ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДЫ

Звёзды - самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезды и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звёзд.

Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (IV в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звёзды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономом И. Фабрициусом была открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийским учёным Дж. Риччоли – первая двойная звезда. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В середине и во 2-й половине XYIII в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В.Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звёзд. В 60-х гг. XIX в. для изучения звёзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией.

Русский астроном А.А. Белопольский в 1900г. экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звёздах.

Итак, более девяти десятых вещества нашей Галактики сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд многообразен, но все же большинство из них подобно нашему Солнцу. Большая часть вещества Вселенной «скрыта» в недрах звезд и имеет температуру порядка десятка миллионов градусов при очень высокой плотности и физических условиях, мало отличающихся от термодинамического равновесия. Основная эволюция вещества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Именно там находился (и находится) тот «плавильный тигль», который обусловил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами. Именно там вещество по естественным законам природы превращается из идеального газа в очень плотный вырожденный газ и даже в «нейтронизированную» материю. Именно у некоторых звезд на поворотных этапах их эволюции может реализоваться пока еще далекое от ясности состояние «черной дыры». Вместе с тем, окружающие ядра галактик звезды (в среднем) занимают около 10^-25 объема Вселенной. Один из основателей современной теории звездной эволюции профессор М. Шварцшильд в своей известной монографии, посвященной строению и эволюции звезд, высказал очень глубокую мысль: «Если Вселенная управляется простыми универсальными законами, то разве чистое мышление оказалось бы не способным открыть эту совокупность законов? Тогда не нужно было бы опираться на наблюдения, которые приходится производить с таким трудом. Хотя законы, которые мы стремимся открыть, быть может, и совершенны, но человеческий разум далек от совершенства: представленный самому себе он склонен заблуждаться, чему мы видим печальное подтверждение среди бесчисленных примеров прошлого. Действительно, мы очень редко упускали возможность впасть в заблуждение; только новые, полученные из наблюдений данные, с трудом отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный путь. В теории эволюции звезд они особенно необходимы, чтобы двигаться вперед, не впадая в серьезные ошибки…» Звезды, так же как Солнце, Луна и планеты, были известны человеку еще тогда, когда он человеком не был. По мнению И.С.Шкловского, самой примитивной астрономической информацией располагают животные, причем не только высшие. Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Этого не понимали даже выдающиеся мыслители, как Кеплер. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского учёного почти всеми молчаливо принимались, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. И только в самом начале ХХ века немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающееся открытие было сделано с помощью спектрального анализа. Открытие немецкого ученого состояло в том, что он обнаружил в спектрах некоторых двойных звезд две линии поглощения, длины волн которых не менялись, в то время как у всех остальных спектральных линий длины волн периодически менялись. Эти «неподвижные» линии, принадлежащие ионизированному кальцию, получили название «станционарных ». Они образуются не в наружных слоях звезд, а где – то «по пути» между звездой и наблюдателем. Так впервые был обнаружен межзвездный газ, который в проходящем сквозь него звездном свете производит поглощение в узких спектральных участках. Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент.

Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

По мнению И.С.Шкловского, звезды рождаются редко. В нашей весьма крупной Галактике за год формирования всего около дюжины новых светил. Как правило, небольшие группы возникших звезд прячутся в глубине непрозрачных газопылевых облаков, скрывая от астрономов первые, возможно, самые интересные, этапы своего развития. К счастью, звезды гибнут поодиночке, а рождаются вместе. Изредка появление звезд «в одном месте и в одно время» происходит столь интенсивно, что напоминает взрыв, разрушающий темное родительское облако и обнажающий начальный момент формирования звезд. Однако области взрывного звездообразования тоже встречаются не часто. Астрономам известны лишь две, расположенные в относительной близости от Солнца: звездногазовый комплекс NGC 3603 в нашей Галактике и комплекс Тарантул – в соседней, Большом Маггелановом Облаке. Их детальным исследованием астрономы Европейской южной обсерватории занялись сразу после того, как очень большой телескоп (VLT) открыл свой первый 8-метровый «глаз». Новый проект имел целью разрешить давно мучившую астрономов загадку. Дело в том, что звезды весьма значительно различаются по своей массе; у одних она в десятки раз больше, чем у Солнца, у других - во много раз меньше. Между тем от массы зависит мощность излучения, его спектральный состав, срок жизни звезды и сила ее влияния на окружающее вещество. К сожалению, до сих пор астрономы не понимают, от чего зависит масса рождающейся звезды. Известно только, что маленькие появляются гораздо чаще больших. Биолога такой факт ничуть бы не удивил: если больших будет больше, чем маленьких, нарушатся пищевые цепи. Однако звезды (за редкими исключениями) не «питаются» друг другом. Чтобы понять их распределение по массе, астрономы проверяют некоторые теоретические идеи. Одна, довольно популярная, заключается в том, что масса звезды зависит от условий формирования, прежде всего – от плотности и температуры исходного газа. А это значит, что в разных облаках должны формироваться звезды разной массы. Возможна и другая гипотеза: по мере изменения условий в облаке будет меняться и характерная масса формирующихся в нем звезд; следовательно, звезды разной массы в пределах одного очага звездообразования должны иметь разный возраст. Проверить эти предположения оказалось нелегко: близкие области звездообразования не содержат столь редко рождающихся массивных объектов, а те немногочисленные крупные очаги, где они появляются, находятся так далеко от Солнца, что нормальному телескопу не рассмотреть в них блеклые маломассивные звезды. Именно поэтому гигантский телескоп VLT Анту решено использовать для поиска слабых объектов в крупнейших очагах звездообразования. Комплекс NGC 3603- один из крупнейших в Галактике. Суммарная масса его наиболее массивных звезд спектральных классов О и В превышает 2 тысячи солнечных масс. Пятьдесят его самых ярких О-звезд дают ионизующий поток в 100 раз более мощный, чем хорошо известное скопление молодых звезд в нашей Галактике. Сравнимое с ним пока найдено только в соседней системе – туманности Тарантул. Находящееся в ее центре звездное скопление NGC 2070 удалено от нас в 8 раз дальше, чем комплекс NGC 3603 . Но во многом эти области схожи между собой. До сих пор излучение звездного скопления NGC 3603 было чрезвычайно затруднено сильным поглощением света межзвездной пылью: на огромном расстоянии от объекта до Земли пыль ослабляет излучение в оптическом диапазоне в 80 раз. Появление телескопа Анту с его «прибором ночного видения» - инфракрасной камерой-спектрометром ISAAC- сделало проблему разрешимой: в этом диапазоне поглощение пылью ослабляет излучение всего в 2 раза. Чтобы иметь возможность измерить по отдельности яркость каждой звезды в этом сверхплотном конгломерате, необходимо было получить предельно четкое изображение скопления. Чилийское небо и европейская техника дали такую возможность: диаметр изображений составил 0.4 угл. сек. Чтобы «вытянуть» слабые звезды и не получить «передержки» у ярких звезд, был использован хитроумный прием короткой многократной экспозиции с последующим сложением отдельных кадров в память компьютера. В результате этой работы удалось надежно измерить яркость и цвет около 7 тысяч звезд скопления NGC 3603. Впервые подсчитаны и измерены все звезды в активном очаге их формирования вплоть до карликов с массой в 1/10 солнечной. Для сравнения: в туманности Тарантул нижняя граница массы излученных звезд составляет 1 массу Солнца. Все это очень молодые звезды с возрастом от 300 тысяч до 1 миллиона лет; некоторые из них еще в процессе формирования. При этом большинство звезд имеет малую массу. Важнейший вывод работы международной команды астрономов таков: вопреки теоретическим прогнозам маломассивные звезды формируются вместе с массивными в едином эпизоде звездообразования. Вероятно, каждый хотя бы раз видел удивительное астрономическое явление – «падающие звезды». Они появляются неожиданно, почти мгновенно исчезают и обычно бывают не очень яркими. Но иногда даже дух захватывает, до чего красиво и ярко вспыхивает звезда. Она угасает не вмиг, а некоторое время оставляет за собой светящийся след. И уж совсем редко можно увидеть «звездный дождь» настоящий ливень из «падающих звезд». Так было, например, 12 ноября 1833 года, «звезды» падали, словно хлопья снега. Каждую секунду их появлялось по 20, за час – более 70 тысяч. Можно было подумать, что все звезды упали с неба. Но когда «звездный дождь» закончился, оказалось, что все 3000 звезд, которые мы обычно видим невооруженным глазом, остались на своих местах. Научное название «падающих звезд» - метеориты. Одно время ученые спорили, имеют ли метеориты вообще какое-либо отношение к астрономии. Астрономы выяснили, что метеориты возникают, когда крохотная космическая частичка или камушек, с большой скоростью врезаются в земную атмосферу, разогревается в ней и сгорает, вспыхнув на высоте около 100 километров. До встречи с Землей метеоритные тела долго носились в космическом пространстве. Эти частички, действительно, очень малы и весят не более чем несколько капель воды. Яркие метеориты порождаются частичками размером с кедровый орешек. Так, что «падающие звезды» совсем не похожи на настоящие звезды, многие из которых даже больше Солнца. А отчего же бывают «звездные дожди»? Происходят они, когда Земля встречается не с отдельными метеоритными частичками, а с их скоплением или роем. А чтобы понять, откуда эти скопления я расскажу одну историю… )