LINEBURG


<< Пред. стр.

страница 51
(всего 138)

ОГЛАВЛЕНИЕ

След. стр. >>

мы можем измерять только потоки излучения от звезд в раз-
светимости, звезды низкой светимости характеризуются
ных спектральных участках. Мерой величины потока являет-
большими положительными значениями абсолютных вели-
ся звездная величина. Светимость (L) определяется, если из-
чин, например +12 и т. д.
вестны видимая величина и расстояние до звезды. Сложным в
астрономии является как раз вычисление расстояния, особен- Система цветов основана на сравнении наблюдаемых звезд-
но до дальних звезд. Поэтому здесь на помощь приходят ме- ных величин, полученных через различные строго эталониро-
тоды относительно точные и достаточно надежные. ванные светофильтры. Количественно цвет звезд характери-
Особо богатую информацию дает изучение спектров' зуется разностью двух величин, полученных через два фильт-
звезд. Уже давно спектры большинства звезд различаются по ра, один из которых пропускает в основном синие лучи (В), а
классам, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М — другой имеет кривую спектральной чувствительности, сход-
от самых горячих к самым холодным, то есть горячие звезды, ную с человеческим глазом (V). Техника измерений цвета звезд
которые имеют голубой цвет, относятся к спектральным клас- настолько высока, что по измеренному значению B-V опреде-
сам О и В, желтые звезды, сходные с нашим Солнцем (G2), ляют спектр звезды с точностью до подкласса.
относятся к спектральным классам от А до G, а холодные Важной характеристикой звезды является ее масса. Массы
красные звезды — к спектральным классам К и М. Для еще звезд меняются в сравнительно меньшей степени, чем их свети-
более точной классификации звездных спектров в пределах мость. Масса Солнца равна 2-10м г (превышает массу Земли к
каждого класса разработали 10 подклассов, и система класси- 330 тыс. раз), и слишком мало звезд, масса которых больше или.
фикации стала настолько точна, что поз'воляет определить наоборот, меньше солнечной массы в 10 раз.
спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть Существенной характеристикой звезды является'ее ра-
последовательности звездных спектров между классами В и А диус. Радиусы звезд, в отличие от массы, могут меняться к
Основные звездные характеристики. Рождение звезд 225

очень широких пределах; есть белые карлики, по своим разме- новесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он
рам не превышающие радиус Земли, а есть гигантские звезды, будет непрерывно сжиматься.
так называемые «пузыри». Обычно образуется не одна протозвезда, а многочислен-
Химический состав звезд определяется путем тщатель- ная группа, которая впоследствии становится звездной ассо-
нейшего анализа их спектров. По химическому составу они, циацией и звездным скоплением.
как правило, бывают водородные и гелиево-плазменные. В Видимо, на самом раннем этапе эволюции звезды вокруг
состав звезд входят также и другие элементы, но их количе- нее образуются менее массивные сгустки, которые впослед-
ство весьма незначительное. Средний химический состав на- ствии превращаются в планеты.
ружных слоев звезды выглядит приблизительно так: на 10 тыс. Когда происходит сжатие протозвезды, внутри нее по-
атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов вышается темцература и значительная часть освобождающей-
кислорода, 2 — азота, 1 — углерода, 0,3 — железа, еще меньше ся потенциальной энергии начинает излучаться в окружающее
других элементов. Элементы с атомной массой больше, чем у пространство. Так как размеры протозвезды еще очень вели-
гелия (тяжелые элементы), играют важнейшую роль во Все- ки, то происходит недостаточно сильное сжатие, и излучение,
исходящее с единицы ее поверхности, еще незначительное.
ленной. Они, в первую очередь, определяют характер эволю-
Если принять, что поток излучения с единицы поверхности
ции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излу-
(по Стефану—Больцману) пропорционален четвертой сте-
чения существенно зависит от содержания тяжелых элемен-
пени температуры, получится, что температура поверхност-
тов. С ними связана и степень светимости звезды, так как
ных слоев звезды сравнительно низкая, в то время как ее
последняя зависит от ее непрозрачности.
светимость будет практически такой же, как и у обычной
Спектроскопические исследования звезд показали раз-
звезды с такой же массой. Поэтому на диаграмме «спектр —
личия в их химическом составе. Например, горячие массив-
светимость» такие звезды будут зачислены в разряд крас-
ные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости,
ных гигантов или красных карликов, в зависимости от их
достаточно богаты тяжелыми элементами. Звезды же, входя- .
первоначальной массы.
щие в состав шаровых скоплений, отличаются значительно
меньшим содержанием тяжелых элементов. В дальнейшем размеры протозвезды будут уменьшаться,
Звезды вращаются вокруг своих осей. Отмечено, что так как она будет продолжать сжиматься, и ее поверхностная
температура будет расти. В этот период происходит уравнове-
звезды различных спектральных классов вращаются с раз-
шивание притяжения во всех областях протозвезды, в ее не-
личной скоростью. Путем спектроскопического метода было
драх начинаются термоядерные реакции и она становится звез-
обнаружено наличие мощных (до 10 тыс. Э (эстред)) магнит-
дой.
ных полей в атмосферах некоторых звезд. Здесь следует от-
метить то, что в солнечных пятнах напряженность магнитных Скорость эволюции звезды зависит прежде всего от раз-
полей доходит до 3—4 тыс. Э. меров сгустка. Чем массивнее будет сгусток, тем больше бу-
дет скорость. Поэтому массивный сгусток превратится в го-
Звезды подвержены эволюции. Образуются они путем
рячую звезду, тогда как меньшие сгустки будут более или
конденсации облаков газопылевой межзвездной среды, и этот
менее задерживаться на стадии протозвезды, кстати, их можно
процесс продолжается и в настоящее время. Подтверждением
наблюдать как источники лазерного излучения в непосред-
этого является расположение групп (ассоциаций) заведомо
ственной близости от молодой горячей звезды, которая иони-
молодых звезд в спиральных ветвях Галактики, так как меж-
зует не сконденсировавший в сгустки водород «кокона».
звездный газ в основном концентрируется в спиральных ру-
кавах галактик. Наибольшая плотность межзвездного газа Звезда перестает сжиматься, но в ее недрах происходят
наблюдается на внутренних краях галактических спиралей, и термоядерные реакции, поддерживающие длительное излуче-
ние. Место и время пребывания звезды на главной последова-
именно здесь скапливаются облака ионизированного газа.
тельности определяется ее первоначальной массой. Так, звезды
Долгое время для астрономов оставалось загадкой, где
главной последовательности, с массой, в несколько десятков
находится источник энергии Солнца и звезд, какова их приро-
раз превышающей солнечную (класс О, горячие голубые
да. С развитием ядерной физики раскрылась и эта тайна. Ис-
гиганты), будут излучать несколько миллионов лет, в то
точником звездной энергии являются термоядерные реакции
время как звезды с массой, близкой к солнечной, будут из-
синтеза, которые происходят при очень больших температу-
лучать 10—15 миллиардов лет.
рах (до десяти миллионов градусов) в недрах звезд. Скорость
При термоядерных реакциях, протекающих в недрах звез-
этих реакций непосредственно зависит от температур, при этом
ды, происходит превращение водорода в гелий. Но «выгора-
протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энер-
ние» водорода происходит только в центральных областях звез-
гия «просачивается» за пределы звезды и, значительно транс-
ды, так как звездное вещество перемешивается только здесь,
формированная, излучается в мировое пространство. Чтобы
при этом в наружных слоях относительное содержание водоро-
понять, насколько это мощный источник, представим, что Сол-
да сохраняется неизменным. Со временем масса и радиус звез-
нце распространяет излучение в течение миллиардов лет и за
ды в центральной части, где происходят реакции, значительно
ото время израсходовало не более 10% своего первоначально-
уменьшатся. Это значит, что количество водорода в звездном
го запаса водорода.
веществе становится все меньше и меньше, и это будет длиться
Эволюция звезды начинается с того, что по какой-либо
до тех пор, пока он весь не «выгорит». Наиболее быстрому
причине (их можно перечислить) начало конденсироваться
«сгоранию» подвержены массивные звезды.
облако межзвездной газопылевой среды. Под влиянием все-
Что произойдет со звездой, когда водородные реакции н
мирного тяготения из этого облака образовался сравнительно
се недрах исчерпают себя? В центральных областях звезды
плотный и непрозрачный газовый шар (протозвезда), кото-
вновь начнет сжиматься ядро. Этот процесс вызван прекра-
рый еще нельзя назвать звездой, потому что в нем из-за недо-
щением выделения энергии, естественно снизившим темпера-
статочно высокой температуры еще не начались термоядер-
туру и давление, которые противодействовали силе тяготе-
ные реакции. Давление газа внутри шара пока не может урав-
226 Астрономия

чать, а затем и вовсе перейдут в невидимые черные карлики,
ния, сжимающей звезду. При сжатии ядра повысится его тем-
пература, образуется очень плотная горячая область, состоя- масса которых будет сравнима с солнечной, а размеры — не
щая из гелия и небольшого количества тяжелых металлов. В больше земного шара. Так протекает эволюции большинства
этой области не будет происходить никаких ядерных реакций, звезд, но некоторые звезды на завершающем этапе своего
зато в периферийных слоях звезды они наберут такую силу, развития взрываются. В таких случаях говоря г об образова-
что светимость звезды и ее размеры начнут увеличиваться. нии сверхновых звезд.
Постепенно с главной последовательности звезда перейдет в В некоторых случаях может произойти гравитационный
область красных гигантов. Звезды-гиганты, содержащие мень- коллапс. В коллапсируюшей звезде отсутствует источник энер-
ше тяжелых элементов, при одинаковых размерах будут иметь гии, перепад газового давления уже не може˜ противодей-
более высокую светимость. ствовать силе притяжения, и звезда с катастрофической ско-
Когда же и в этом слое прекратятся реакции, звезды с ростью сжимается, сохраняя при этом свою массу. В считан-
массой менее чем 1,2 массы Солнца сбрасывают наружную ные секунды она может превратиться в сверхплотную «точ-
оболочку, которая, рассыпаясь, образует наблюдаемые нами ку». При этом возникает так называемая параболическая ско-
так называемые планетарные туманности. В процессе распа- рость. (Если бы наше Солнце сжалось до таких размеров, что
да оболочки обнажаются очень горячие слои звезды. Мощ- радиус его стал бы равным 3 км, при этом плотиэсть его была
ное ультрафиолетовое излучение звезды будет ионизировать 16 3
бы 10 г/см , то параболическая скорость Haiiisi звезды дос-
атомы в оболочке, вызывая их свечение. Через несколько тигла бы скорости света. Радиус, пропорциональный массе тела,
десятков тысяч лет оболочка совершенно рассеется, оста- называется шварцшильдовским). Как известно, з очень силь-
нется небольшая, очень горячая и плотная звезда, которая, ном гравитационном поле течение времени замедляется. Если
медленно остывая, превратится в белый карлик. В некото- секундное сжатие звезды произойдет за считанные секунды,
рых случаях звезды не сбрасывают наружные слои, но через то земной наблюдатель никогда не увидит, что тело достигло
них все равно происходит медленное истечение атомов. По- своего шварцшильдовского радиуса. Такие объекты получи-
степенно остывая, белые карлики все меньше будут излу- ли название «черные дыры».




СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
В результате эволюционных процессов, происходящих в сверхновые не наблюдались, хотя точно извес ;гно, что в со-
звездах, они меняют мощность своего излучения. Такие изме- звездии Кассиопеи в 1668 г. была сверхновая. :'то связано с
нения могут быть как периодическими, как у цефеид, так и тем, что межзвездное пространство вблизи плоскэсти симмет-
более или менее хаотическими, как у красных карликов. На их рии Галактики заполнено большим количеством частиц, по-
поверхности происходят интенсивные вспышки длительнос- глощающих свет.
тью от нескольких минут до нескольких часов. Во время этих В других галактиках вспышки сверхновых наблюдаются
вспышек мощность излучения звезды увеличивается в десят- достаточно часто. В 1885 г. в обсерватории в Тарту наблюда-
ки раз. ли сверхновую в туманности Андромеды. При той, что туман-
ность Андромеды имеет видимую величину около 4,5, сверх-
Еще более значительные изменения мощности излуче-
новая имела величину 6. Поток излучения от нее всего в 4
ния происходят во время вспышек новых и новоподобных
раза меньше, чем от всей туманности. То есть мо:цность излу-
звезд. Светимость такой звезды может увеличиться в десятки
чения этой сверхновой сравнима с суммарной моиностью всех
миллионов раз, а вспышка продолжается несколько дней или
звезд, создающих светимость этой галактики.
недель. Все вспыхивающие новые и сверхновые входят в со-
став тесных двойных систем, где одним из компонентов явля- В 1895 г. наблюдалась сверхновая в карликовой галак-
ется белый карлик. На его поверхность натекает вещество от тике NGC 5253. При блеске галактики 3,5 звездной величины
второго компонента системы, богатого водородом. После на- сверхновая имела в максимуме блеска величину 7,5. В 1972 г.
копления критической массы происходит термоядерный взрыв. в этой же галактике вспыхнула еще одна сверхновая.
Однако вспышки сверхновых отличаются от других про- В целом вспышки сверхновых звезд — явление доста-
цессов, проявляющихся в увеличении мощности излучения точно редкое по земным масштабам. В гигантской галактике
звезды. Сверхновая — это катастрофическая перестройка внут- они наблюдаются с частотой одна за несколько х;есятков лет.
ренней структуры звезды. Сверхновые звезды наблюдались Всего за вторую половину XX века наблюдалось около 1000
на небосклоне Земли достаточно редко, но каждое такое явле- вспышек.
ние было настолько грандиозным, что фиксировалось в исто- Уникальные особенности процесса, приводящего к
рических хрониках. В V в. н. э. китайские хроники отметили вспышке сверхновой, давно интересовали астрономов. В те-
появление на небе звезды-гостьи, которая сияла столь ярко, чение короткого времени одна звезда излучает столько же
что была видна даже днем. Это указывает на то, что видимый энергии, сколько совокупность всех звезд матер) некой галак-
блеск звезды превосходил блеск Венеры. Следующее появле- тики. Полное количество энергии, излученное эие-здой за вре-
ние сверхновой зафиксировано в 1572 г. в созвездии Кассио- мя вспышки, приближается к порядку 1050 эрг. Это сравнимо
пеи астрономом Тихо Браге. В 1604 г. в южном созвездии с количеством солнечного излучения за миллиард лет. Осво-
Змееносца Кеплер наблюдал еще одну сверхновую, вспых- бодившейся при вспышке сверхновой энергии дос таточно для
нувшую в нашей Галактике. После этого в нашей Галактике того, чтобы рассеять в пространстве все вещества звезды мае-
Сверхновые звезды 227

сой, сравнимой с массой Солнца. Это невозможно без корен- ядерного горючего. При этом ядро может начать катастрофи-
ного изменения структуры звезды. чески сжиматься, так как внутреннее давление не в состоянии
Астрономы установили, что наблюдаемые сверхновые бы- уравновесить гравитационные силы. Наступает гравитацион-
вают двух типов. Их называют сверхновыми I типа и сверхно- ный коллапс, наружные слои звезды-гиганта падают на ядро,
выми II типа. Основные отличия заключаются в спектре излу- которое продолжает сжиматься. Затем ядро перестает сжи-
чения и кривой блеска (зависимость мощности излучения от маться, образует сверхплотную конфигурацию нейтронной
времени). Кроме того, сверхновые I типа наблюдаются во всех звезды, а наружные слои продолжают движение. Происходит
галактиках, а сверхновые II типа — только в спиральных га- соударение, приводящее к мгновенному разогреву вещества и
лактиках. образованию мощной ударной волны. Устремляясь наружу,
В спектрах сверхновых II типа наблюдаются широкие ударная волна нагреет холодную внешнюю оболочку красно-
линии излучения и поглощения, отождествленные с водоро- го гиганта и сбросит ее внешние слои.
дом, кальцием, железом и другими элементами. Анализ спект- Образование сверхновых I типа также начинается с
ров показал, что их образование происходит в протяженной катастрофического сжатия звезды, если масса звезды (бе-
оболочке, которая расширяется со скоростью, превышающей лого карлика) превышает критическое значение — чандра-
5 тыс. км/с. Химический состав оболочек сверхновых вклю- секаровский предел. Этот предел составляет примерно 1,4
чает в основном водород, на втором месте находится гелий. солнечной массы.
Для спектров сверхновых I типа характерны широкие Пока не существует достаточно убедительного объясне-
полосы, являющиеся участками непрерывного спектра между ния затухания блеска сверхновых нового типа. В 1956 году
широкими и глубокими линиями поглощения. В них отожде- было высказано предположение, что основным источником
ствлены линии ионизированного кальция, ионизированного энергии на поздней стадии вспышки таких звезд может быть
кремния и некоторых других элементов. Это удалось устано- радиоактивное деление сверхтяжелых трансурановых ядер.
вить после того, как ученые поняли, что длины волн этих линий Однако не удалось объяснить, каков механизм образования
сдвинуты в фиолетовую сторону из-за доплеровского эффек- такого большого количества сверхтяжелого элемента (пред-
та. Непрозрачная оболочка (фотосфера) расширяется со ско- полагался калифорний-256).
ростью 10—15 тыс. км/с. Затем была предложена другая гипотеза, по которой во
Спектральный анализ подтвердил важное отличие обо- время вспышки сверхновых I типа образуется огромное ко-
лочек, выброшенных во время вспышек сверхновых I типа: в личество (порядка массы Солнца) радиоактивного изотопа
них практически отсутствует водород. никель-56. Этот изотоп распадается с периодом около 6 суток,
У сверхновых обоих типов температура фотосферы очень превращаясь в кобальт-56. Последний распадается с перио-
высока — в максимуме 10 тыс. градусов. После достижения дом 88 суток и переходит в стабильный изотоп железо-56.
максимума она постепенно снижается и через 1—2 месяца со- При каждом распаде выделяются гамма-кванты с энергией
ставляет 5—6 тыс. градусов. порядка 1 мэВ. Еще не совсем ясно, каким образом удастся
объяснить некоторые детали поглощения жестких гамма-кван-
Кривые блеска всех изученных сверхновых I типа очень
тов и почему отсутствуют очень заметные линии поглощения
сходны между собой. Сначала наблюдается крутой подъем
кобальта во всех спектрах сверхновых I типа. Аргументом в
блеска, который достигает максимума продолжительностью в
пользу этой гипотезы служит изучение спектра сверхновой,
1 —2 дня. После этого блеск быстро убывает. Когда его значе-
наблюдавшейся в 1972 г. в галактике NGC 5253. На заключи-
ние уменьшится примерно в 10 раз, характер кривой блеска
тельной стадии он состоял только из широких полос излуче-.
меняется. Видимая звездная величина сверхновой уменьша-
ния, которые были отождествлены с линиями ионизированно-
ется на 0,013 величины в сутки. Через 50 дней после максиму-
го железа. Спектр показал, что количество железа в оболочке
ма светимость убывает со временем по экспоненте, причем
составляет порядка десятых долей солнечной массы.
.этот закон изменения блеска выполняется не менее 700 дней.
Сверхновые оставляют на небе заметные следы, которые
В отличие от сверхновых I типа, кривые блеска сверхно-
могут наблюдаться с Земли. Оболочки, выброшенные при
вых II типа достаточно разнообразны. Часть из них сходна-с
взрыве, движутся со скоростью порядка 10 тыс. км/с. При
кривыми блеска сверхновых I типа: после максимума на гра-
этом они взаимодействуют со средой, следствием чего являет-
фике видно пологое плато продолжительностью 50—70 дней,
ся возникновение множества эффектов, которые наблюдают-
после чего начинается стремительное уменьшение блеска.
ся современными средствами астрономии. В отдельных слу-
Оболочки сверхновых I типа практически лишены водо-
чаях можно наблюдать и сами оболочки.
рода. Из этого следует, что такие звезды уже потеряли бога-
Первым космическим объектом, отождествленным со
тые водородом наружные слои в процессе эволюции и превра-
сверхновой, была Крабовидная туманность. В 1928 году Хаббл
тились в компактные объекты, сходные с белыми карликами.
доказал, что она является остатком звезды, вспыхнувшей в
Сверхновые II типа — это красные гиганты и сверхгиганты
1054 году в созвездии Тельца. Полностью совпадали коорди-
массой в несколько раз больше массы Солнца. У сверхновых I
наты двух объектов, а экстраполяция собственных движений
типа масса выброшенной во время взрыва оболочки составля-
волокон туманности показала, что около 900 лет назад угло-
ет около 0,3 солнечной массы, а у сверхновых II типа — 1—2
вые размеры ее были столь малы, что на небе она выглядела
солнечных.
Сверхновые II типа более массивные и более молодые. ТфЛЬКО ТОЧКОЙ.
Крабовидная туманность является радиоисточником, рент-
Сверхновые I типа связаны со звездами, практически закон-
геновским источником, внутри нее находится короткоперио-
чившими эволюцию, поэтому они могут наблюдаться во всех
дический пульсар. Оптическое свечение Крабовидной туман-
галактиках, а не только в рукавах спиральной структуры.
ности имеет яркий непрерывный спектр. Кроме того, она из-
Причины вспышек сверхновых изучены не полностью,
лучает еще спектральные линии. Их источником является сеть
но из наблюдений выстраивается следующая теория. В конце
волокон, которая расширяется со скоростью более 1000 км/с
эволюции в центральных областях звезды истощаются запасы
228 Астроновшя

Ясно, что эта сеть является остатком бывшей оболочки звез- Большинство пульсаров движется со скоростью более
ды. Спектральный анализ химического состава волокон пока- 100 км/с, а некоторые имеют скорости порядка ;Ю0—400 км/с.
зал, что он сходен с составом солнечной атмосферы, но со Скорее всего, эти скорости они приобретают при вспышке
значительно большим (в несколько раз), чем у Солнца, коли- сверхновой. Масса сброшенной оболочки сос-.лляет поряд-
чеством гелия. Преобладает в их составе водород. ка" 30% массы взорвавшейся звезды, скорость выброса — по-
рядка 10 тыс. км/с, поэтому при любой даже небольшой асим-
Электромагнитное излучение от Крабовидкой туманно-
метрии в выброшенной оболочке ядро звезды по закону со-
сти в настоящее время наблюдается в диапазоне от метровых
12
хранения импульса, приобретет скорость порядна сотен кило-
радиоволн до сверхжестких квантов с энергией порядка 10 эБ.
метров в секунду.
Причиной этого излучения являются релятивистские элект-
Нейтронные звезды — бывшие ядра взорЕгвшихся звезд
роны, движущиеся в магнитном поле..
— сильно намагничены. При катастрофическом сжатии элект-
В центральной части туманности был обнаружен пульсар
ропроводной среды магнитный поток сохраняг-ся и магнит-
— нейтронная звезда с периодом 0,033 с. Пульсар в Крабовид-
ное поле растет обратно пропорционально квадрату радиуса
ной туманности излучает не только радиоволны, но и оптичес-
ядра.
кие и рентгеновские кванты. Оптический объект, наблюдае-
мый в ее центре, является именно пульсаром, что подтвержда- Другой тип остатков вспышек сверхновых — туманнос-
ется периодичностью его оптического излучения, период ко- ти, образующиеся при взаимодействии сброшенных оболочек
торого в точности равен периоду радиопульсара. и межзвездной среды. Они являются источни:ом довольно
Длительные наблюдения показали, что пульсары явля- сильного радиоизлучения и мягкого рентгеноиского излуче-
ются остатками вспышек сверхновых звезд. В настоящее вре- ния. Различаются два типа радиотуманностей. Первый тип
мя известно более 400 пульсаров. Так как периоды пульсаров имеет ярко выраженную оболочечную структуру, в нем часто
растут из-за торможения вращения, то легко определить воз- встречаются волокна и нити, излучающие различные линии. В
раст пульсара. Средний возраст их порядка нескольких мил- центре такой оболочки часто имеется рентгеновский источ-
лионов лет. Самым молодым является пульсар в Крабовид- ник. Радиусы оболочек составляют порядка десятков свето-
ной туманности, возраст которого порядка 1000 лет. вых лет, а скорости расширения — десятки и согни километ-
В тех случаях, когда пульсар ориентирован по отноше- ров в секунду.
нию к земному наблюдателю так, что ось его диаграммы излу- Мягкое рентгеновское излучение радиотултнностей обо-
чения проходит через Землю, можно наблюдать пульсар в ту- лочечного типа говорит о том, что они содержа г плазму, на-
манности. Кроме знаменитой Крабовидной туманности такой гретую до десятков миллионов градусов. Это подтверждает-
редкий случай имеется в туманности в созвездии Паруса. Пе- ся наличием в рентгеновских спектрах таких of ьектов линий
риод последнего составляет 0,089 с, а возраст, определяемый высокоионизированных элементов. Плазма об.изуется в ре-
по торможению, около 10 000 лет. Этот пульсар также являет- зультате распространения мощной ударной волны в межзвез-
ся источником оптического и гамма-излучения. дной среде.
По расстоянию до пульсаров и характеру диаграммы Второй тип радиотуманностей — остатки с выраженной
их радиоизлучения определено полное количество пульса- концентрацией к центру. Они называются плернонами. Пле-
ров в Галактике, которое составляет порядка 100 000. В рионы отличаются радиоспектром, значительном степенью по-
среднем каждые 20—30 лет в Галактике рождается новый ляризации синхротронного радиоизлучения и с[авнительиой
пульсар, что, очевидно и определяет частоту вспышек сверх- однородностью магнитного поля. Основным источником энер-
новых звезд. гии плерионов является пульсар.




СТРОЕНИЕ ГАЛАКТИК
Одним из наиболее важных и сложных в астрономии яв- Оказалось, что Галактика имеет довольно правильное стро-
ляется изучение строения и эволюции галактик. Начиная с ение и форму, состоит из диска, гало (от «круглый») и коро-
XVII века, когда Галилей увидел в телескоп Млечный Путь, ны. Диск представляет собой как бы две сложенные краями
важнейшей целью астрономов стало его изучение. Лишь в XIX в. тарелки и составляет в диаметре около 100 тыс. световых лет.
удалось понять, что Млечный Путь — единая система, заклю- Он образован звездами, которые внутри этого объема дви-
чающая в себе все видимые звезды. На равных правах со все- жутся по почти круговым орбитам вокруг центра Галактики.
ми входят в эту систему наше Солнце, Земля и планеты, и В гало звезды заполняют слегка сплюснутый сферичес-
причем располагаются они на ее окраине. Звездную систему, кий объем и движутся не по круговым, а по сильна вытянутым
которую мы называем Млечным Путем и видим ее изнутри, орбитам. Плоскости этих орбит проходят через центр Галак-
астрономы определили как Галактику (греч. «галактикос» тики и по разным направлениям распределены более или ме-
означает «млечный»). С начала XX в. галактики стали предме- нее равномерно. Диск и окружающее его гало погружены'в
том космогонических исследований, когда была установлена корону. Радиусы диска и гало почти равны по величине. Ради-
их действительная природа и оказалось, что это не туманности ус же короны во много раз превышает эти расстояния. Корона
в виде облаков газа и пыли, а огромные миры звезд, располо- бесцветна и определить ее радиус можно только по создавае-
женных на очень больших расстояниях от нас. мому ею тяготению, которое действует на видимые звезды и
Строение галактик 229

излучающие свет облака газа. Масса короны в несколько раз лактикой. Рядом с ней расположена меньшая галактика —
больше массы всех вместе взятых звезд, находящихся в диске Малое Магелланово облако. Обе эти галактики являются спут-
и гало. Очень трудно изучать невидимую корону, так как мы никами нашей Галактики.
не знаем, из чего она состоит. Если предположить, что ее масса Хаббл, классифицируя спирали, различал группы (Sa, Sb,
складывается из нейтрино, то физикам сначала нужно выяс- Sc), причем критерием такого разделения был в основном ха-
нить, есть ли у этой мельчайшей частицы масса покоя, то есть рактер спиральных ветвей. У одних ветви были аморфными, у
такая масса, которой частица обладает в состоянии, когда она других — несколько клочковатыми, у третьих — очень клоч-
не движется, а стоит на месте. (Большинство элементарных коватые, а ядро всегда небольшое и неяркое.
частиц такую массу имеют). Если ученые узнают массу покоя В середине XX в. американский астроном У. Бааде уста-
нейтрино, возможно, они вычислят массу короны. новил, что клочковатость спиральных ветвей и их голубизна
За последние десятилетия в области космологии прояс- тем выше, чем выше в них содержание и скопление горячих
нилось многое из того, что касается предыстории галактик и голубых звезд и диффузных туманностей. Центральные части
спиральных галактик имеют более желтый, чем ветви, цвет и
звезд, физического состояния разреженного вещества, из ко-
содержат старые звезды (население второго типа, по Бааде,
торого они формировались. Современная космология осно-
или население сферической составляющей), тогда как плос-
вана на идее Ньютона — гравитационной неустойчивости, все
кие спиральные ветви состоят из молодых звезд (население
частицы вещества создают те или иные сгущения различной
первого типа, или население плоской составляющей).
массы и масштабов. Во Вселенной в течение длительного вре-
мени происходило распределение и движение вещества, пока Плотность распределения звезд в пространстве растет с
ие образовались сильные неоднородности — протоскопления, приближением к экваториальной плоскости спиральных га-
в которых движение вещества приобретало завихренность. лактик. Эта плоскость является плоскостью симметрии систе-
мы, и большинство звезд при своем вращении вокруг центра
Протоскопления из-за гравитационной неустойчивости рас-
галактики остается вблизи нее; периоды обращения составля-
падались на отдельные сгущения, которые получили название
ют 107 — 10э лет. При этом внутренние части вращаются как
«протогалактики». Фрагментация протогалактических обла-
твердое тело, а на периферии угловая и линейная скорости
ков из-за действия гравитационной неустойчивости вела к
обращения убывают с удалением от центра. Однако в некото-
возникновению первых звезд, а облака превращались в звезд-
рых случаях находящееся внутри ядра еще меньшее ядрышко
ные системы — галактики. Наиболее быстро вращающиеся из

<< Пред. стр.

страница 51
(всего 138)

ОГЛАВЛЕНИЕ

След. стр. >>

Copyright © Design by: Sunlight webdesign