Звезды: их рождение, жизнь и смерть - [6]

Звезды, образующие галактическую «корону», часто называют «населением II типа», в то время как объекты, сильно концентрирующиеся к галактической плоскости, носят название «население I типа». В окрестностях Солнца (которые находятся, как известно, на периферии Галактики очень близко от ее плоскости симметрии) преобладают объекты I типа населения. Именно по этой причине на диаграмме Герцшпрунга — Рессела ветвь субкарликов (принадлежащих ко II типу населения) представлена сравнительно небольшим числом объектов. Наоборот, в области ядра нашей звездной системы, где плотность звезд в десятки раз больше, чем в окрестностях Солнца, преобладают объекты II типа населения, прежде всего субкарлики. Их полное количество в Галактике порядка 100 миллиардов, т. е. они составляют большинство звезд.

Рис. 1.9: Схема затмения в тесной двойной системе с эллипсоидальными компонентами и ее кривая блеска.

Таковы самые общие сведения об основных характеристиках звезд. Они, конечно, далеко не исчерпывают всех свойств этих объектов. Среди звезд попадаются объекты, сильно отличающиеся от «нормы». Мы уже говорили выше о звездах с необычнымхимическим составом. Имеются в Галактике звезды, светимость которых меняется. Это так называемые «переменные» звезды. Последние отличаются удивительным разнообразием. Иногда переменность вызывается чисто геометрическими причинами: в тесной двойной системе, если луч зрения образует незначительный угол с плоскостью орбиты, периодически наблюдаются «затмения», когда одна звезда заходит за другую (рис. 1.9). Но чаще звездная переменность связана с вполне реальными вариациями светимости, обычно сопровождаемыми изменениями поверхностной температуры и радиуса.

Среди переменных звезд особый интерес представляют звезды, строго периодически меняющие свою светимость, радиус и температуру по причине пульсаций. Эти звезды периодически сжимаются и расширяются, меняя при этом свою температуру. Такие звезды называются цефеидами. Они сыграли выдающуюся роль в истории астрономии, так как помогли определить расстояния до очень удаленных объектов (галактик), которые другими методами измерить было невозможно. Как же это было сделано? Дело в том, что эмпирически было найдено, что чем длиннее период цефеиды, тем больше ее светимость[ 3 ]. Наблюдая в удаленных галактиках очень слабенькие цефеиды и изучив их периоды, астрономы оценили их светимости, по которым легко нашли абсолютные величины. После этого расстояние определялось по формуле (1.3). Так как светимости цефеид (особенно долгопериодических) очень велики, они видны с больших (в частности, межгалактических) расстояний. Не случайно цефеиды называются «маяками Вселенной».

Гораздо чаще встречается звездная переменность непериодического характера: время от времени наблюдаются более или менее значительные повышения уровня излучения, часто носящие «вспышечный» характер. Очень распространена «вспышечная» активность у красных карликовых звезд. Значительная, если не большая, часть красных карликов спектрального класса М — это вспыхивающие звезды. Во время вспышек, длящихся обычно десятки минут, светимость таких звезд увеличивается в десятки раз, причем одновременно наблюдаются всплески радиоизлучения, а также рентгеновского излучения. По-видимому, в этом случае наблюдается феномен, аналогичный солнечным вспышкам, но только в гораздо большем масштабе. Вообще такой тип переменности звезд связан с нестационарными процессами в их поверхностных слоях.

Особняком стоит группа «взрывающихся» звезд — новых и сверхновых. Если вспышки новых не связаны с коренным изменением структуры звезды (см. ниже § 14), то вспышки сверхновых, которые происходят чрезвычайно редко, сопровождаются катастрофическими изменениями звездной структуры. Это редчайшее явление настолько важно для астрономии, что ему будет посвящена отдельная глава этой книги.

Все же большая часть звезд в Галактике, масса которых не очень мала (например, больше 0,3M

), не обнаруживает сколько-нибудь заметной нестационарности. Их светимости отличаются большим постоянством. Конечно, они меняют свои характеристики, так как эволюционируют. Однако такие изменения происходят крайне медленно.

Глава 2 Общие сведения о межзвёздной среде

Звезды, так же как Солнце, Луна и планеты, были известны человеку еще тогда, когда он человеком не был. Я полагаю, что самой примитивной астрономической информацией располагают и 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 такие выдающиеся мыслители, как Кеплер. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Впрочем, этот вопрос для астрономов XVIII и XIX вв. никогда не представлялся актуальным — круг интересов ученых был тогда совсем не таким, как в наши дни. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX в. немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающееся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.