Сверхновые звезды
Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет). Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами (Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой. После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.
До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным.
Двойные звезды
Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.
Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные расстояния. Это оптические двойные звезды.
Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.
Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические двойные.
Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.
Спектрально-двойные звезды - звезды, двойственность которых обнаруживается лишь при исследовании их спектров.
Звездные скопления
Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд. Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется массой и возрастом этих образований.
Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Их размеры составляют обычно несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. В нашей Галактике известно более 1000 скоплений.
Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к центру. Все шаровые скопления расположены далеко от Солнца. В Галактике известно 130 шаровых скоплений, а должно быть около 500.
Шаровые скопления, по-видимому, образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые орбиты. Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа, “осевшего” к плоскости Галактики. В наиболее плотных облаках газа образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас. Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков, тогда как возраст больших шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики.
Звездные ассоциации
Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т. Тельца. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие очень молодые рассеянные скопления, но отличаются от них, по-видимому, меньшей степенью концентрации к центру. В других галактиках есть комплексы горячих молодых звезд, связанные с гигантскими облаками ионизированного их излучением водорода - сверхассоциации.
Что питает звезды?
За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу. Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение 20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и освещается Солнцем гораздо дольше.
Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии, хорошо согласующийся с данными астрофизики и, в частности, с выводом о том, что большую часть массы звезды составляет водород.
Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование атомов гелия из атомов водорода.
Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать за счет превращения гелия в более тяжелые элементы, вплоть до железа.
Внутреннее строение звезд
Мы рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил. Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и световое давления, направленные изнутри, стремятся оттолкнуть его от центра. Так как звезда существует как устойчивое тело, то, следовательно, между борющимися силами есть какое-то равновесие. Для этого температура разных слоев в звезде должна устанавливаться такая, чтобы в каждом слое поток энергии наружу уводил к поверхности всю энергию, возникшую под ним. Энергия образуется в небольшом центральном ядре. Для начального периода жизни звезды ее сжатие является источником энергии. Но лишь до тех пор пока температура не поднимется настолько, что начнутся ядерные реакции.
Формирование звезд и галактик
Материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых разнообразных формах и состояниях. Раз меняются формы существования материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты не могли возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэтому имеют свой определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения.
Научные основы космогонии были заложены еще Ньютоном, который показал, что вещество в пространстве под действием собственной гравитации разделяется на сжимающиеся куски. Теория образования сгустков вещества, из которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком Дж.Джинсом. Эта теория объясняет и происхождение Галактик. В первоначально однородной среде с постоянной температурой и плотностью может возникнуть уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового давления, то среда станет сжиматься, а если превалирует газовое давление, то вещество рассеется в пространстве.
Считают, что возраст Метагалактики - 13-15 млрд. лет. Этот возраст не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных скоплений в нашей Галактике.
Эволюция звезд
Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили названия протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается, и она начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Длительность сжатия протозвезд различна: при массе меньше солнечной - сотни миллионов лет, а у массивных - всего лишь сотни тысяч лет. Когда температура в недрах протозвезды повысится до нескольких миллионов Кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения - протозвезда превращается в обычную звезду. Итак, стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности “спектр-светимость”. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего.
Когда весь водород в центральной области превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постоянно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Сжатие ядра приводит к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. У более массивных звезд температура ядра при сжатии становится выше 80 млн. Кельвинов, и в нем начинаются термоядерные реакции превращения гелия в углерод, а потом и в другие более тяжелые химические элементы. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера расширяется. Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой. Проходя стадию желтого сверхгиганта, звезда может оказаться пульсирующей, то есть физической переменной звездой, и остаться такой в стадии красного гиганта. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды - белый карлик.