Astronet > Novye i sverhnovye zvezdy >> Glava II. BUDNI VSELENNO'

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Glava I. Astronomy issleduyut zvezdy | Oglavlenie | Glava III. Obyknovennye novye zvezdy

Posle beglogo znakomstva s glavnymi sposobami astrofizicheskih issledovanii obratimsya teper' k rezul'tatam izucheniya zvezd i zvezdnyh sistem. V etoi glave nas budut interesovat' glavnym obrazom spokoinye stadii zhizni ob'ektov, obychnye budnichnye biografii zvezd i galaktik. "Myatezhnymi" zvezdami i burnymi stadiyami v ih zhizni zaimemsya pozzhe.

Pervym svetilom, o kotorom poidet rech', budet, estestvenno, Solnce. Kogda byli izmereny rasstoyaniya do zvezd i dlya ih issledovaniya byl primenen spektral'nyi analiz, to stalo yasno, chto zvezdy - gigantskie goryachie shary iz gaza, a nashe Solnce - odna iz mnogih zvezd. No Solnce - edinstvennaya zvezda, u kotoroi my vidim poverhnost'. Ostal'nye zvezdy vsledstvie udalennosti vidny kak tochki, i tol'ko u blizhaishih iz nih special'nymi priborami mozhno izmerit' uglovye razmery.

Izluchayushaya poverhnost' Solnca, nazyvaemaya fotosferoi,- sravnitel'no nebol'shoi po tolshine sloi gaza, izluchenie iz kotorogo pochti svobodno vyhodit v kosmicheskoe prostranstvo. Fotosfera sozdaet nepreryvnyi spektr Solnca. Izmerenie energii, izluchaemoi Solncem v nepreryvnom spektre, pokazyvaet, chto ona sootvetstvuet temperature okolo 6000 K. Temperatura verhnego sloya fotosfery, kotoryi nazyvaetsya obrashayushim sloem, na tysyachu kel'vinov nizhe. V nem idut dva processa, sozdayushie linii poglosheniya solnechnogo spektra. S odnim my znakomy - eto pogloshenie bolee holodnym gazom v sootvetstvii s zakonom Kirhgofa. No osnovnaya dolya intensivnosti linii poglosheniya svyazana s processom rasseyaniya kvantov. V otlichie ot processa poglosheniya atom v etom sluchae tol'ko pereizluchaet zahvachennyi kvant v kakom-nibud' napravlenii. Takim obrazom, iz-za rasseyaniya my nedopoluchim kvant i vidim oslablenie spektra - liniyu poglosheniya.

Nablyudeniya solnechnyh zatmenii pozvolili obnaruzhit' eshe dve vneshnie obolochki solnechnoi atmosfery, prozrachnye dlya izlucheniya fotosfery. Eto - hromosfera, spektr kotoroi sostoit iz yarkih linii, i solnechnaya korona. Osobennostyami etih obolochek Solnca yavlyayutsya vysokaya razrezhennost' i vysokie temperatury, znachitel'no prevyshayushie temperaturu fotosfery: u hromosfery temperatura okolo 10000 K, a u korony ona dohodit do 2 mln. kel'vinov. Shodnuyu strukturu vneshnih sloev imeyut i drugie zvezdy.

Solnce izluchaet ogromnuyu energiyu. Na kvadratnyi santimetr poverhnosti Zemli, perpendikulyarnoi k lucham Solnca, my poluchaem (esli ne uchityvat' pogloshenie v atmosfere) dve kalorii v minutu. Polnoe izluchenie Solnca (ego svetimost') sostavlyaet 3.8*10³³ ergov v sekundu. Otkuda zhe ono cherpaet takuyu energiyu? Mozhno podschitat', chto energii szhatiya ego gaza pod deistviem sily tyagoteniya k centru hvatilo by vsego na 50 mln. let. Eto nemnogo men'she dlitel'nosti poslednei geologicheskoi ery (kainozoiskoi). Vozrast zhe Zemli sostavlyaet okolo 4.5 mlrd. let, a Solnca, kak my dalee uvidim, i togo bolee. Sledovatel'no, szhatie Solnca ne mozhet sluzhit' edinstvennym i postoyannym istochnikom energii.

Istochnik moshnogo izlucheniya Solnca taitsya v strukture ego vnutrennih sloev, kotorye nedostupny pryamym nablyudeniyam. Odnako predstavlenie o nih dayut teoreticheskie issledovaniya. Gazovyi shar s massoi Solnca $M_\odot = 2*10^{33}$ g nahoditsya pod vozdeistviem dvuh sil: sily tyagoteniya k svoemu centru u i sily gazovogo davleniya, stremyasheisya rasshirit' shar. Sily eti uravnovesheny. Davlenie vnutri Solnca rastet v glubinu i v centre dohodit do 200 mlrd. at pri temperature okolo 13 mln. gradusov i plotnosti okolo 100 g/sm.

Vysokaya temperatura v centre Solnca sozdaet blagopriyatnye usloviya dlya protekaniya termoyadernyh reakcii. Tak nazyvayutsya reakcii mezhdu yadrami atomov, pri kotoryh proishodit sliyanie dvuh legkih yader i obrazovanie bolee tyazhelogo yadra atoma drugogo himicheskogo elementa. Pri etom sliyanii vydelyaetsya bol'shoe kolichestvo energii. Pri temperaturah 10-14 mln. kel'vinov mozhet idti reakciya sliyaniya protonov, t. e. yader vodoroda. Okonchatel'nym produktom ee yavlyayutsya yadra atomov geliya.

V hode posledovatel'nyh prevrashenii vodoroda snachala v tyazhelyi vodorod, a zatem v gelii vydelyaetsya 200 mlrd. kalorii na kazhdyi gramm vodoroda. Eto v desyat' raz bol'she togo, chto vydelyaet odin gramm urana-235 v izvestnoi reakcii deleniya ego atomnyh yader. Drugoi vazhnoi osobennost'yu termoyadernyh reakcii etogo tipa yavlyaetsya medlennyi harakter nekotoryh iz nih, chto obespechivaet spokoinyi ravnomernyi temp vydeleniya energii v centre zvezdy. S rostom temperatury uvelichivaetsya skorost' termoyadernyh reakcii i vozmozhnost' obrazovaniya bolee slozhnyh yader.

Pri termoyadernyh reakciyah energiya vydelyaetsya glavnym obrazom v vide ochen' zhestkogo rentgenovskogo izlucheniya i rozhdayushihsya v hode reakcii elementarnyh chastic, iz kotoryh vazhneishimi dlya nas yavlyayutsya neitrino. Izluchenie pogloshaetsya nedrami zvezdy, a vot neitrino, svobodno prohodya cherez nih, unosyat s soboi okolo 10% vydelivsheisya energii.

Odnako popytki izmerit' kolichestvo neitrino, izluchaemyh Solncem, prinesli neozhidannosti. Eksperimental'nym ustanovkam (neitrinnym teleskopam) poka dostupny tol'ko samye energichnye neitrino. I lazhe, eti sil'nye neitrino udavalos' obnaruzhit' ne vsegda. Vozmozhno, temperatura v centre Solnca nizhe 14 mln. kel'vinov? Poka eshe trudno ustanovit' prichinu eksperimental'nyh neudach. Mozhet byt', registriruemye neitrino sostavlyayut eshe men'shuyu dolyu v obshem chisle neitrino, izluchaemyh Solncem, chem my seichas predpolagaem, a mozhet byt', nashi predstavleniya o strukture central'noi oblasti Solnca uprosheny.

Sovremennoe Solnce sostoit na tri chetverti iz vodoroda, ostal'noe prihoditsya glavnym obrazom na gelii. Izvestnaya chast' geliya obrazovalas' za vremya sushestvovaniya Solnca v hode termoyadernoi reakcii. Po kolichestvu geliya mozhno ocenit' maksimal'nyi vozrast Solnca. Raschety dali okolo 5 mlrd. let. Proidet eshe ne men'she vremeni, prezhde chem Solnce ischerpaet vodorodnoe goryuchee i pereidet na drugoi vid topliva - gelii.

Ogromnaya energiya, vyrabatyvaemaya v nedrah Solnca, dolzhna ravnomerno vyvodit'sya naruzhu. Kak eto proishodit? V central'nyh oblastyah energiya nahoditsya v dvuh formah: v vide kineticheskoi energii dvizheniya chastic (teplovaya forma) i v vide izlucheniya (svetovaya forma). Sootvetstvenno etomu peredacha energii v naruzhnye sloi vozmozhna dvumya putyami: konvekciei i izlucheniem. Pri konvekcii nagretyi gaz rasshiryaetsya, stanovitsya legche i vsplyvaet v bolee vysokie i menee plotnye sloi. Pri izluchenii zhe atom ispuskaet kvant (porciyu energii), kotoryi pogloshaetsya odnim iz vstrechnyh atomov i snova pereizluchaetsya v lyubom napravlenii. Pri bol'shoi plotnosti v central'nyh chastyah zvezdy takih pogloshenii i pereizluchenii proishodit ochen' mnogo, i kvant, rodivshiisya v centre zvezdy, dolgo stranstvuet po ee nedram, raspadaetsya na kvanty men'shei energii, kotorye spustya primerno 60 mln. let prosachivayutsya, nakonec, v fotosferu i uhodyat proch'.

V nebol'shom yadre radiusom okolo 35 tys. km, nahodyashemsya v centre Solnca, gospodstvuet konvekciya. Vne ego energiya otvoditsya uzhe izlucheniem. Po mere perehoda k naruzhnym sloyam, gde davlenie men'she, temperatura ponizhaetsya i na glubine ot 200000 do 300 km padaet s milliona do neskol'kih soten tysyach kel'vinov. V etoi zone, nazyvaemoi zonoi ionizacii, proishodit vazhnyi fizicheskii process: esli v glubokih sloyah Solnca atomy vodoroda ionizovany, to zdes' oni mogut stat' neitral'nymi, t. e. priobresti nedostayushii elektron. Atom vodoroda to ionizuetsya, pogloshaya kvanty ul'trafioletovogo izlucheniya, to stanovitsya neitral'nym, otdavaya energiyu. V svyazi s etim umen'shaetsya rol' peredachi energii izlucheniem i vozrastaet rol' konvekcii. Zonu ionizacii energiya prohodit vsego za 20 sutok i vstupaet v sleduyushuyu zonu, gde preobladayut uzhe neitral'nye atomy vodoroda. Ee verhnyaya granica i est' fotosfera Solnca. V etom sloe tolshinoi okolo 300 km rol' izlucheniya v peredache energii naruzhu snova stanovitsya glavnoi. Bol'shinstvo kvantov, pereizluchivshis' v fotosfere neskol'ko raz, pokidaet Solnce. Obrazovannyi imi spektr Solnca my i nablyudaem.

Fizika zvezd

Krome Solnca i shodnyh s nim zvezd, sushestvuyut zvezdy bolee goryachie i bolee holodnye, prinadlezhashie, kak i ono, k glavnoi posledovatel'nosti, a takzhe giganty, sverhgiganty i belye karliki. Ih harakteristiki pokazany na ris. 4. Izuchenie stroeniya zvezd i ih izmenenii so vremenem (evolyucii) pokazalo, chto est' dve vazhneishie harakteristiki zvezdy, kotorye opredelyayut ee sud'bu: vozrast i srok zhizni, temperaturu i razmery, svetimost' i dazhe pokolenie, k kotoromu ona prinadlezhit. Pervaya harakteristika - massa zvezdy, ot nee zavisit bol'shinstvo fizicheskih svoistv zvezdy, drugaya - ee himicheskii sostav, t. e. procentnoe soderzhanie vodoroda, geliya i bolee tyazhelyh elementov; ono ukazyvaet na vozrast i pokolenie zvezdy i utochnyaet ostal'nye svoistva.

Poka udalos' izmerit' massy tol'ko u teh dvuh soten dvoinyh zvezd, u kotoryh proslezheny orbity sputnikov otnositel'no glavnoi zvezdy i tochno izmereny dliny bol'shih poluosei etih orbit. Interesno, chto po massam zvezdy razlichayutsya ne tak sil'no, kak po svetimostyam i radiusam. Naibolee massivnye zvezdy glavnoi posledovatel'nosti lish' v 50-75 raz prevoshodyat po masse Solnce, zato po svetimosti oni bol'she ego v desyatki tysyach, a po radiusam - v sotni raz. Slabeishie karliki po svetimosti slabee Solnca v tysyachi raz, po razmeram - v sotni raz men'she Solnca, a po massam sostavlyayut vsego desyatuyu dolyu massy Solnca. I vse taki 750-kratnogo razlichiya zvezd po massam okazyvaetsya dostatochno, chtoby haraktery i sud'by ih byli udivitel'no razlichny.

Uzhe v zvezdah glavnoi posledovatel'nosti razlichie v massah privodit k sushestvennomu razlichiyu v strukture zvezd i ih razmerah. Reshayushee vliyanie massy svyazano s usloviyami mehanicheskogo i teplovogo ravnovesiya zvezdy. Chem bol'she massa, tem bol'shee gazovoe davlenie nuzhno v ee central'noi oblasti dlya uravnoveshivaniya tyagoteniya gazovyh mass k centru i tem vyshe tam temperatura i bol'she vyrabatyvaetsya termoyadernoi energii za sekundu. No zvezda nahoditsya eshe i v teplovom ravnovesii: ona dolzhna otdavat' vo vneshnee prostranstvo stol'ko energii, skol'ko ee vyrabotalos' v centre za ravnoe vremya. Eto teplovoe ravnovesie, kak my uzhe videli v sluchae Solnca, podderzhivaetsya kombinaciei dvuh sposobov peredachi energii: izlucheniem i konvekciei.

Chtoby podderzhivalas' postoyannaya energeticheskaya otdacha ili, drugimi slovami, svetimost', v zvezde dolzhny otregulirovat'sya razmery izluchatel'noi i konvekcionnoi zon, dolzhen ustanovit'sya takoi radius, chtoby vozniklo i mehanicheskoe, i teplovoe ravnovesie. Esli zvezda izluchaet tepla bol'she, chem vyrabatyvaet, ee radius umen'shaetsya, a eto povyshaet davlenie v centre i uvelichivaet otdachu termoyadernoi energii, poka ona ne ustanavlivaetsya na urovne, obespechivayushem oba ravnovesiya.

V sluchae samyh massivnyh zvezd klassov O i V usloviya ravnovesiya privodyat dazhe k vzaimnoi perestanovke konvektivnoi i izluchatel'noi zon: v centre obrazuetsya konvektivnaya zona, okruzhennaya protyazhennoi izluchatel'noi, perehodyashei zatem v fotosferu (poverhnostnaya temperatura takih zvezd vysoka, i zony, gde atomy vodoroda stanovyatsya neitral'nymi, u nih net).

Zametim, chto iz neobhodimosti soblyudeniya v zvezde kak mehanicheskogo, tak i teplovogo ravnovesiya vytekaet vzaimosvyaz' mass i svetimostei zvezd glavnoi posledovatel'nosti: svetimost' proporcional'na masse zvezdy v tret'ei stepeni. Takaya zavisimost' snachala byla predskazana, a zatem i obnaruzhena po izmerennym massam i svetimostyam zvezd.

Belymi karlikami byli nazvany zvezdy, u kotoryh pri massah, obychnyh dlya bol'shinstva zvezd (t. e. zvezd glavnoi posledovatel'nosti), radiusy chrezvychaino maly i poetomu chudovishno veliki plotnosti zvezdnogo veshestva. Vsledstvie etogo rasstoyaniya mezhdu atomami gaza belyh karlikov v neskol'ko desyatkov raz men'she, chem v zhidkih ili tverdyh veshestvah! Takoi neobychnyi gaz nazyvaetsya vyrozhdennym gazom. On obladaet svoistvami, otlichayushimisya ot svoistv obychnogo gaza. V chastnosti, davlenie takogo gaza malo zavisit ot temperatury, no zato sil'no zavisit ot plotnosti. Vsledstvie etogo dlya belogo karlika teplovoe ravnovesie ne igraet takoi vazhnoi roli, kak v obychnyh zvezdah, no sohranenie mehanicheskogo gazovogo ravnovesiya mezhdu siloi tyagoteniya i davleniem imeet vazhnoe znachenie.

U belyh karlikov net vzaimosvyazi mezhdu massoi i svetimost'yu, kotoraya harakterna dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti, no zato est' sootnoshenie mezhdu massoi i radiusom: chem bol'she massa, tem men'she radius belogo karlika. Raschety pokazyvayut, chto dlya mass poryadka 1.4 $M_\odot$ radius belogo karlika umen'shaetsya do nulya. Sledovatel'no, stol' massivnye belye karliki uzhe ne mogut sushestvovat', tak kak davlenie vyrozhdennogo gaza v nih ne v sostoyanii uravnovesit' tyagotenie massy zvezdy.

Po vnutrennemu ustroistvu belye karliki prosty. U nih bol'shoe yadro. iz vyrozhdennogo gaza s malo izmenyayusheisya v glubinu temperaturoi. Eto "izotermicheskoe" yadro snaruzhi okruzheno tonkim sloem obychnogo zvezdnogo gaza. Na granice etih dvuh zon mogut byt' usloviya dlya termoyadernyh reakcii, esli v karlike ne vygorel ves' vodorod, a temperatura dlya etih reakcii dostatochno vysoka. No sushestvuyut belye karliki (naprimer, zvezda van Maanena), u kotoryh temperatura izotermicheskogo yadra nizhe 6 mln. kel'vinov i termoyadernye reakcii v nih ne idut. V etom sluchae belyi karlik mozhet dolgo svetit'sya za schet ohlazhdeniya: zapas teplovoi energii v nem eshe ogromen, obychnyi gazovyi sloi ploho provodit teplo izlucheniem, poetomu poteri energii na svechenie sravnitel'no neveliki.

A kak ustroeny krasnye giganty? Stroenie ih ves'ma slozhno. Po sovremennym predstavleniyam v centre takoi zvezdy nahoditsya massivnoe izotermicheskoe yadro iz vyrozhdennogo gaza, t. e. po sushestvu goryachii belyi karlik s temperaturoi v neskol'ko desyatkov millionov kel'vinov. No v otlichie ot belogo karlika izotermicheskoe yadro giganta okutano ne tonkim sloem obychnogo gaza, a obshirnoi razrezhennoi gazovoi obolochkoi. Ona imeet neskol'ko zon. Yadro i nebol'shaya vnutrennyaya zona, prilegayushaya k yadru, imeyut temperaturu, dostatochnuyu dlya protekaniya v nih ne tol'ko reakcii prevrasheniya vodoroda v gelii, no i drugih reakcii yadernogo goreniya vplot' do obrazovaniya yader atomov zheleza. Sleduyushaya zona izluchatel'nogo perenosa energii snizhaet temperaturu sloev do 1 mln. kel'vinov. Za ee predelami raspolagaetsya razrezhennaya konvektivnaya obolochka - "shuba" krasnogo giganta, na kotoruyu prihoditsya okolo 90% radiusa zvezdy, i na ee poverhnosti temperatura snizhaetsya do neskol'kih tysyach kel'vinov. Etoi nizkoi temperature fotosfery gigant i obyazan svoim krasnym cvetom.

Rozhdenie i evolyuciya zvezd

O samoi nachal'noi stadii zvezd my znaem ochen' malo. Sushestvuyut lish' gipotezy, ispol'zuyushie kompleks svedenii o zvezdah, mezhzvezdnoi srede i zakony fiziki. Samaya razrabotannaya i, po-vidimomu, blizkaya k istine - gipoteza obrazovaniya zvezd, iz mezhzvezdnoi sredy.

Soglasno etoi gipoteze, samye starye zvezdy (zvezdy "pervogo pokoleniya") - rovesniki nashei Galaktiki - proizoshli iz sgustkov ee gazovogo oblaka, sostoyavshego pochti celikom iz vodoroda i nekotoroi primesi geliya. Zvezdy zhe posleduyushih pokolenii, bolee molodye, formirovalis' iz mezhzvezdnogo gaza i pyli, soderzhashih uzhe i drugie elementy, rodivshiesya v hode yadernyh reakcii i vzryvov v zvezdah, i vybroshennyh imi v mezhzvezdnuyu sredu. Ochen' veroyatno, chto i v nastoyashee vremya zvezdy prodolzhayut voznikat' v holodnyh oblastyah plotnyh mezhzvezdnyh gazovyh oblakov. Vozmozhno, chto nekotorye- zvezdy rozhdayutsya v plotnyh sgustkah gaza i pyli, nazyvaemyh globulami, kotorye nablyudayutsya na fone svetlyh gazovyh tumannostei kak kruglye temnye zerna. Razmery globul sostavlyayut ot 0.06 do 8 ps, a massy - ot 0.002 do 13 $M_\odot$

Rannii period razvitiya zvezd v obshih chertah shoden dlya vseh zvezd. Pod deistviem tyagoteniya k centru gazovogo sgustka ("protozvezdy") potencial'naya energiya gazovyh chastic ego vnutrennih sloev perehodit v kineticheskuyu, i protozvezda nachinaet: svetit'sya za schet energii gravitacionnogo szhatiya. Estestvenno, chto chem massivnee zvezda, tem ona bystree szhimaetsya pod deistviem sobstvennogo tyagoteniya. Dlitel'nost' etoi stadii vyrazhaetsya formuloi

t_c = 50 $M_\odot$ /L mln. let,

gde $M_\odot$ i L - massa zvezdy i ee svetimost' i dolyah solnechnoi massy i svetimosti. Interesno, chto u samyh malyh zvezd s massami menee 0.3 $M_\odot$ dlitel'nost' stadii szhatiya prevoshodit vozrast nashei Galaktiki, t. e. oni eshe ne zakonchili svoego szhatiya, hotya i nachali ego v chisle pervyh.

Szhatie sozdaet usloviya dlya vozniknoveniya v central'noi chasti molodoi zvezdy yadernyh reakcii. Vydelyaemaya v rezul'tate "goreniya" vodoroda energiya povyshaet gazovoe davlenie v zvezde, i szhatie ostanavlivaetsya. Takim obrazom, gravitacionnoe szhatie, zatopiv termoyadernuyu pech' zvezdy, smenyaetsya "yadernym vekom" - reakciyami goreniya vodoroda. Skorosti techeniya yadernyh reakcii ochen' sil'no zavisyat ot temperatury, poetomu v massivnoi zvezde, poskol'ku v nei szhatie i temperatura v centre vyshe, vodorod gorit bystree. Na diagramme Gercshprunga - Ressela eto vyrazhaetsya tem, chto zvezdy s razlichnymi massami v moment nachala, v nih termoyadernyh reakcii imeyut razlichnye absolyutnye velichiny i spektral'nye klassy. Vmeste vse oni obrazuyut znakomuyu nam glavnuyu posledovatel'nost'. Takim obrazom, stadiya glavnoi posledovatel'nosti - eto period zhizni zvezdy za schet goreniya v ee nedrah vodorodnogo goryuchego. "Vodorodnyi vek" imeet v 200 raz bol'shuyu dlitel'nost', chem stadiya protozvezdy.

V hode pererabotki vodoroda v gelii v centre zvezdy nakaplivayutsya yadro iz geliya, a takzhe nekotoroe kolichestvo azota s primes'yu ugleroda i kisloroda. Zona yadernoi reakcii peremeshaetsya na periferiyu yadra. Chtoby temperatura v etoi oblasti byla dostatochna dlya podderzhaniya reakcii, na vremya snova podklyuchayutsya sily gravitacionnogo szhatiya. Vnutrennie sloi szhimayutsya, a naruzhnaya obolochka rasshiryaetsya. Zvezda prevrashaetsya v krasnyi gigant, sovershaya skachok s glavnoi posledovatel'nosti vverh - vpravo.

Kak tol'ko istoshaetsya vodorod na periferii zvezdnogo yadra, zvezda snova nachinaet szhimat'sya, poka v ee centre ne budet dostignuta temperatura v sotni millionov kel'vinov. Pri takoi temperature nachinaet idti reakciya prevrasheniya geliya v uglerod i izotopy kisloroda, neona i magniya. "Gelievyi vek" zvezdy takzhe sravnitel'no dlitelen, no primerno v desyat' raz koroche osnovnogo, vodorodnogo.

Samye massivnye zvezdy - sverhgiganty - imeyut eshe i posleduyushie stadii: posle izrashodovaniya geliya yadro zvezdy szhimaetsya i povyshaet central'nuyu temperaturu do milliarda kel'vinov. Togda goryuchim dlya zvezdy stanovyatsya uglerod i drugie elementy, i v hode reakcii teper' nachinayut obrazovyvat'sya kremnii, sera, argon i kal'cii. I eshe raz nastupaet moment, kogda v zvezde vklyuchaetsya mehanizm szhatiya: eto kogda sgorit uglerod i nuzhno budet podnyat' temperaturu v centre zvezdy do treh milliardov gradusov. V etoi stadii goryat uzhe kremnii i poluchivshiesya vmeste s nim elementy, a obrazuyutsya elementy gruppy zheleza. Na etom yadernaya evolyuciya v zvezde zavershaetsya: yadernye reakcii obrazovaniya bolee tyazhelyh, chem zhelezo, elementov energiyu uzhe ne vydelyayut, a pogloshayut. Nastupaet final'naya stadiya zvezdy, kogda szhatie mozhet prodolzhat'sya neogranichenno. O final'noi stadii my pogovorim v konce knigi. Dlitel'nost' uglerodnoi i drugih stadii korotka po sravneniyu s vodorodnoi i gelievoi. A u obychnyh zvezd, ne sverhgigantov, takih stadii dazhe ne byvaet, potomu chto ne hvataet energii szhatiya dlya stol' vysokih temperatur, kakie nuzhny dlya "zagoraniya" ugleroda i bolee tyazhelyh elementov.

Obratim vnimanie na reshayushuyu rol' velichiny massy zvezdy v ee evolyucii. No massa zvezdy ne sohranyaetsya postoyannoi. Kogda massivnaya zvezda perezhivaet "vodorodnyi vek" i imeet vysokuyu temperaturu, po silovym liniyam s ee poverhnosti nachinaet dut' zvezdnyi veter - eto teplovaya energiya vnutrennih sloev zvezdy prevrashaetsya v mehanicheskuyu energiyu koronal'noi obolochki, nepreryvno rasshiryaya poslednyuyu.

Vo vse storony ot zvezdy ottekaet ionizovannyi gaz. Razdutaya zvezdnym vetrom gazovaya obolochka mozhet prinyat' gigantskie razmery, i v etom sluchae my vidim "planetarnuyu tumannost'" - gazovyi krug, v centre kotorogo nahoditsya goryachii ob'ekt - yadro tumannosti.

Kak vidim, massivnaya zvezda takim putem mozhet vybrosit' znachitel'nuyu chast' svoego veshestva v okruzhayushee prostranstvo. I ne vsegda eto proishodit spokoino.

Nasha Galaktika

My uzhe govorili, chto nashe Solnce vhodit v sostav bol'shogo oblaka zvezd - v Mlechnyi Put', ili Galaktiku. Poskol'ku rasstoyaniya mezhdu sosednimi zvezdami, ne schitaya dvoinyh, ogromny, v srednem okolo polutora parsekov, to my, nahodyas' vnutri etoi zvezdnoi sistemy, vidim na nebe nevooruzhennym glazom neskol'ko tysyach zvezd, kotorye vsledstvie perspektivy vyglyadyat haoticheski razbrosannymi po nebu. No bolee slabye i dalekie zvezdy, dostupnye tol'ko teleskopam, raspredelyayutsya po nebu ne tak besporyadochno: chem blizhe uchastok neba k Mlechnomu Puti, tem on bogache zvezdami. Mlechnyi Put' kak by rassekaet nebo na dve polusfery, i eto sechenie predstavlyaet soboi (grubo priblizhenno) ploskost' simmetrii nashei zvezdnoi sistemy (ona nazyvaetsya galakticheskoi ploskost'yu), vblizi kotoroi nahoditsya i nashe Solnce.

Bol'shinstvo zvezd, vhodyashih v Galaktiku (v tom chisle i dvoinye), yavlyayutsya ee samostoyatel'nymi chlenami, no nekotoraya chast' obrazuet kollektivy ot neskol'kih desyatkov do desyatkov tysyach chlenov. Eti zvezdnye gruppy nazyvayutsya zvezdnymi skopleniyami.

Po vneshnemu vidu nablyudayutsya dve raznovidnosti skoplenii: rasseyannye i sharovye. U rasseyannyh skoplenii vidimye ochertaniya nechetkie, oni vydelyayutsya na fone ostal'nyh zvezd Galaktiki sgusheniyami samyh yarkih zvezd, a central'naya zona mezhdu yarkimi zvezdami, zaselennaya karlikami, ne vsegda zametna. U sharovyh zhe skoplenii sovsem net yarkih goryachih golubyh zvezd, i samye yarkie v nih krasnye giganty. Zvezdy v sharovyh skopleniyah raspolozheny gusto, i chislo ih vozrastaet k centru skopleniya. Raznica mezhdu rasseyannymi i sharovymi zvezdnymi skopleniyami zaklyuchaetsya takzhe i v ih vozraste.

Teoriya zvezdnoi evolyucii pokazyvaet, chto rasseyannye skopleniya namnogo molozhe sharovyh. Okolo tysyachi izvestnyh teper' rasseyannyh skoplenii vidny na nebe v Mlechnom Puti ili vblizi nego, a ih prostranstvennoe razmeshenie v tele Galaktiki - tonkii sloi okolo galakticheskoi ploskosti - ocherchivaet diskoobraznuyu formu nashei zvezdnoi sistemy. Sharovye zhe skopleniya - pochti rovesniki Galaktiki. Oni vidny na nebe ne tol'ko vblizi Mlechnogo Puti, no i v dalekih ot nego raionah neba. Ih naideno uzhe 130. Razmeshayutsya oni v prostranstve sfericheskim roem s povysheniem koncentracii k centru roya, i sami obrazuyut kak by sharovoe skoplenie iz skoplenii.

Sfericheskaya forma razmesheniya sharovyh skoplenii - prostranstvennoe raspredelenie ih, kak prinyato govorit' u astronomov - eto sledy byvshei formy nashei Galaktiki.

Stroenie Galaktiki vyyasnilos' ne srazu. Kogda v 1918 g. amerikanskii astronom X. Shepli izuchil, kak raspolozheny sharovye skopleniya, to obnaruzhilos', chto centr simmetrii ih raspredeleniya v prostranstve (t. e. centr mass, vokrug kotorogo oni raspolagayutsya) ne sovpadaet s Solncem, a nahoditsya ot nego na znachitel'nom rasstoyanii - v napravlenii sozvezdiya Strel'ca, gde nahoditsya yarkaya chast' Mlechnogo Puti. Eto bylo vazhnoe otkrytie. Ran'she astronomy schitali, chto esli Mlechnyi Put' opoyasyvaet nashe nebo sploshnym poyasom bez razryvov, to Solnce nahoditsya blizko k centru Galaktiki. V deistvitel'nosti zhe ono okazalos' blizhe k periferii nashei zvezdnoi sistemy.

Po sovremennym dannym, rasstoyanie ot Solnca do centra Galaktiki sostavlyaet 10 kps, a naruzhnyi krai ee nahoditsya ot nas na rasstoyanii 13 kps.

Dalee obnaruzhilos', chto zvezdy uchastvuyut vo vrashenii Galaktiki. Os' vrasheniya zvezdnoi sistemy perpendikulyarna k galakticheskoi ploskosti i prohodit cherez centr Galaktiki. S galakticheskim vrasheniem svyazana i checheviceobraznaya forma Galaktiki (ris. 5). Esli predpolozhit', chto Solnce v svoem dvizhenii vokrug centra Galaktiki opisyvaet okruzhnost', to ee dlina budet okolo 63 kps, a vremya polnogo oborota po galakticheskoi orbite - okolo 300 mln. let. Chtoby predstavit' sebe takoi otrezok vremeni, napomnim, chto trista millionov let nazad na Zemle rastitel'naya i zhivotnaya zhizn' eshe tol'ko vyhodila iz okeanskih glubin na sushu (devonskii period paleozoiskoi ery)!

A vot kakovy razmery Galaktiki: ee radius - 23 kps, tolshina (esli schitat' ee splyusnutoi chechevicei) - 3 kps, ob'em - okolo 6600 kub. kps. Massa Galaktiki, vychislennaya po zakonu vrasheniya - okolo 300 mlrd. $M_\odot$ .

Eto, konechno, ne znachit, chto v Galaktike naschityvaetsya 300 milliardov zvezd. Kak izvestno, naibolee chasto vstrechayutsya zvezdy so svetimost'yu, v sto raz men'shei solnechnoi, i sootvetstvenno s massoi, v desyat' raz men'shei, chem massa Solnca. Takim obrazom, chislo zvezd v Galaktike-okolo treh trillionov (3*10¹²).

Ris. 5. Stroenie Galaktiki.
Ris. 5. Stroenie galaktiki.
I-galo, II-promezhutochnaya sfericheskaya podsistema, III-disk, IV-ploskaya staraya podsistema, V-ploskaya molodaya podsistema.

Vne zvezd nahoditsya okolo 2% massy nashei zvezdnoi sistemy. Eto mezhzvezdnyi gaz s neznachitel'noi primes'yu pyli. Osnovnaya massa gaza holodnaya, i lish' nebol'shaya ego chast' nagreta goryachimi zvezdami i svetitsya v vide gazovyh tumannostei. Svechenie ih sosredotocheno, v osnovnom, v liniyah vodoroda. Linii vtorogo rasprostranennogo elementa - geliya slaby, zato ochen' yarki nekotorye linii drugih elementov. Delo v tom, chto vysokaya razrezhennost' mezhzvezdnogo gaza sozdaet usloviya dlya svecheniya v takih spektral'nyh liniyah, v kotoryh v obychnyh plotnyh zvezdnyh atmosferah svechenie podavleno ili, kak govoryat, zapresheno. Takie zapreshennye linii obnaruzhivayutsya tol'ko v spektrah sil'no razrezhennyh gazov - bud' to laboratornyi vakuum, solnechnaya korona, ionosfera Zemli ili gazovaya tumannost'.

Sam mezhzvezdnyi holodnyi gaz pochti prozrachen dlya vidimogo izlucheniya zvezd i ego udaetsya obnaruzhit' blagodarya tomu, chto v spektrah goryachih zvezd poyavlyayutsya "lishnie" linii poglosheniya, svoistvennye ne goryachim gazam zvezdnyh atmosfer, a bolee holodnym gazam mezhzvezdnoi sredy (sm. podpis' k ris. 3).

Detal'noe issledovanie mezhzvezdnogo gaza stalo vozmozhnym blagodarya otkrytiyu ego radioizlucheniya. Sil'noe radioizluchenie bylo obnaruzheno u goryachih gazovyh tumannostei. Po harakteru ono analogichno izlucheniyu Gaza pri temperature okolo 10 tys. kel'vinov, kotoruyu imeyut eti tumannosti.

Holodnyi zhe mezhzvezdnyi gaz dolzhen imet' slaboe radioizluchenie, ne prevoshodyashee izluchenie tela, nagretogo vsego do 100 K.

Odnako radioizluchenie mezhzvezdnoi sredy okazalos' znachitel'no bolee intensivnym. Ono sozdano kosmicheskimi luchami v magnitnom pole Galaktiki. Kosmicheskie luchi - eto elektrony, protony i drugie elementarnye chasticy, mchashiesya so skorostyami, blizkimi k skorostyam sveta. Kogda takoi elektron popadaet v magnitnoe pole, on nachinaet dvigat'sya po spirali i rashodovat' svoyu energiyu na izluchenie. Eto izluchenie rasprostranyaetsya v uzkom puchke, os' kotorogo kasatel'na k traektorii elektrona. Takoe yavlenie i ego svoistva byli izucheny fizikami v magnitnom pole uskoritelya elementarnyh chastic, nazyvaemogo sinhrotronom. Poetomu i izluchenie, voznikayushee v podobnyh usloviyah, poluchilo nazvanie sinhrotronnogo. Ego svoistva otlichayutsya ot svoistv teplovogo izlucheniya, voznikayushego v telah vsledstvie ih nagrevaniya, poetomu sinhrotronnoe izluchenie nazyvayut raznovidnost'yu neteplovogo izlucheniya.

Vazhneishim sredstvom izucheniya mezhzvezdnoi gazovoi sredy sluzhit sil'noe izluchenie mezhzvezdnogo vodoroda v spektral'noi linii na volne 21 sm, obnaruzhennoe radioastronomiei. Izuchenie razmesheniya vodoroda po intensivnosti izlucheniya i doplerovskomu smesheniyu etoi spektral'noi linii pozvolilo prosledit' hod spiral'nyh rukavov Galaktiki na znachitel'nom protyazhenii, a po dvizheniyu vodoroda izuchit' vrashenie nashei zvezdnoi sistemy, vokrug ee osi i uznat' mnogoe o central'nom sgushenii gaza v Galaktike.

O tom, chto v nashei Galaktike imeyutsya gazovye spiral'nye rukava, podobnye spiral'nym rukavam mnogih drugih zvezdnyh sistem, astronomy dogadyvalis', izuchaya razmeshenie svetlyh gazovyh tumannostei, okruzhayushih goryachie zvezdy. No eti tumannosti legko obnaruzhivalis' tol'ko v blizkih okrestnostyah nashego Solnca - na rasstoyaniyah v 2 - 3 kps. K tomu zhe kontury spiral'nyh rukavov zamaskirovany sil'nym mezhzvezdnym poglosheniem sveta v Mlechnom Puti, gde oni raspolozheny. Radioastronomicheskie issledovaniya spiral'nyh rukavov nashei Galaktiki ne vstretili podobnyh zatrudnenii.

Teper' izvestno, chto spiral'nye rukava predstavlyayut soboi rasprostranyayushiesya iz centra Galaktiki volny uplotneniya mezhzvezdnogo gaza. Zvezdy Galaktiki, prinimaya uchastie v ee osevom vrashenii, popadayut v eti gazovye uplotneniya i neskol'ko tormozyatsya v mezhzvezdnoi srede, no so vremenem oni pokidayut rukava, prodolzhaya puti po svoim galakticheskim orbitam, a volna uplotneniya prodolzhaet svoe dvizhenie ot centra k periferii.

Central'noe sgushenie zvezd Galaktiki - ee yadro zakryto ot nas gustymi sloyami mezhzvezdnoi pyli, kotoraya oslablyaet ego svet v 1500 i bolee raz. Poetomu obnaruzhit' yadro i izuchat' ego stalo vozmozhnym lish' s pomosh'yu infrakrasnoi tehniki i radioastronomii. Bylo naideno, chto yadro Galaktiki sluzhit sil'nym istochnikom sinhrotronnogo radio izlucheniya. Vokrug samoi serdceviny yadra naideno udivitel'noe po svoistvam oblako, kotoroe vrashaetsya po neobychnomu dlya gazovyh tel zakonu - tak, kak budto eto ne gazovyi sgustok, a tverdyi disk.

V 1943 g. V. Baade, rabotavshii v SShA, i B.V. Kukarkin obnaruzhili, chto zvezdy i gazovye tumannosti Galaktiki po svoim raznoobraznym svoistvam podrazdelyayutsya na neskol'ko tipov naseleniya ili na "podsistemy". Pri etom Baade opiralsya na izuchenie zvezd v tumannosti Andromedy, a Kukarkin, issleduya klassy fizicheskih peremennyh zvezd, podrazdelil ih na ploskuyu, promezhutochnuyu i sfericheskuyu podsistemy.

Teper' prinyato schitat', chto naselenie nashei Galaktiki obrazuet pyat' podsistem. Eti podsistemy, ili tipy zvezdnogo naseleniya, razlichayutsya mezhdu soboi harakterom ob'ektov, ih razmesheniem v Galaktike, tipichnymi skorostyami dvizheniya, himicheskim sostavom i vozrastom.

Imenno vozrast sluzhit glavnym razlichiem podsistem (tabl. 2). Samaya drevnyaya podsistema "galo" ili sfericheskaya. Ona obrazovalas' eshe togda, kogda gazovoe oblako Galaktiki raspadalos' na otdel'nye sgustki. Sleduyushaya podsistema promezhutochnaya sfericheskaya. Dalee idet promezhutochnaya podsistema, obrazuemaya naseleniem diska. Eto samaya massivnaya i mnogochislennaya po zvezdam podsistema, obrisovyvayushaya glavnoe telo Galaktiki, ee "linzu". K nei otnosyatsya yarkie krasnye giganty, novye zvezdy, a glavnuyu ee massu sostavlyayut zvezdy, podobnye nashemu Solncu. Nakonec, est' dve "ploskie" podsistemy: staraya ili promezhutochnaya ploskaya podsistema i molodaya ploskaya podsistema. K poslednei otnosyatsya goryachie zvezdy-sverhgiganty, dolgoperiodicheskie cefeidy i zvezdnye skopleniya, soderzhashie goryachie zvezdy, pyl' i mezhzvezdnyi gaz. Eto molodoe zvezdnoe naselenie raspolagaetsya tochno v galakticheskoi ploskosti i obrazuet spiral'nye rukava.

Tablica 2. Zvezdnye podsistemy Galaktiki
Zvezdnaya podsistema	Glavnoe zvezdnoe naselenie (naibolee zametnye elementy podsistemy)	Tolshina podsistemy, doli diametra Galaktiki
Sfericheskaya (galo)	Sharovye skopleniya, subkarliki, korotkoperiodicheskie cefeidy, vysokoskorostnoi gaz	1 : 1
Promezhutochnaya sfericheskaya	Zvezdy-"beguny", dolgoperiodicheskie peremennye	1 : 2
Promezhutochnaya - disk	Zvezdy so slabymi liniyami metallov, planetarnye tumannosti, novye zvezdy, krasnye giganty	1 : 5
Ploskaya staraya	Zvezdy s sil'nymi liniyami metallov klassov A-M	1 : 20
Ploskaya molodaya	Sverhgiganty, goryachie zvezdy klassov O i B, zvezdy tipa T Tel'ca, gaz i pyl'	1 : 100

Zvezdnaya podsistema	Stepen' koncentracii zvezd k centru sistemy	Raspredelenie naseleniya v podsistemy	Procent geliya po masse	Vozrast ob'ektov podsistemy, mlrd. let	Massa podsistemy, mlrd. mass Solnca
Sfericheskaya (galo)	Sil'naya	Ravnomernoe	0.3	14-12	100
Promezhutochnaya sfericheskaya	Sil'naya	Ravnomernoe	1	12-7	170
Promezhutochnaya - disk	Sil'naya	Ravnomernoe	2	7-2	170
Ploskaya staraya	Slabaya	Klochkovatoe	3	1.5-0.1	20
Ploskaya molodaya	Slabaya	Klochkovataya, spiral'naya struktura	4	0.1	10

Kak shla evolyuciya nashei Galaktiki, my rassmotrim posle togo, kak poznakomimsya s drugimi tipami zvezdnyh sistem.

Drugie galaktiki

Za porogom Galaktiki nachinaetsya udivitel'nyi mir beschislennogo mnozhestva zvezdnyh sistem, odnoi iz kotoryh - ne samoi malen'koi, no i ne samoi bol'shoi - yavlyaetsya i nasha Galaktika. S perehodom k bolee slabym po vidimoi velichine galaktikam ih chislo na nebe bystro vozrastaet. Tak, galaktik yarche 12-i zvezdnoi velichiny izvestno okolo 250, galaktik 15-i velichiny - uzhe okolo 50000, a chislo galaktik, kotorye mogut byt' sfotografirovany samymi krupnymi teleskopami, sostavlyaet mnogie milliardy.

Galaktiki ran'she nazyvalis' takzhe vnegalakticheskimi tumannostyami, potomu chto mnogie iz nih byli obnaruzheny eshe v proshlom veke, kogda ne bylo sil'nyh teleskopov, sposobnyh razlozhit' ih na zvezdy, i oni po vneshnemu vidu malo otlichalis' ot gazovyh tumannostei. Ih vnesli v katalogi kak odnotipnye ob'ekty s nastoyashimi gazovymi tumannostyami i zvezdnymi skopleniyami. Naibolee izvestny katalog bolee sta yarkih tumannostei, sostavlennyi Mess'e, i "Novyi katalog" Dreiera, naschityvayushii vmeste s dopolnitel'nymi spiskami pochti desyat' tysyach tumannostei. Galaktika v Andromede, naprimer, v etih katalogah imeet oboznacheniya M31 i NGC 224.

Pri znakomstve so zvezdnymi sistemami brosaetsya v glaza chrezvychainoe raznoobrazie form galaktik. Po naibolee harakternym priznakam ih udaetsya podrazdelit' na neskol'ko osnovnyh tipov.

Ris. 6. Osnovnye tipy galaktik.
Ris. 6. Osnovnye tipy galaktik.
1 - Sb, 2 - Sc, 3 - Im, 4 - E, 5 - S0, 6 - Sa

Okolo 25 % galaktik imeyut osobenno prostuyu - krugluyu ili ellipticheskuyu formu (ris. 6). Eto ellipticheskie galaktiki, ih simvol - E. V zavisimosti ot stepeni szhatiya razlichayut vosem' podtipov ellipticheskih galaktik - ot sfericheskih E0 do checheviceobraznyh E7 (cifra ukazyvaet stepen' szhatiya). Eti galaktiki naibolee prosty po strukture zvezdnomu sostavu i harakteru vnutrennih dvizhenii. Formy linii v spektrah ellipticheskih tumannostei svidetel'stvuyut o tom, chto zvezdy v nih dvizhutsya v samyh proizvol'nyh napravleniyah so skorostyami poryadka 200 km/s. Raspredelenie zvezd v nih vo vseh napravleniyah ot centra simmetrii pochti ravnoveroyatno; eto i ob'yasnyaet plavnost' izmeneniya yarkosti i elliptichnost' formy galaktik. Goryachih sverhgigantov v nih net, samye yarkie zvezdy - krasnye giganty, podobnye vstrechayushimsya v sharovyh skopleniyah.

Samyi rasprostranennyi tip galaktik (50%) - uzhe znakomye nam po nashei zvezdnoi sisteme spiral'nye galaktiki (simvol S). Primerno u poloviny ih rukava nachinayutsya srazu ot yadra, a u ostal'nyh yadro peresekaetsya gazovoi peremychkoi, ot koncov kotoroi i nachinayutsya rukava. Po otnositel'nym razmeram yadra i diska obe raznovidnosti podrazdelyayutsya na podtipy a, ', s i d (razmery yadra ubyvayut ot a k d).

Nasha Galaktika skoree vsego yavlyaetsya spiral'noi tipa Sb.

Primerno 20% galaktik otnositsya k tipu S0 promezhutochnomu mezhdu ellipticheskimi i spiral'nymi, no vse zhe bolee blizkomu k pervym. V galaktikah etogo tipa yarkost' ot centra padaet uzhe stupen'kami.

Vsego 5% galaktik otnositsya k nepravil'nym (simvol I). Eto klass dovol'no raznorodnyh ob'ektov. Odni - nepravil'nye galaktiki tipa Magellanovyh Oblakov (ih simvol Im) - predel'nyi sluchai spiral'nyh galaktik, tol'ko bez central'nogo sgusheniya. Drugie imeyut cherty ellipticheskih (simvol I0).

Special'nym klassom galaktik yavlyayutsya tak nazyvaemye vzaimodeistvuyushie galaktiki so sledami vozdeistviya drug na druga, vyrazhayushimisya v iskazhenii formy, peremychkah mezhdu galaktikami i t. d.

Bogatstvo form zvezdnyh sistem ob'yasnyaetsya raznoobraziem uslovii, v kakih oni rozhdalis'. A vozniknovenie galaktik bylo, v konechnom schete, nekotorym etapom razvitiya Vselennoi. Rasshirenie Vselennoi, o kotorom budet skazano v sleduyushem razdele, i vyvody yadernoi fiziki svidetel'stvuyut o tom, chto epohe galaktik predshestvovali bolee rannie stadii razvitiya, kogda vse veshestvo Vselennoi nahodilos' v goryachem sostoyanii, imelo ogromnuyu plotnost' i bylo ravnomerno sosredotocheno v nebol'shom prostranstve.

Po kakim-to prichinam etot sverhplotnyi ob'ekt vzorvalsya i nachalsya razlet veshestva, rasshirenie Vselennoi. S etogo momenta i nachinaetsya otschet ee vozrasta. Rasshirenie soprovozhdalos' ponizheniem plotnosti veshestva i temperatury. V techenie pervoi sekundy rasshireniya Vselennoi temperatura snizilas' s desyati trillionov do desyati milliardov kel'vinov. Pervaya sekunda byla celoi epohoi sushestvovaniya Vselennoi, v techenie kotoroi shli vzaimodeistviya chastic i antichastic, rozhdavshihsya i pogibavshih s obrazovaniem neitrino i svetovyh kvantov.

Sleduyushei byla stosekundnaya epoha yadernyh reakcii. V etu epohu obrazovalis' yadra vodoroda (70% massy veshestva Vselennoi) i gelii (30%); ih smes' predstavlyala soboi eshe goryachuyu plazmu, kotoraya stala medlenno ostyvat'.

Skorotechnye epohi razvitiya Vselennoi na etom zakonchilis', novye epohi stali dlit'sya milliony let. Za pervyi million let temperatura veshestva snizilas' do 3500 K, obrazovalis' neitral'nye atomy geliya i vodoroda. Eto razrezhennoe gazovoe oblako raspalos' na otdel'nye oblaka razlichnoi massy. Odni iz nih imeli central'nye sgusheniya, vokrug kotoryh vrashalsya ostal'noi gaz. Iz nih i poluchilis' spiral'nye galaktiki. Drugie ne vrashalis' i polozhili nachalo ellipticheskim galaktikam. Tret'i vrashalis', no ne imeli znachitel'nogo central'nogo sgusheniya. Tak obrazovalis' nepravil'nye galaktiki tipa Im. Osobennosti drugih tipov nepravil'nyh galaktik voznikli, po-vidimomu, v rezul'tate vnutrennih vzryvov v nih.

Pervonachal'nye gazovye oblaka, bystro ohlazhdayas', v svoyu ochered' takzhe raspadalis' na otdel'nye sgusheniya. Sgusheniya dvigalis' s bol'shoi skorost'yu i v samyh raznyh napravleniyah. Iz etih sgushenii obrazovalis' zvezdy pervogo pokoleniya i sharovye zvezdnye skopleniya. Sledovatel'no, roi bystryh zvezd i sharovyh skoplenii - eto napominanie o pervonachal'noi sfericheskoi forme nashei Galaktiki. Posle togo kak v galaktikah obrazovalis' zvezdy, ih dal'neishee razvitie shlo po-raznomu, v zavisimosti ot massy (v massivnyh galaktikah evolyuciya idet bystree) i ot vrasheniya galaktik: sistemy s bystrym vrasheniem razvilis' v tip Sc, so srednim - v Sb, a s medlennym - v tip Sa.

Pervoe pokolenie zvezd nashei Galaktiki imelo raznyi po dlitel'nosti vek: zvezdy maloi massy sushestvuyut i seichas, a bolee massivnye prozhili svoyu zhizn' bystro.

V otlichie ot zvezd, sohranyayushih pochti neizmennym harakter svoih dvizhenii s nachala sushestvovaniya, mezhzvezdnyi gaz nahoditsya pod sil'nym vozdeistviem tyagoteniya zvezdnoi sistemy i, uchastvuya v ee vrashenii, opuskaetsya k glavnoi ploskosti galaktiki i szhimaetsya k ee centru. Eto, soglasno zakonu sohraneniya momenta vrasheniya, usilivaet vrashenie ploskoi sostavlyayushei galaktiki. V mestah, gde plotnost' gaza okazyvaetsya vysoka, on prevrashaetsya v zvezdy sleduyushego pokoleniya. Polnomu prevrasheniyu vsego gaza spiral'nyh galaktika zvezdy prepyatstvuyut ih magnitnye polya.

Obrazovanie molodyh zvezd idet takzhe v yadre galaktiki: k ee centru opuskaetsya gaz, poteryavshii moment vrasheniya. Zdes' rozhdayutsya zvezdy novyh pokolenii podsistemy, kotoraya sostavlyaet yadro galaktiki. Odnako zdes' net uslovii dlya obrazovaniya massivnyh zvezd, tak kak gaz obrazuet nebol'shie plotnye sgustki. V sluchayah zhe, kogda gaz szhimaetsya v telo, massa kotorogo ravna tysyacham solnechnyh mass, process zavershaetsya, po-vidimomu, katastrofoi: vmesto obrazovaniya ustoichivoi zvezdy proishodit szhatie, privodyashee k sozdaniyu v centre vysokoi plotnosti i obrazovaniyu radioaktivnyh izotopov so vzryvnym harakterom vydeleniya energii. Sleduet sil'nyi vzryv, i sfericheskaya volna gaza ustremlyaetsya vo vse storony iz galakticheskogo yadra. Nekotorye uchenye schitayut, chto takoi vzryv proizoshel okolo desyati millionov let nazad v centre galaktiki M82, v rezul'tate chego ona stala nepravil'noi tipa I0.

V ellipticheskih galaktikah put' evolyucii proshe. V nih sovsem ne bylo sistematicheskogo galakticheskogo vrasheniya i zametnogo magnitnogo polya. Ves' gaz v etih sistemah prevratilsya v zvezdy sfericheskoi podsistemy. Gaz zhe, vybrasyvaemyi zvezdami v hode ih evolyucii, opuskaetsya k centru sistemy, gde mogut poetomu rozhdat'sya zvezdy novyh pokolenii. No v ellipticheskih galaktikah chrezvychaino massivnyh zvezd net, poetomu obshii process zvezdnoi evolyucii idet namnogo medlennee, chem v spiral'nyh. Konechno, i v ellipticheskih galaktikah odnovremenno sosushestvuyut zvezdy razlichnyh pokolenii, no mezhdu nimi net takogo rezkogo razlichiya, v haraktere dvizheniya, himicheskom sostave i masse, kakoe nablyudaetsya v spiral'nyh galaktikah.

V nepravil'nyh galaktikah tipa Magellanovyh Oblakov process obrazovaniya zvezd tyanulsya ochen' dolgo i, po-vidimomu, eshe ne zakonchilsya.

Obshei tendenciei evolyucii galaktik, takim obrazom, yavlyaetsya prodolzhayushiisya process obrazovaniya zvezd novyh pokolenii v centre i v spiral'nyh rukavah. No v hode evolyucii vse bol'shaya chast' gaza konserviruetsya v karlikovyh zvezdah i nadolgo isklyuchaetsya iz obshego krugooborota. Obrazovanie novyh pokolenii idet poetomu vse medlennee i v men'shih masshtabah. V etom zaklyuchaetsya starenie galaktik.

Mir galaktik

Vzglyanem teper' na galaktiki s drugoi tochki zreniya. V sovremennoi astronomii ne menee vazhnym okazalsya vopros o vzaimnyh raspolozheniyah i dvizheniyah galaktik, tak kak izuchenie ego prolilo svet na samye obshie svoistva i evolyuciyu Vselennoi. My nachnem znakomstvo s etim aspektom mira galaktik s vazhnoi problemy vnegalakticheskoi astronomii - s opredeleniya rasstoyaniya do galaktik.

Kak my uzhe znaem, blagodarya tomu, chto v blizhaishih galaktikah byli naideny cefeidy, novye zvezdy i sverhgiganty, udalos' ustanovit' rasstoyaniya do blizhaishih zvezdnyh sistem. V 1912 g. amerikanskii astronom V. Slaifer obnaruzhil zamechatel'noe svoistvo tumannostei, okazavshihsya pozzhe vnegalakticheskimi. V spektrah etih dalekih galaktik vse spektral'nye linii okazalis' smeshennymi k krasnomu koncu po sravneniyu s takimi zhe liniyami v spektrah istochnikov, nepodvizhnyh otnositel'no nablyudatelya. Otnoshenie smesheniya linii $\lambda - \lambda_0$ k dline volny $\lambda_0$ okazyvaetsya dlya vseh linii v spektre dannoi galaktiki odinakovym i nazyvaetsya krasnym smesheniem. Analogichnoe svoistvo, soglasno principu Doplera, imeyut ob'ekty, udalyayushiesya vdol' lucha zreniya so skorost'yu $v=c(\lambda - \lambda_0)/\lambda_0$ , gde s - skorost' sveta. V etom sluchae smeshenie linii sootvetstvuet luchevoi skorosti svetila. Smeshenie linii v krasnuyu storonu spektra ukazyvaet, chto galaktiki udalyayutsya drug ot druga. No dolgoe vremya polagali, chto yavlenie krasnogo smesheniya mozhet imet' i drugie prichiny.

V 1929 g. E. Habbl, sravnivaya krasnye smesheniya i rasstoyaniya galaktik, obnaruzhil, chto krasnye smesheniya v srednem proporcional'ny rasstoyaniyam:

$c(\lambda-\lambda_0)/\lambda_0=H_0 r$
Koefficient proporcional'nosti N₀ (nazyvaemyi postoyannoi Habbla) po mnogochislennym ocenkam raven 55 km/s na Mps. Zakon Habbla okazalsya prekrasnym sredstvom opredeleniya rasstoyanii do tysyach galaktik.

Kogda nuzhno opredelit' rasstoyanie do galaktiki, krasnoe smeshenie kotoroi ne izmereno, pribegayut k grubym sposobam ocenki rasstoyaniya, naprimer, po vidimoi i absolyutnoi zvezdnym velichinam galaktik sootvetstvuyushih tipov, po uglovym razmeram galaktik i krupneishih gazovyh sgustkov v nih. Dlya samyh dalekih galaktik zadacha opredeleniya rasstoyaniya oslozhnyaetsya tem, chto na oslablenie bleska i uglovye razmery nachinaet vliyat' eshe i sam effekt krasnogo smesheniya.

Kakovy zhe razmery, massy i moshnost' izlucheniya galaktik? Znaya rasstoyaniya do nih, mozhno otvetit' i na eti voprosy. Proshe drugih opredelyaetsya moshnost' izlucheniya (svetimost'), kotoruyu my umeem vyrazhat' v absolyutnyh velichinah. Razmery zhe i massa galaktiki vozrastayut po mere perehoda ot absolyutno slabyh galaktik k bolee yarkim. Vozrastaniyu absolyutnoi velichiny na edinicu sootvetstvuet uvelichenie diametra galaktiki v poltora raza, a massy - v dva raza (spiral'nyh) i v tri raza (ellipticheskih).

Po absolyutnym velichinam galaktiki mozhno podrazdelit' na klassy svetimosti. Sredi ellipticheskih galaktik vstrechayutsya kak sverhgigantskie, tak i karlikovye. Sredi nepravil'nyh gigantskih net i t. d. Svedeniya o predstavitelyah galaktik osnovnyh tipov, ih srednih absolyutnyh velichinah i massah dany v tabl. 3.

Tablica 3. Harakteristiki razlichnyh tipov galaktik
Klass svetimosti	Svetimost' galaktik		Massa, $\bf{M_\odot}$	Tip galaktik
Klass svetimosti	absolyutnye velichiny, M	erg/s	Massa, $\bf{M_\odot}$	Tip galaktik
Yarkie sverhgiganty	-24	10⁴⁵	10¹³	E
Normal'nye sverhgiganty	-22	2*10⁴⁴	10¹²	E, S
Yarkie giganty	-20	3*10⁴³	10¹¹	E, S
Normal'nye giganty	-18	5*10⁴²	10¹⁰	E, S, I
Yarkie karliki	-16	8*10⁴¹	10⁹	E, S, I
Normal'nye karliki	-14	10⁴¹	10⁸	E, S, I
Slabye karliki	-12	2*10⁴⁰	10⁷	E, I
Pigmei	-8	5*10³⁸	10⁶	E, I

Znaya rasstoyaniya do galaktik i ih polozhenie na nebe, mozhno ustanovit' ih razmeshenie v prostranstve otnositel'no nashei zvezdnoi sistemy. Okazalos', chto galaktiki vstrechayutsya kak odinochnye, tak i dvoinye, ob'edinennye v gruppy, bol'shie skopleniya i dazhe oblaka skoplenii (v sverhskopleniya).

Srednie rasstoyaniya mezhdu galaktikami v gruppah i skopleniyah - sotni kiloparsekov, a mezhdu gruppami galaktik, odinochkami i t. d. - v srednem 1 - 2 Mps. Skopleniya udaleny drug ot druga na desyatki megaparsekov.

Nasha Galaktika i tumannost' Andromedy vhodyat v Mestnuyu gruppu galaktik. Oni yavlyayutsya glavnymi ob'ektami gruppy. Nasha Galaktika imeet v kachestve sputnikov dve krupnye galaktiki: Bol'shoe i Maloe Magellanovy Oblaka, u tumannosti Andromedy chetyre bol'shih ellipticheskih sputnika. Krome togo, sputnikami kazhdoi iz nih: yavlyayutsya neskol'ko karlikovyh i slabyh nepravil'nyh galaktik. Polnoe chislo galaktik, sostavlyayushih. Mestnuyu gruppu, priblizhaetsya k 40 za schet prodolzhayushihsya otkrytii slabyh nepravil'nyh galaktik v radiuse 1.5 Mps vokrug Galaktiki.

Est' neskol'ko grupp galaktik, blizhaishih k Mestnoi gruppe. Eto - gruppa Yuzhnogo galakticheskogo polyusa, gruppa Centavra-A, gruppy v Bol'shoi Medvedice, L've i Gonchih Psah. V nashih okrestnostyah seichas naideno bolee 50 malyh grupp galaktik.

Krome nebol'shih grupp otkryto mnogo bogatyh skoplenii s sotnyami i tysyachami galaktik. Blizhaishee takoe skoplenie nahoditsya v sozvezdii Devy na rasstoyanii 20 Mps. V ego sostave sem' gigantskih ellipticheskih galaktik, v tom chisle radiogalaktika Deva A, i devyat' gigantskih spiral'nyh. Tret' galaktik - skopleniya ellipticheskie i S0, ostal'nye - spiral'nye. Razmery etogo skopleniya 5.5 Mps, no seichas skoplenie v Deve schitayut lish' central'nym sgusheniem sverhskopleniya, k kotoromu prinadlezhat nasha Mestnaya gruppa i ee sosedi. Obshee chislo galaktik nashego sverhskopleniya okolo 10000, diametr ego okolo 50 Mps. Naideno uzhe polsotni takih sverhskoplenii.

U spiral'nyh i nepravil'nyh galaktik nablyudaetsya radioizluchenie, analogichnoe radioizlucheniyu nashei Galaktiki. U obychnyh ellipticheskih galaktik radioizluchenie neznachitel'no i obnaruzheno lish' nedavno s bol'shim trudom. No sredi sverhgigantskih ellipticheskih galaktik i rezhe sredi spiral'nyh vstrechaetsya osobyi klass galaktik sil'nym neteplovym radioizlucheniem. K takim radiogalaktikam otnosyatsya Centavr A, M 82, Pech' A, Deva A, nahodyashiesya v sosednih gruppah i skopleniyah galaktik. Samaya blizkaya k nim radiogalaktika vysokoi moshnosti - Lebed' A - na fotografiyah vyglyadit kak para slabyh ellipticheskih galaktik 16-i velichiny, zato ee radioizluchenie, naprimer na volne 1 m, uzhe sootvetstvuet ob'ektu 2-i zvezdnoi velichiny, esli vyrazhat' radioizluchenie v etih edinicah. Seichas izvestny sotni istochnikov radioizlucheniya, okazavshiesya radiogalaktikami.

V 1963 g. bylo obnaruzheno, chto nekotorye radioistochniki yavlyayutsya ne obychnymi galaktikami, a tochechnymi zvezdoobraznymi opticheskimi ob'ektami - kvazarami. Eto, veroyatno, osobo kompaktnye dalekie galaktiki, otlichayushiesya ot prosto kompaktnyh galaktik sil'nym radioizlucheniem.

Vsya sovokupnost' galaktik, kvazarov i ob'ektov mezhgalakticheskoi sredy sostavlyaet tak nazyvaemuyu Metagalaktiku. Krasnoe smeshenie galaktik otrazhaet odno iz vazhneishih svoistv Metagalaktiki: ee rasshirenie. Drugih ob'yasnenii etomu yavleniyu ne naideno. Bolee togo, obnaruzheno metagalakticheskoe teplovoe radioizluchenie - ostatochnoe izluchenie togo pervonachal'nogo gazovogo oblaka, iz kotorogo formirovalis' galaktiki okolo 13 mlrd. let nazad, kogda oni nahodilis' blizhe drug k drugu i predstavlyali soboi sgustki etogo oblaka. A eshe ranee veshestvo Metagalaktiki nahodilos', po-vidimomu, v sverhplotnom sostoyanii; posle vzryva etogo veshestva nachalos' rasshirenie i evolyuciya Metagalaktiki i ee chlenov.

Osnovnaya chast' nablyudaemogo veshestva Metagalaktiki seichas sosredotochena v zvezdah, tol'ko neskol'ko procentov sohranyaetsya v vide mezhzvezdnogo gaza i pyli, a takzhe mezhgalakticheskogo gaza. Nekotoraya chast' veshestva Metagalaktiki nahoditsya v forme izlucheniya. V rannyuyu epohu sushestvovaniya Metagalaktiki, kogda ona imela vysokuyu temperaturu, svetovaya forma veshestva dazhe preobladala.

Tak vyglyadit po sovremennym vzglyadam Vselennaya i tak my predstavlyaem ee istoriyu i ee budushee razvitie. Opirayas' na eti svedeniya, my mozhem teper' podrobnee poznakomit'sya s osnovnym predmetom nashei knigi - s novymi i sverhnovymi zvezdami.

Glava I. Astronomy issleduyut zvezdy | Oglavlenie | Glava III. Obyknovennye novye zvezdy

Publikacii s klyuchevymi slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar Publikacii so slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar
Sm. takzhe: Ostatok sverhnovoi tumannost' Rusalka Ostatok sverhnovoi CTA 1 Volokna ostatka sverhnovoi v Parusah Neobychnaya tumannost' Pa 30 Ozvuchennyi ostatok sverhnovoi tumannost' Meduza Ostatok sverhnovoi Simeiz 147 Udarnaya volna ot sverhnovoi v tumannosti Karandash Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Glava II. BUDNI VSELENNO'

Nashe Solnce

Fizika zvezd

Rozhdenie i evolyuciya zvezd

Nasha Galaktika

Drugie galaktiki

Mir galaktik