Рождение звезд

Страница 3

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 благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездный газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Разнообразие физических условий

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический сантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные волны от взрывов звезд.

Наряду с отдельными облаками как ионизированного так и неионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название "газово-пылевых комплексов". Для нас самым существенным является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Белые карлики.

Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.

Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

Перенесёмся в 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый «призрак», который появился на восточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу используют по сей день, но на другой установке.

Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В.

Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо для установки температуры звезды. В 1915г. с использованием всех технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: тем-пература спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.

В самом деле, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника должна быть в 300´4 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В должен иметь диаметр около 40 000 км. Однако масса этой звезды составляет 95% от массы Солнца. Этот значит, что огромное количество вещества должно быть упаковано в чрезвычайно малом объёме, иначе говоря, звезда должна быть плотной. В результате несложных арифметических действий получаем, что плотность спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества - около 50 т.