Устройство Вселенной

 

Звёзды. Солнце, вокруг которого вращаются все планеты Солнечной системы – это лишь одна из звёзд. Звёзды кажутся нам лишь светящимися точками, потому что они находятся очень далеко от нас. Основной единицей измерения межзвёздных расстояний является световой год – это расстояние, которое свет проходит за год. Как можно вычислить, умножив скорость света на длительность года, это расстояние составляет около 10 триллионов километров, или около 60 тысяч астрономических единиц. Ближайшая к нам звезда – Альфа Центавра – находится от Солнечной системы на расстоянии свыше 4 световых лет. В астрономической литературе используется также единица под названием парсек – это расстояние, с которого размер земной орбиты будет виден под углом в 1 угловую секунду. Один парсек равен 3,26 световых года.

Звёзды отличаются друг от друга по яркости, массе, размерам, температуре. По всем этим параметрам Солнце является «средней» звездой.

Даже невооружённым глазом можно видеть, что звёзды отличаются друг от друга по цвету. Из законов физики, и даже из жизненного опыта, можно сделать вывод, что различие цвета звёзд связано с различием температур их поверхностей: самые горячие звёзды – голубого цвета, менее горячие – белые, звёзды со средней температурой, как Солнце – жёлтые, и звёзды, поверхность которых холоднее, чем у Солнца – красные. По цветам и температурам звёзды делятся на спектральные классы. Основных спектральных классов 7. По степени убывания температуры они называются так: O, B, A, F, G, K, M. Самые горячие голубые звёзды имеют спектральный класс O, а самые холодные красные звёзды – спектральный класс М, остальные – промежуточные между ними. Внутри каждого спектрального класса также имеется деление по температурам, обозначаемое цифрой от 0 до 9 после буквы: например, среди звёзд спектрального класса G самые горячие звёзды обозначают как G0, а самые холодные – как G9. Наше Солнце относится к спектральному классу G2.

Далее, звёзды отличаются друг от друга по яркости. Ещё с древних времён яркость звёзд определяли звёздными величинами: самые яркие звёзды относились к первой звёздной величине, а самые слабые из видимых невооружённым глазом – к пятой звездной величине. В древности звёздные величины определяли на глазок, сегодня их измеряют с помощью инструментов. Принято считать, что разница в яркости между первой и пятой звёздными величинами составляет 100 раз, т.е. разница между двумя соседними звёздными величинами составляет примерно 2,511886 раз. Бывают и звёзды, более яркие, чем звёзды первой величины – их тогда могут обозначать нулевой и даже отрицательной звёздной величиной. Звёздные величины обозначают цифрой, после которой ставится надстрочный индекс m. Например, яркость самых ярких звёзд – Веги и Сириуса – составляет минус 0,03m и минус 1,46m, яркость Полярной звезды - 2m, яркость звезды Тау Кита – 3,5m, яркость звезды Дзета Сетки – 5,24m, яркость туманности Андромеды – 3,4m  – и т.д. Современными телескопами можно наблюдать звёзды и галактики с яркостью до 20m.

Однако яркость звезды ещё ничего не говорит о реальной мощности её излучения, потому что звёзды находятся на разных расстояниях от нас. Величиной, обозначающей мощность излучения звёзд, является светимость, которая обозначается буквой L. Единицей светимости является мощность излучения Солнца, для которого L=1. Например, светимость Сириуса - 22, Веги - 40, Полярной звезды - 2200, Тау Кита – 0,52, Звезды Барнарда – 0,0004. Ещё одна характеристика, аналогичная светимости, называется абсолютная звёздная величина – это звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на расстоянии в 10 парсек, т.е. 32,6 световых года. В отличие от той звёздной величины, которую имеют звёзды при наблюдении с Земли (или, как её называют, «относительной звёздной величины»), абсолютную звёздную величину обозначают надстрочным индексом с большой буквой M. Абсолютная звёздная величина Солнца равна 4,83М, т.е. с расстояния в 30 световых лет Солнце будет выглядеть как очень слабая звезда, находящаяся на пределе видимости невооружённым глазом. Абсолютная звёздная величина ближайших солнцеподобных звёзд ещё меньше: Дзеты Сетки – 5,12 М, Тау Кита – 5,69 М. Абсолютная звёздная величина звёзд, более ярких, чем Солнце: Сириуса – 1,4 М, Веги – 0,58 М, Полярной звезды – минус 3,64 М. То есть Полярная звезда намного мощнее, чем Вега и Сириус, но с Земли видна значительно более слабой, поскольку находится на очень большом расстоянии – 434 световых года (в то время как Сириус и Вега – на расстоянии 7 и 26 световых лет соответственно).

Абсолютные и относительные звёздные величины ряда звёзд

Светимость и абсолютная звёздная величина связаны между собой формулой:

 

lg L = 0,4 (М0 - М)

 

где М0 – абсолютная звёздная величина Солнца, равная минус 26,8M

 

Абсолютная звёздная величина M, относительная звёздная величина m и расстояние до звезды d (в парсеках) связаны соотношениями:

 

M = m – 5∙lg (d/d0)

 

d = d0∙10(m-M)/5,

 

где d0 = 10 пк

 

Существует ли взаимосвязь между температурой звёзд и их светимостью? Можно построит график, на котором отметить по горизонтали – температуры звёзд, а по вертикали – их светимость. Такой график называется диаграммой Герцшпрунга-Рессела и выглядит вот так:

Как можно видеть, звёзды распределены по нему не хаотично, а делятся на три группы. Большинство звёзд, включая и наше Солнце, относятся на этом графике к той полоске, которая протянулась из левого верхнего в правый нижний угол. Эта полоска, к которой относятся большинство известных звёзд, называется главная последовательность. Учёные могут оценивать массу звёзд, и пришли к выводу, что у звёзд, относящихся к главной последовательности, массы не сильно отличаются друг от друга. Из этого нетрудно сделать вывод, что разные участки главной последовательности – это разные этапы эволюции звёзд. В начальном этапе своего развития звёзды имеют спектральный класс O или B, затем постепенно меняют его, и заканчивают свою жизнь в спектральном классе K или M.

По обе стороны от главной последовательности есть ещё два класса звёзд, которые относят к карликам и к гигантам. И те, и другие, также различаются по цвету, причём это различие отражает их разную физическую природу. Белые карлики и красные гиганты – это завершающие этапы эволюции звёзд, о чём подробнее будет рассказано ниже. Белые гиганты – это класс звёзд  с массой, во много раз превышающей солнечную, такие как Полярная звезда. Красные карлики – звёзды с массой и светимостью, во много раз меньше, чем масса и светимость Солнца. Большинство из звёзд, наиболее близких к Солнцу (в том числе самая ближайшая звезда – Проксима Центавра, а также звезда Барнарда) – это красные карлики. У многих из них обнаружены планеты, и, хотя красные карлики светят намного слабее Солнца, на некоторых из этих планет возможно наличие жизни, т.к. эти планеты вращаются вокруг своих звёзд по очень низким орбитам, намного ближе, чем Меркурий вокруг Солнца, год на них может длиться всего несколько земных дней – в таких условиях температуры поверхности этих планет будут почти как на Земле.

Планеты обнаружены также у очень многих других звёзд. Планеты у других звёзд, чтобы отличать их от планет Солнечной системы, называют экзопланеты. Сегодня можно утверждать, что наличие планетных систем у звёзд – это скорее правило, чем исключение.

Широко распространено такое явление, как двойные звёзды (две звезды, одна из которых вращается вокруг другой, или, точнее, две звезды, вращающиеся вокруг общего центра масс. Бывают не только двойные, но и тройные, и кратные звёзды. Многие из уже упомянутых звёзд, такие, как Альфа Центавра, Сириус, Процион, Дзета Сетки, Полярная и др., являются двойными или кратными.

Ещё одно явление, интересное для астрономических наблюдений – это переменные звёзды, т.е. звёзды, яркость которых меняется со временем. Их делят на два типа: затменные переменные и физические переменные. Затменные переменные звёзды – это двойные или кратные звёзды, яркость которых может меняться из-за того, что один из компонентов во время движения по орбите заслоняет другой. Физические переменные звёзды – это звёзды, яркость которых на самом деле меняется из-за изменения светимости звезды. Из них наиболее интересен класс звёзд, который называют цефеиды (названные так в честь звезды δ Цефея). Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Они интересны тем, что их светимость и период колебаний яркости взаимосвязаны между собой. Зная период колебаний яркости звезды-цефеиды, можно узнать её светимость, а зная светимость и яркость, можно определить расстояния до них. Таким образом, благодаря цефеидам, можно определить расстояние до далёких звёздных скоплений и галактик.

 

Эволюция звёзд. Источником энергии звёзд являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. На Солнце, например, каждую секунду 570 миллионов тонн водорода превращаются в 566 миллионов тонн гелия, разница в виде 4 миллиона тонн в секунду высвобождается в виде излучения. Эта энергия, помимо прочего, уравновешивает силу гравитационного сжатия.

Запасов термоядерного топлива в звёздах типа Солнца хватит на несколько миллиардов лет (Солнце в настоящий момент находится в середине этого пути). Что случается со звёздами после того, как запасы термоядерного топлива закончатся?

В этом случае ничто не сможет уравновесить силу гравитационного притяжения, и внутренние слои звезды начнут сжиматься, в то время как оставшиеся внешние слои звезды, напротив, будут расширяться. Чем всё это закончится – зависит от массы звезды.

Звёзды, массой менее полутора масс Солнца (т.е. и само Солнце) сожмётся в звезду особого типа – белый карлик. Масса белых карликов такая же, как и у других звёзд, но размер очень маленький – размером с планеты земной группы. То есть у белых карликов чудовищная плотность – один кубический сантиметр их вещества может весить десятки килограммов и даже до тонны. Так происходит потому, что расстояние между атомными ядрами вещества в белом карлике значительно меньше, чем у обычного вещества. Электроны там не вращаются вокруг атомных ядер, а сливаются все вместе в особое состояние под названием «вырожденный электронный газ».

Сравнительные размеры некоторых белых карликов и Земли

Одним из наиболее известных белых карликов, является «Сириус Б» - звезда, вращающаяся вокруг Сириуса.

В то время как внутренние слои звезды превращаются в белый карлик, то внешние слои, наоборот, начинают расширяться и постепенно охлаждаться. Со стороны это будет выглядеть как звезда, которую называют красный гигант. Солнце через несколько миллиардов лет тоже станет красным гигантом, при этом расширится до такой степени, что внутри него окажется не только орбита Земли, но и орбита Марса. Хотя Солнце при этом будет остывать, всё равно его температура будет оставаться очень высокой, так что даже при приближении расширяющейся Солнечной оболочки к Земле жизнь на нашей планете станет невозможно.

Наиболее известные звёзды – красные гиганты – это Бетельгейзе и Антарес. На прилагаемых ниже картинках можно оценить их размеры. Бетельгейзе – это единственная крупная звезда, которая в сильный телескоп из-за своих размеров и сравнительно близкого к нам расстояния выглядит не как светящаяся точка, а как диск, наподобие планет. Красных гигантов наблюдается мало, потому что эта стадия жизни звезды длится относительно недолго. Когда внешняя оболочка окончательно оторвётся от бывшего ядра звезды, она превращается в планетарную туманность.

Сравнительные размеры Солнца и крупнейших звёзд

Если масса звезды составляет от полутора до двух масс Солнца, то сжатие её центральных областей не ограничивается состоянием белого карлика – звезда сжимается ещё сильнее. Если в белом карлике вещество ещё делится на атомные ядра и электроны, то при таких больших массах сила тяжести становится такая, что электроны «вдавливаются» внутрь атомных ядер (при этом при соединении положительно заряженных протонов с отрицательно заряженными электронами образуются нейтроны). Поскольку количество протонов уменьшается, то между ними уже не существует сил отталкивания, и все остающиеся нейтроны сжимаются в гигантское атомное ядро, которое называют нейтронной звездой. Её масса примерно такая же, как и у звёзд, а плотность такая же, как плотность материи в атомных ядрах, то есть диаметр нейтронной звезды будет составлять всего несколько километров. Т.к. до сжатия звезда вращалась вокруг своей оси, то после её сжатия, с точки зрения закона сохранения импульса, её скорость вращения вырастает почти до скорости света, а период вращения её составляет порядка одной или нескольких секунд! Вращающаяся нейтронная звезда испускает радиоволны, направленные в форме узкого конуса, при этом, если Земля попадает в этот конус, то тогда мы можем наблюдать нейтронную звезду как источник радиоизлучения с периодичностью в несколько секунд. Такие источники называются пульсары были впервые обнаружены в 1967 году, в настоящему времени их открыто уже очень много.

Эволюция звёзд различных типов

Если же масса звезды была больше 2,5 масс Солнца, то при этом даже сжатие до состояния нейтронной звезды не является конечной стадией – звезда продолжает сжиматься дальше, до тех пор, пока вторая космическая скорость для её поверхности не превысит скорость света. С этого момента звезда перестаёт светиться и становится невидимой для наблюдения, о её существовании известно только по создаваемому ей силой тяжести. Такое состояние звезды называют «чёрной дырой». Судя по всему, гигантские чёрные дыры имеются в ядрах галактик.

Бывает, что термоядерные реакции на звёздах не ограничиваются только синтезом водорода в гелий. Когда весь запас водорода закончился, то последующее сжатие звезды до более высоких температур приводит уже к термоядерным реакциям слияния ядер гелия в атомы углерода и прочих элементов. Это приводит к кратковременному резкому росту выделения энергии и звезда взрывается. Это называют «сверхновыми» звёздами. Такое название появилось с древних времён, когда, увидев вспыхнувшую звезду там, где её раньше не было, люди думали, что это родилась новая звезда. На самом деле появление сверхновой звезды означает не рождение новой звезды, а смерть уже существовавшей.

Мощность взрыва сверхновой звезды огромна – в момент вспышки сверхновой в какой-нибудь далёкой галактике её яркость может оказаться выше, чем яркость миллиардов остальных звёзд этой всей галактики вместе взятых. Затем яркость звезды постепенно уменьшается (в среднем в 2 раза каждые две месяца). Если бы сверхновая звезда вспыхнула в нашей Галактике сравнительно недалеко от Солнца, то поток космических лучей от неё был бы таким мощным, что уничтожил бы жизнь на Земле. Но, с другой стороны, без сверхновых звёзд жизнь была бы невозможна – потому что именно во время взрыва сверхновых звёзд синтезируются и рассеиваются во Вселенной все тяжёлые элементы, в том числе углерод, кислород, а также все металлы. 

 

Ближайшее к нам звёзды. Ближайшей к Солнцу звездой является Альфа Центавра – самая яркая звезда в созвездии Центавра, которое видно на небе только в южном полушарии. Расстояние от неё до Солнца составляет 4,36 световых лет. Эта звезда – тройная. Первые два её компонента, которые называют «Альфа Центавра А» и «Альфа Центавра B» - звёзды, похожие на Солнце. В их систему входит и небольшой красный карлик, который называют «Проксима Центавра». Из всех трёх звёзд, входящих в систему Альфы Центавра, Проксима находится ближе всех к Солнцу (4,22 световых года), и поэтому считается самой близкой к нам звездой. Отсюда и происходит её название (слово «проксима» по-латински означает «ближайшая»). В 2012 году у Альфы Центавра была обнаружена планетная система.

Ближайшие соседи Солнца

Вообще, красные карлики составляют большинство из близких к нас звёзд. Самой известной из них (и второй по расстоянию после Альфы Центавра) является красный карлик в созвездии Змееносца, который называют «Летящая звезда Барнарда» (от имени открывшего её астронома), или «Проксима Змееносца»). Она находится на расстоянии 5,96 световых лет от Солнца. Эта звезда интересна двумя вещами: во-первых, она быстрее всех звёзд движется по небесной сфере и даже за несколько лет может заметно изменить своё положение в созвездии Змееносца (отсюда и слово «летящая» в её названии). Во-вторых, ещё в 1960-е годы было замечено, что звезда движется по небу не по прямой линии, а с периодическими отклонениями. Тогда считали, что это свидетельствует о наличии у звезды Барнарда крупной планеты – первой планеты, обнаруженной у другой звезды, были даже вычислены возможные параметры её орбиты). Увы, уже в XXI веке, когда стали открывать много планет у других звёзд, оказалось, что именно это предположение о наличии планеты у звезды Барнарда оказалось ошибочным.

Ближайшая к Солнцу из крупных звёзд – это Сириус (8,6 световых лет от Земли). Его светимость в 22 раза выше, чем у Солнца. Вокруг него вращается маленький белый карлик, который называют «Сириус В» (в отличие от основной звезды – «Сириус А»). На Сириус похожа звезда Процион (11,4 световых лет от Земли) – у неё тоже есть спутник – белый карлик. На расстоянии 25 световых лет от Земли находится звезда – голубой гигант Вега светимостью в 40 раз больше, чем у Солнца. Ещё в 1980-е годы с помощью космического инфракрасного телескопа IRAS было обнаружено, что вокруг Веги вращается «протопланетный диск», состоящий из мелких пылевых частиц – это означает, что планетная система Веги находится ещё в зачаточном состоянии.

Сириус и Вега не являются самыми крупными среди звёзд, но благодаря своему близкому к нам расположению это самые яркие звёзды на небе.

Ближайшие к Солнцу звёзды в радиусе 15 световых лет

Из звёзд, похожих на Солнце, самые близкие к нам – это звёзды Тау Кита (11,8 световых лет от Земли) и Эпсилон Эридана (10,5 световых лет от Земли). Они, как и Солнце, относятся к спектральному классу G, только чуть послабее, чем Солнце. В фантастических произведениях они неоднократно упоминались как ближайшие к нам звёзды, у которых мы найдём жизнь и внеземные цивилизации. И у них действительно были обнаружены целые планетные системы: в октябре 2002 года – у Эпсилон Эридана, а в декабре 2012 года – и у Тау Кита. Причём, что интересно, в системе Тау Кита нет планет-гигантов – все её планеты по массе близки к Земле.

 

Галактика. Солнечная система вращается вокруг центра Галактики, в которую входят 150-200 миллионов звёзд. Период обращения составляет 220 млн лет.

Среди звёзд, входящих в Галактику, одиночные звёзды, наподобие Солнца, составляют лишь небольшую часть. Как уже говорилось, большинство звёзд входят в состав двойных или кратных систем. Но, кроме них, существуют также звёздные скопления, которые могут содержать от нескольких десятков до нескольких тысяч звёзд. Два наиболее распространённых типов звёздных скоплений – рассеянные и шаровые.

В рассеянные звёздные скопления входят молодые, недавно образовавшиеся звёзды. Как правило, рассеянные скопления образуются из крупного газопылевого облака, масса которого избыточна для появления только одной звезды, и поэтому звёзды появляются там целыми группами. Как правило, по мере своей эволюции звёзды разрывают гравитационные связи друг и покидают скопление. Наиболее известное рассеянное скопление – Плеяды (М45) в созвездии Тельца, хорошо видимые невооружённым глазом.

Рассеянное звёздное Плеяды (М45)

Противоположностью рассеянным скоплениям являются, шаровые звёздные скопления, состоящие, как правило, из старых звёзд. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд — в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек, а в центре скопления 100 или даже 1000 звёзд на кубический парсек (для сравнения в окрестностях Солнца концентрация составляет 0,12 звёзд на кубический парсек).

Малое и Большое Магеллановы облака

Наша Галактика – не единственная. У неё есть два крупных спутника – Большое Магелланово облако и Малое Магелланово облако, видные на земном небе только в южном полушарии. Это карликовые галактики, которые, в отличие от нашей, имеют не спиральную форму, а вид неправильных облаков. Ближайшие к нам «полноценные» галактики, такие же спиральные, как и наша – это М31 (Туманность Андромеды) и М33 в созвездии Треугольника, находящаяся от нас на расстоянии соответственно 2,57 и 2,74 миллиона световых лет.

Туманность Андромеды

К настоящему времени открыто много галактик (по состоянию на начало 2015 года их количество в наблюдаемой части Вселенной оценивается более чем в 500 млрд) – некоторые из них спиральные, как наша Галактика или туманность Андромеды, есть «неправильные» галактики, как Большое и малое Магеллановы облака, есть также класс эллиптических галактик (форма которых может варьироваться от шарообразной до веретенообразной).

Самый удалённый от Земли наблюдаемый объект — галактика, получившая обозначение UDFj-39546284, которая видна в инфракрасном диапазоне. Перед наблюдателем она предстает такой, какой она являлась при возрасте Вселенной 480 миллионов лет. Её расстояние до нас оценивается  в 13,2 миллиарда световых лет.

За «границу наблюдаемой Вселенной» принимают расстояние, которое свет проходит за время, произошедшее начиная с Большого взрыва (13,77 млрд лет назад), во время которого родилась наша Вселенная в нынешнем виде. Эта наблюдаемая часть Вселенной называется Метагалактика.

 

Вопросы и задания

 

1.      Каковы основные характеристики звёзд?

2.      В каких единицах измеряется расстояние между звёздами?

3.      Какова разница между абсолютной и относительной звёздной величиной? Какова связь между абсолютной звёздной величиной и светимостью?

4.      Назовите наиболее яркие звёзды и их основные характеристики.

5.      Назовите звёзды, ближайшие к Солнцу, и из основные характеристики.

6.      Что входит в состав Галактики?

7.      Солнце на дневном небе имеет звёздную величину около минус 26. Во сколько раз Солнце ярче Полярной звезды, которая имеет яркость плюс 2?

8.      В повести братьев Стругацких «Трудно быть богом», где действие происходит в другой планетной системе, в первой главе говорится, что «до Земли тысяча парсеков», а в главе 9 говорится, что Солнце на ночном небе этой планеты выглядит как «крохотная, едва заметная звёздочка». В чём состоит противоречие между этими двумя главами?

Автор текста - Буслаев Артем Алексеевич