше четверти века -- в 1604 году -- такое же открытие сделал Кеплер. Затем наступила пауза продолжительностью в три века. Теперь Сверхновые открываются регулярно -- от 20 до 30 ежегодно. Но все они располагаются в других галактиках. Каждая такая вспышка превосходит сияние миллиардов звезд, составляющих Галактику. Подсчитано, что в любой из галактик одна Сверхновая рождается раз в 100-300 лет. Естественно, что колоссальный космический взрыв приводит к гибели самой звезды и катастрофическим последствиям в ее ближайших окрестностях. Однако сам факт космического взрыва, скорее всего, является закономерным, а не случайным в рамках сохранения и перераспределения энергетического баланса галактик. Как именно это происходит (и тем более -- почему), можно только догадываться...
Появление и внедрение новых методов исследования, создание мощных радиотелескопов раздвинули горизонты звездного мира, обогатили науку новыми, доселе неведомыми объектами -- такими, например, как пульсары или квазары. Название последних происходит от английского quasar, сокращенно от quasistellar radiosource -- "квазизвездный источник радиоизлучения".
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134