Основнi характеристики зiрок. Народження зiрок

Змiст

Основнi зорянi характеристики

Свiтимiсть i вiдстань до зiрок

Спектри зiрок i iх хiмiчний склад

Температура i маса зiрок

Зв'язок основних зоряних величин

Зiрки народжуються

Мiжзоряний газ

Мiжзоряний пил

Рiзноманiтнiсть фiзичних умов

Чому повиннi народжуватися новi зiрки?

Газово-пиловi комплекси - колиска зiрок

Зорянi асоцiацii

Стисло про весь процес народження

Основнi зорянi характеристики

Свiтимiсть i вiдстань до зiрок

Перш за все треба зрозумiти, що зiрки, за рiдкiсним виключенням, спостерiгаються як "точковi" джерела випромiнювання. Це означаi, що iх кутовi розмiри дуже малi. Навiть у найбiльшi телескопи не можна побачити зiрки у виглядi "реальних" дискiв. Пiдкреслюю слово "реальних", оскiльки завдяки чисто iнструментальним ефектам, а головним чином неспокоiм атмосфери, у фокальнiй площинi телескопiв виходить "помилкове" зображення зiрки у виглядi диска. Кутовi розмiри цього диска рiдко бувають менше однiii секунди дуги, тодi як навiть для найближчих зiрок вони повиннi бути менше однiii сотоi частки секунди дуги.

Отже, зiрка навiть в найбiльший телескоп не може бути, як говорять астрономи, "дозволена". Це означаi, що ми можемо вимiрювати тiльки потоки випромiнювання вiд зiрок в рiзних спектральних дiлянках. Мiрою величини потоку i зоряна величина.

Свiтимiсть визначаiться, якщо вiдомi видима величина i вiдстань до зiрки. Якщо для визначення видимоi величини астрономiя маi в своiму розпорядженнi цiлком надiйнi методи, то вiдстань до зiрок визначити не так просто. Для порiвняно близьких зiрок, видалених на вiдстань, що не перевищують декiлькох десяткiв парсек, вiдстань визначаiться вiдомою ще з початку минулого сторiччя тригонометричним методом, що полягаi у вимiрюваннi нiкчемно малих кутових зсувiв зiрок при iх спостереженнi з рiзних точок земноi орбiти, тобто в рiзний час роки. Цей метод маi досить велику точнiсть i достатньо надiйний. Проте для бiльшостi iнших бiльш видалених зiрок вiн вже не годиться: дуже малi зсуви положення зiрок треба вимiрювати - менше однiii сотоi частки секунди дуги! На допомогу приходять iншi методи, значно менш точнi, але проте достатньо надiйнi. У рядi випадкiв абсолютну величину зiрок можна визначити i безпосередньо, без вимiрювання вiдстанi до них, по деяких спостережуваних особливостях iх випромiнювання.

Спектри зiрок i iх хiмiчний склад

Виключно багату iнформацiю даi вивчення спектрiв зiрок. Вже давно спектри переважноi бiльшостi зiрок роздiленi на класи. Послiдовнiсть спектральних класiв позначаiться буквами O, B, A, F, G, K, M. РЖснуюча система класифiкацii зоряних спектрiв настiльки точна, що дозволяi визначити спектр з точнiстю до однiii десятоi класу. Наприклад, частина послiдовностi зоряних спектрiв мiж класами B i А позначаiться як В0, В1 . . . В9, А0 i так далi. Спектр зiрок в першому наближеннi схожий на спектр випромiнюючого "чорного" тiла з деякою температурою Т. Эти температури плавно мiняються вiд 40-50 тисяч градусiв у зiрок спектрального класу Об до 3000 градусiв у зiрок спектрального класу М. Вiдповiдно до цього основна частина випромiнювання зiрок спектральних класiв Про i В доводитися на ультрафiолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхнi землi. Проте в останнi десятилiття були запущенi спецiалiзованi штучнi супутники землi; на iх борту були встановленi телескопи, за допомогою яких виявилося можливим дослiджувати i ультрафiолетове випромiнювання.

Характерною особливiстю зоряних спектрiв i ще наявнiсть у них величезноi кiлькостi лiнiй поглинання, що належать рiзним елементам. Тонкий аналiз цих лiнiй дозволив отримати особливо цiнну iнформацiю про природу зовнiшнiх шарiв зiрок.

Хiмiчний склад зовнiшнiх шарiв зiрок, звiдки до нас "безпосередньо" приходить iх випромiнювання, характеризуiться повним переважанням водню. На другому мiсцi знаходиться гелiй, а велика кiлькiсть решти елементiв достатньо невелика. Приблизно га кожнi десять тисяч атомiв водню доводитися тисячi атомiв гелiю, близько 10 атомiв кисню, трохи менше вуглецю i азоту i всього лише одного атома залiза. Велика кiлькiсть решти елементiв здiйснена нiкчемно. Без перебiльшення можна сказати, що зовнiшнi шари зiрок - це гiгантськi воднево-гелiiвi плазми з невеликою домiшкою важчих елементiв.

Хорошим iндикатором температури зовнiшнiх шарiв зiрки i ii колiр. Гарячi зiрки спектральних класiв Про i В мають блакитний колiр; зiрки, схожi з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зiрки ж спектральних класiв До i М - червонi. У астрофiзицi i ретельно розроблена i цiлком об'iктивна система квiтiв. Вона заснована на порiвняннi спостережуваних зоряних величин, отриманих через рiзнi свiтлофiльтри, що строго еталонують. Кiлькiсно колiр зiрок характеризуiться рiзницею двох величин, отриманих через два фiльтри, один з яких пропускаi переважно синi променi ("У"), а iнший маi криву спектральноi чутливостi, схожу з людським оком("V"). Технiка вимiрювань кольору зiрок настiльки висока, що по змiряному значенню B-V можна визначити спектр зiрки з точнiстю до пiдкласу. Для слабких зiрок аналiз квiтiв - iдина можливiсть iх спектральноi класифiкацii.

Температура i маса зiрок

Знання спектрального класу або кольору зiрки вiдразу ж даi температуру ii поверхнi. Оскiльки зiрки випромiнюють приблизно як абсолютно чорнi тiла вiдповiдноi температури, то потужнiсть, що випромiнюi одиницею iх поверхнi, визначаiться iз закону Стефана Больцмана:

Ва- постiйна Больцмана

Потужнiсть випромiнювання всiii поверхнi зiрки, або ii свiтимiсть, очевидно буде рiвна

Ва( * )

де R - радiус зiрки. Таким чином, для визначення радiусу зiрки треба знати ii свiтимiсть i температуру поверхнi.

Нам залишаiться визначити ще одну, чи не найважливiшу характеристику зiрки - ii масу. Треба сказати, що це зробити не так те просто. А головне iснуi не так вже багато зiрок, для яких i надiйнi визначення iх мас. Останнi найлегше визначити, якщо зiрки утворюють подвiйну систему, для якоi велика пiввiсь орбiти а i перiод звернення Р вiдомi. В цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному виглядi:

тут М1 i М2 - маси компонент системи, G - постiйна в законi усесвiтнього тяжiння Ньютона. Рiвняння даi суму мас компонент системи. Якщо до того ж вiдоме вiдношення орбiтальних швидкостей, то iх маси можна визначити окремо. До жаль, тiльки для порiвняно невеликоi кiлькостi подвiйних систем можна таким чином визначити масу кожнiй iз зiрок.

По сутi кажучи, астрономiя не розташовувала i не маi в своiму розпорядженнi в даний час методу прямого i незалежного визначення маси (тобто що не входить до складу кратних систем) iзольованоi зiрки. РЖ це достатньо серйозний недолiк нашiй науки про Всесвiту. Якби такий метод iснував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такiй ситуацii астрономи мовчазно приймаю, що зiрки з однаковою свiтимiстю i кольором мають однаковi маси. Останнi ж визначаються тiльки для подвiйних систем. Твердження, що одиночна зiрка з тiiю ж свiтимiстю i кольором маi таку ж масу, як i ii "сестра", що входить до складу подвiйноi системи, завжди слiд приймати з деякою обережнiстю.

Зв'язок основних зоряних величин

Отже, сучасна астрономiя маi в своiму розпорядженнi методи визначення основних зоряних характеристик: свiтимостi, поверхневоi температури (кольори), радiусу, хiмiчного складу i маси. Виникаi важливе питання: чи i цi характеристики незалежними? Виявляiться, немаi. Перш за все i функцiональна залежнiсть, що зв'язуi радiус зiрки, ii болометричну свiтимiсть i поверхневу температуру. Ця залежнiсть представляiться простiй формулою ( * ) i i тривiальною. Разом з цим, проте, давно вже була виявлена залежнiсть мiж свiтимiстю зiрок i iх спектральним класом (або, що фактично одне i те ж, - кольором). Цю залежнiсть емпiрично встановили (незалежно) на великому статистичному матерiалi ще в початку нашого сторiччя видатнi астрономи данчанин Герцшпрунг i американець Рассел.

Зiрки народжуються

Мiжзоряний газ

Було потрiбно, проте, тисячолiтнiй розвиток науки, щоб людство усвiдомило простий i разом з тим величний факт, що зiрки - це об'iкти, бiльш менш схожi на Сонцi, але тiльки вiддаленi вiд нас на незрiвнянно великi вiдстанi. Ньютон був першим, хто правильно оцiнив вiдстанi до зiрок. Два сторiччя пiсля великого англiйського ученого майже всiма мовчазно приймалося, що жахливо великих розмiрiв простiр, в якому знаходяться зiрки, i абсолютна порожнеча. Лише окремi астрономи час вiд часу пiднiмали питання про можливе поглинання свiтла в мiжзоряному середовищi. Тiльки на самому початку XX сторiччя нiмецький астроном Гартман переконливо довiв, що простiр мiж зiрками i зовсiм не мiфiчною порожнечею. Воно заповнене газом, правда, з дуже малою, але цiлком визначеною щiльнiстю. Це видатнi вiдкриття, так само як i багато iнших, було зроблене за допомогою спектрального аналiзу.

Майже половину сторiччя мiжзоряний газ дослiджувався головним чином шляхом аналiзу лiнiй поглинання, що утворювалися в нiм. З'ясувалося, наприклад, що досить часто цi лiнii мають складну структуру, тобто складаються з декiлькох близько розташованих один до одного компонент. Кожна така компоненту виникаi при поглинаннi свiтла зiрки в якiй-небудь певнiй хмарi мiжзоряного середовища, причому хмари рухаються один щодо одного з швидкiстю, близькою до 10 км/сек. Це i приводить завдяки ефекту Доплера до незначного зсуву довжин хвиль лiнiй поглинання.

Хiмiчний склад мiжзоряного газу в першому наближеннi виявився досить близьким до хiмiчного складу Сонця i зiрок. Переважаючими елементами i водень i гелiй, тодi як решту елементiв ми можемо розглядати як "примiси".

Мiжзоряний пил

До цих пiр, кажучи про мiжзоряне середовище, ми мали зважаючи на тiльки мiжзоряний газ. але i i iнша компоненту. Мова йде про мiжзоряний пил. Ми вже згадували вище, що ще в минулому сторiччi дебатувалося питання про прозорiсть мiжзоряного простору. Тiльки близько 1930 року з безсумнiвнiстю було доведено, що мiжзiрковий простiр дiйсний не зовсiм прозоро. Субстанцiя, що поглинаi свiтло, зосереджена в досить тонкому шарi бiля галактичноi площини. Найсильнiше поглинаються синi i фiолетовi променi, тодi як поглинання в червоних променях порiвняно невелике.

Що ж це за субстанцiя? Зараз вже представляiться доведеним, що поглинання свiтла обумовлено мiжзоряним пилом, тобто твердими мiкроскопiчними частинками речовини, розмiрами менше мiкрона. Цi порошинки мають складний хiмiчний склад. Встановлено, що порошинки мають досить витягнуту форму i якоюсь мiрою "орiiнтуються", тобто напрями iх витягнутостi мають тенденцiю "шикуватися" в данiй хмарi бiльш менш паралельно. Зоряне свiтло, що з цiii причини проходить через тонке середовище, стаi частково поляризованим.

Рiзноманiтнiсть фiзичних умов

Найхарактернiшою особливiстю мiжзоряного середовища i велика рiзноманiтнiсть наявних в нiй фiзичних умов. Там i, по-перше, зони, кiнетична температура яких розрiзняiться на два порядки. РД порiвняно щiльнi хмари з концентрацiiю частинок газу, що перевищуi декiлька тисяч на кубiчний сантиметр, i вельми розряджене середовище мiж хмарами, де концентрацiя не перевищуi 0,1 частинки на кубiчний сантиметр. i, нарештi, величезнi областi, де розповсюджуються ударнi хвилi вiд вибухiв зiрок.

Разом з окремими хмарами як iонiзованого так i неiонiзованого газу в Галактицi спостерiгаються значно великi за своiми розмiрами, масою i щiльнiстю агрегати холодноi мiжзоряноi речовини, що отримали назву "Газово-пилових комплексiв". Для нас найiстотнiшим i те, що в таких газово-пилових комплексах вiдбуваiться найважливiший процес конденсацii зiрок з дифузного мiжзоряного середовища.

Чому повиннi народжуватися новi зiрки

Значення газово-пилових комплексiв в сучаснiй астрофiзицi дуже велике. Рiч у тому, що вже давно астрономи, в значнiй мiрi iнтуiтивно, зв'язували утворення конденсацii в мiжзоряному середовищi з найважливiшим процесом утворення зiрок з "дифузного" порiвняно розрядженого газово-пилового середовища. Якi ж пiдстави iснують для припущення про зв'язок мiж газово-пиловими комплексами i процесом зiркоутворення? Перш за все слiд пiдкреслити, що вже принаймнi з сорокових рокiв нашого сторiччя астрономам ясно, що зiрки в Галактицi повиннi безперервно (тобто буквально "на наших очах") утворюватися з якоiсь якiсно iншiй субстанцii. Рiч у тому, що до 1939 року було встановлено, що джерелом зоряноi енергii i той, що вiдбуваiться в надрах зiрок термоядерний синтез. Грубо кажучи, що пригнiчують бiльшiсть зiрок випромiнюють тому, що в iх надрах чотири протони з'iднуються через ряд промiжних етапiв в одну альфа-частку. Оскiльки маса одного протона (у атомних одиницях) рiвна 1,0081, а маса ядра гелiю (альфа-частки) рiвна 4,0039, то надлишок маси, рiвний 0,007 атомноi одиницi на протон, повинен видiлитися як енергiя. Тим самим визначаiться запас ядерноi енергii в зiрцi, яка постiйно витрачаiться на випромiнювання. У найсприятливiшому випадку чисто водневоi зiрки запасу ядерноi енергii вистачить не бiльш, нiж на 100 мiльйонiв рокiв, тодi як в реальних умовах еволюцii час життя зiрки виявляiться на порядок менше цiii явно завищеноi оцiнки. Але десяток мiльйонiв рокiв - нiкчемний термiн для еволюцii нашiй Галактики, вiк якоi нiяк не менше нiж 10 мiльярдiв рокiв. Вiк масивних зiрок вже порiвняiмо з вiком людства на Землi! Означаi зiрки (принаймнi, масивнi з високою свiтимiстю) нiяк не можуть бути в Галактицi "спочатку", тобто з моменту ii освiти. Виявляiться, що щорiчно в Галактицi "вмираi" щонайменше одна зiрка. Значить, для того, щоб "зоряне плем'я" не "звироднiло", необхiдно, щоб стiльки ж зiрок в середньому утворювалося в нашiй Галактицi щороку. Для того, щоб в перебiгу тривалого часу (обчислюваними мiльярдами рокiв) Галактика зберiгала б незмiнними своi основнi особливостi (наприклад, розподiл зiрок по класах, або, що практично одне i теж, по спектральних класах), необхiдно, щоб в нiй автоматично пiдтримувалася динамiчна рiвновага мiж зiрками, що народжувалися i "гинучими". В цьому вiдношеннi Галактика схожа на первiсний лiс, що складаiться з дерев рiзних видiв i вiкiв, причому вiк дерев значно менше вiку лiсу. РД, правда, одна важлива вiдмiннiсть мiж Галактикою i лiсом. У Галактицi час життя зiрок з масою менше сонячною перевищуi ii вiк. Тому слiд чекати поступового збiльшення числа зiрок з порiвняно невеликою масою, оскiльки вони поки що "не встигли" померти, а народжуватися продовжують. Але для масивнiших зiрок згадана вище динамiчна рiвновага неминуче повинна виконуватися.

Газово-пиловi комплекси - колиска зiрок

Звiдки ж беруться в нашiй Галактицi молодi i "надмолодi" зiрки? З давнiх пiр, за сталою традицiiю, висхiдною до гiпотези Канта i Лапласа про походження Сонячноi системи, астрономи припускали, що зiрки утворюються з розсiяного дифузного газово-пилового середовища. Була тiльки одна строга теоретична пiдстава такого переконання - гравiтацiйна нестiйкiсть спочатку однорiдного дифузного середовища. Рiч у тому, що в такому середовищi неминучi малi обурення щiльностi, тобто вiдхилення вiд строгоi однорiдностi. надалi, проте, якщо маси цих конденсацiй перевершують деяку межу, пiд впливом сили усесвiтнього тяжiння малi обурення наростатимуть i спочатку однорiдне середовище розiб'iться на декiлька конденсацiй. Пiд дiiю сили гравiтацii цi конденсацii продовжуватимуть стискатися i, як можна вважати, врештi-решт перетворяться на зiрки.

Характерний час стиснення хмари до розмiрiв протозiрки можна оцiнити по простiй формулi механiки, що описуi вiльне падiння тiла пiд впливом деякого прискорення. Так, наприклад, хмара з масою, рiвною сонячною, стиснеться за мiльйон рокiв.

У процесi тiльки що описаноi першоi стадii конденсацii газово-пиловоi хмари в зiрку, яка називаiться "Стадiiю вiльного падiння", звiльняiться певна кiлькiсть гравiтацiйноi енергii. Половина енергii, що звiльнилася при стисненнi хмари, повинна покинути хмару у виглядi iнфрачервоного випромiнювання, а половина пiти на нагрiв речовини.

Як тiльки хмара, що стискаiться, стане непрозорою для свого iнфрачервоного випромiнювання, свiтимiсть його рiзко впаде. Воно продовжуватиме стискатися, але вже не за законом вiльного падiння, а набагато повiльнiше. Температура його внутрiшнiх областей, пiсля того, як процес дисоцiацii молекулярного водню закiнчиться, неодмiнно пiдвищуватиметься, оскiльки половина гравiтацiйноi енергii, що звiльняiться при стисненнi, йтиме на нагрiв хмари. Втiм, такий об'iкт назвати хмарою вже не можна. Це вже справжнiсiнька протозiрка.

Таким чином, з простих законiв фiзики слiд чекати, що може мати мiсце iдиний i закономiрний процес еволюцii газово-пилових комплексiв спочатку в протозiрки, а потiм i в зiрки. Проте можливiсть - це ще не i дiйснiсть. Щонайпершим завданням наглядовоi астрономii i, по-перше, вивчити реальнi хмари мiжзоряного середовища i проаналiзувати, чи здатнi вони стискатися пiд дiiю власноi гравiтацii. Для цього треба знати iх розмiри, щiльнiсть i температуру. По-друге, дуже важливо отримати додатковi аргументи на користь "генетичноi близькостi хмар i зiрок (наприклад, тонкi деталi iх хiмiчного i навiть iзотопного складу, генетичний зв'язок зiрок i хмар i iнше). По-третi, дуже важливо отримати iз спостережень неспростовнi свiдоцтва iснування найранiших етапiв розвитку протозiрок (наприклад, спалахи iнфрачервоного випромiнювання в кiнцi стадii вiльного падiння). Крiм того, тут можуть спостерiгатися, i, мабуть, спостерiгаються абсолютно несподiванi явища. Нарештi, слiд детально вивчати протозiрки. Але для цього перш за все треба умiти вiдрiзняти iх вiд "нормальних" зiрок.

Зорянi асоцiацii

Емпiричним пiдтвердженням процесу утворення зiрок з хмар мiжзоряного середовища i те давно вiдома обставина, що масивнi зiрки класiв Про i В розподiленi в Галактицi не однорiдно, а групуються в окремi обширнi скупчення, якi пiзнiше отримали назву "асоцiацii". Але такi зiрки повиннi бути молодими об'iктами. Таким чином, сама практика астрономiчних спостережень пiдказувала, що зiрки народжуються не поодинцi, а як би гнiздами, що якiсно узгоджуiться з представленнями теорii гравiтацiйноi нестiйкостi. Молодi асоцiацii зiрок (що складаються не тiльки з одних гарячих масивних гiгантiв, але i з iнших примiтних, свiдомо молодих об'iктiв) тiсно пов'язанi з великими газово-пиловими комплексами мiжзоряного середовища. Природно вважати, що такий зв'язок повинен бути генетичним, тобто цi зiрки утворюються шляхом конденсацii хмар газово-пилового середовища.

Процес народження зiрок, як правило, не помiтний, тому що прихований вiд нас пеленою космiчного пилу, що поглинаi свiтло. Тiльки радiоастрономiя, як можна тепер з великою упевненiстю вважати, внесла радикальну змiну до проблеми вивчення народження зiрок. По-перше, мiжзоряний пил не поглинаi радiохвилi. По- друге, радiоастрономiя вiдкрила абсолютно несподiванi явища в газово-пилових комплексах мiжзiркового середовища, якi мають пряме вiдношення до процесу зiркоутворення.

Стисло про весь процес народження

Ми досить детально розглядали питання про конденсацiю в протозiрки щiльних холодних молекулярних хмар, на якi iз-за гравiтацiйноi нестiйкостi розпадаiться газово-пиловий комплекс мiжзоряного середовища. Тут важливо ще раз пiдкреслити, що цей процес i закономiрним, тобто неминучим. Насправдi, теплова нестiйкiсть мiжзоряного середовища неминуче веде до ii фрагментацii, тобто до роздiлення на окремi, порiвняно щiльнi хмари i мiжхмарне середовище. Проте власна сила тяжiння не може стиснути хмари - для цього вони недостатньо щiльнi i великi. Але тут "вступаi в гру" мiжзоряне магнiтне поле. У системi силових лiнiй цього поля неминуче утворюються досить глибокi "ями", куди "стiкаються" хмари мiжзоряного середовища. Це приводить до утворення величезних газово-пилових комплексiв. У таких комплексах утворюiться шар холодного газу, оскiльки iонiзуюче мiжзоряний вуглець ультрафiолетове випромiнювання зiрок сильно поглинаiться космiчним пилом, що знаходиться в щiльному комплексi, а нейтральнi атоми вуглецю сильно охолоджують мiжзоряний газ i "термостатирують" його при дуже низькiй температурi - порядку 5-10 градусiв Кельвiна. Оскiльки в холодному шарi тиск газу рiвний зовнiшньому тиску навколишнього бiльш нагрiтого газу, то щiльнiсть в цьому шарi значно вище i досягаi декiлькох тисяч атомiв на кубiчний сантиметр. Пiд впливом власноi гравiтацii холодний шар, пiсля того, як вiн досягне товщини бiля одного парсека, почне "фрагментувати" на окремi, ще щiльнiшi згустки, якi пiд впливом власноi гравiтацii продовжуватимуть стискатися. Таким цiлком природним чином в мiжзоряному середовищi виникають асоцiацii протозiрок. Кожна така протозiрка еволюцiонуi з швидкiстю, залежною вiд ii маси.

Коли iстотна частина маси газу перетворитися на зiрки, мiжзоряне магнiтне поле, яке своiм тиском пiдтримувало газово-пиловий комплекс, природно, не надаватиме дii на зiрки i молодi протозiрки. Пiд впливом гравiтацiйного тяжiння Галактики вони почнуть падати до галактичноi площини. Таким чином, молодi зорянi асоцiацii завжди повиннi наближатися до галактичноi площини.

Список використаноi лiтератури

1. Бакулин П.И. Курс общей астрономии

2. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной

3. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя ракетобудування Украiни

Авиационно-космические отрасли в российской провинции

Аналiз гiпотез виникнення Землi i Сонячноi системи

Антропний принцип у Всесвiтi