астрофизика и звёздная астрономия

ИЗЛУЧЕНИЕ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ. Солнце и звёзды представляют собой огромные шарообразные тела из горячего вещества. Они излучают электромагнитные волны всевозможной длины, от гамма-лучей до длинных радиоволн. Планеты и их спутники отражают солнечный свет и сами в различной степени излучают инфракрасные лучи и радиоволны. Разреженные газовые туманности — колоссальной протяжённости газовые облака — в зависимости от физического состояния излучают электромагнитные волны строго определённой частоты. Поэтому одни туманности, излучающие в визуальном диапазоне, видны, а другие обнаруживаются лишь по их радиоизлучению. В частности, невидимые межзвёздные холодные водородные облака испускают радиоволны λ = 21 см. Земная атмосфера поглощает гамма-, рентгеновское, ультрафиолетовое излучение и значительную долю инфракрасного. Излучение небесных тел, не доходящее до земной поверхности, исследуется с космических аппаратов — с искусственных спутников и орбитальных научных станций, обращающихся вокруг Земли, а также с автоматических межпланетных станций, направляемых к планетам Солнечной системы. Излучение, проходящее сквозь земную атмосферу, изучается непосредственно с поверхности Земли. Для этого созданы астрономические инструменты — телескопы (от греч. теле — вдаль и скопео — смотрю). Телескопы для наблюдений в световых лучах называются оптическими, а для приёма радиоволн — радиотелескопами.

ОПТИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ. Существует два основных вида оптических телескопов — линзовые, или рефракторы, и зеркальные, или рефлекторы. У рефракторов объектив, собирающий световые лучи, изготовлен из стеклянных линз, а у рефлекторов объективом служит вогнутое зеркало. Основное назначение телескопов состоит не в достижении большого увеличения, а в том, чтобы собрать как можно больше световой энергии от небесного тела и различить как можно меньшие детали.

От небесных тел к Земле приходят параллельные лучи света, из которых в глаз попадает лишь ничтожная доля, поскольку диаметр зрачка очень мал: не превышает 6–7 мм. Объектив телескопа, имея значительные размеры (диаметр D), воспринимает световой поток и, концентрируя его, позволяет видеть слабые небесные объекты, недоступные невооружённому глазу. Диаметр объектива D и его фокусное расстояние F определяют важную характеристику телескопа — светосилу:

Чем больше светосила A, тем более ярким получается изображение протяжённого объекта в фокальной плоскости телескопа. При визуальных наблюдениях фокальное изображение светила рассматривается в окуляр (от лат. ocularis — глазной и oculus — глаз), состоящий из короткофокусной линзы, поэтому размеры протяжённого светила представляются увеличенными. Увеличение телескопа равно

где F — фокусное расстояние объектива, а f — фокусное расстояние окуляра. Диаметр объектива определяет разрешающую способность (или разрешение) телескопа — способность телескопа видеть отдельно близко расположенные объекты и мелкие детали на поверхности небесного тела. Разрешение телескопа выражается минимальным углом θ между двумя точками, которые можно чётко различить. Разрешающая способность телескопа обратно пропорциональна диаметру объектива и прямо пропорциональна длине электромагнитных волн, воспринимаемых телескопом. Вычисленное в секундах дуги разрешение:

где длина волны λ и диаметр объектива D выражены в одинаковых единицах. Оптические телескопы, предназначенные для визуальных наблюдений, рассчитаны на восприятие световых волн длиной λ = 550 нм, которые наиболее эффективно воздействуют на человеческий глаз. Диаметры объективов оптических телескопов выражают в миллиметрах, поэтому длину световой волны следует представить в тех же единицах. Тогда разрешающая способность телескопа равна

где D — диаметр объектива (в мм).
Так, типичный школьный телескоп с диаметром объектива D = 10 см имеет разрешающую способность 1,4′′. Это означает, что если две звезды на небе отстоят друг от друга на угловое расстояние более 1,4′′, то они в этот телескоп будут видны по отдельности. Если расстояние между ними менее 1,4′′, то они будут видны как одна точка. Предельный (наименьший) блеск звёзд, видимый в телескоп, характеризует проницающую способность телескопа (mт ), часто называемую его оптической мощью, которую вычисляют по формуле

где D — диаметр объектива (в мм).
Самый крупный телескоп в России — Большой Телескоп Азимутальный Специальной астрофизической обсерватории РАН, установленный в горах Северного Кавказа. Диаметр его объектива составляет 6 м. В настоящее время построены оптические телескопы с диаметром 10 м. Несколько таких телескопов, объединённых в единую систему, могут работать как телескоп с диаметром около 16 м.

РАДИОТЕЛЕСКОПЫ. Космическое радиоизлучение впервые было обнаружено в 1931 г. американским инженером Карлом Янским (1905—1950) при изучении им атмосферных радиопомех. В апреле 1933 г. Янский установил, что радиоизлучение исходит от Млечного Пути. В 1944 г. было открыто радиоизлучение Солнца. С 1946 г. началось строительство и установка в астрономических обсерваториях радиотелескопов для приёма радиоизлучения небесных объектов. Радиотелескопы состоят из антенны и чувствительного радиоприёмника. Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел настолько мало, что для его приёма необходимы антенны с полезной площадью в тысячи и десятки тысяч квадратных метров. Конструкции антенн весьма разнообразны. Так, сравнительно небольшими антеннами (до 100 м в диаметре) служат металлические вогнутые зеркала, а также каркасы параболической и цилиндрической формы, покрытые металлической сеткой. Они отражают и фокусируют радиоволны на приёмник. Самый крупный стационарный радиотелескоп РАТАН-600 установлен вблизи станицы Зеленчукской Ставропольского края. Его приёмная антенна имеет вид замкнутого кольца диаметром 600 м.
Отражатели наиболее крупных радиотелескопов собираются из плоских металлических зеркал, расположенных сплошной полосой параболического сегмента. Такие радиотелескопы неподвижны, а их приёмники способны перемещаться в небольших пределах.

ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА. Солнце — лишь одна из бесчисленного множества звёзд, существующих в природе. Благодаря своей близости к Солнцу мы имеем возможность изучать происходящие на нём процессы и по ним судить об аналогичных процессах в звёздах, непосредственно невидимых из-за колоссального их удаления. Шарообразное Солнце представляется нам светящимся диском. Видимая поверхность Солнца называется фотосферой, радиус которой считается радиусом Солнца. На среднем расстоянии Земли от Солнца, равном a₀ = = 1 а. е. = 1,5 · 10⁸ км, угловой радиус фотосферы θ = 16′, поэтому линейный радиус Солнца R = a₀ · sin θ = 1,5 · 10⁸ км · 0,00465 = 700 000 км, что в 109 раз превышает радиус Земли. Масса Солнца M = 2 · 10³⁰ кг. Средняя плотность Солнца ρ = 1400 кг/м³. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца в 28 раз больше, чем на поверхности Земли, и равно 274 м/с². На фотографических снимках Солнца часто видны тёмные пятна, возникающие в его фотосфере. Их можно увидеть в телескоп, если изображение Солнца спроектировать на белый лист бумаги, установленный за окуляром.

Если в течение нескольких дней следить за пятнами, то можно заметить их перемещение, что указывает на вращение Солнца вокруг оси. Такие наблюдения показали, что Солнце вращается не как твёрдое тело. Период его обращения вокруг оси вблизи экватора составляет 25 суток, а вблизи полюса — 30 суток. Линейная скорость вращения Солнца на экваторе составляет 2 км/с. Измерения освещённости, которую создаёт Солнце на Земле, показали, что на земную поверхность площадью в 1 м , расположенную перпендикулярно к солнечным лучам, ежесекундно поступает от Солнца 1370 Дж энергии. Это значение солнечной энергии получило название солнечной постоянной Е = 1,37 кВт/м². По ней можно рассчитать светимость Солнца L , или мощность солнечного излучения, — энергию, излучаемую Солнцем за 1 с со всей его поверхности. Для этого достаточно умножить солнечную постоянную на площадь сферы, в центре которой находится Солнце, а радиус равен расстоянию от Земли до Солнца a₀ = 1,5 · 10¹¹ м. Так как площадь сферы радиуса a₀ равна S = 4πa₀² , то светимость Солнца

Если принять, что мощность современных атомных электростанций близка к 10⁹ Вт, то Солнце излучает почти в 4 · 10¹⁷ раз больше энергии, чем производит каждая такая электростанция.
На долю Земли приходится всего лишь одна двухсотмиллиардная доля энергии, излучаемой Солнцем, но и её достаточно для поддержания многообразия жизни на нашей планете. Судить о температуре Солнца (и звёзд) мы можем только по его излучению. Солнце является источником излучений различных длин волн: от длинноволнового радио - до коротковолнового рентгеновского и гамма-излучения.
По наличию спектральных линий астрономы определяют химический состав Солнца. Оказалось, что Солнце почти на 71% состоит из водорода, 27% составляет гелий, на остальные химические элементы приходится около 2% массы.

Астрономы предполагают, что излучение Солнца близко по своим характеристикам излучению абсолютно чёрного тела. Согласно закону Вина, длина волны, на которую приходится максимум излучения λ_max, связана с температурой Т формулой

Жёлтый цвет Солнца указывает на то, что максимум его излучения приходится на длину волны λmax = = 4,8 · 10^-7 м, следовательно, температура Солнца должна быть

Другой метод оценки температуры основан на законе Стефана–Больцмана, который гласит: мощность излучения с квадратного метра поверхности абсолютно чёрного тела i пропорциональна четвёртой степени его абсолютной температуры, т. е.

где σ = 5,67 · 10^-8 Вт/(м² · К) — постоянная величина. Так как площадь солнечной поверхности S = 4πR², то светимость Солнца

Отсюда следует, что температура солнечной фотосферы

Подставляя в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Т = 5800К. Вычисленная по закону Стефана–Больцмана температура несколько отличается от температуры, полученной по закону смещения Вина, но эти различия невелики. При столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных её участков. Поэтому среднюю температуру солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К.

СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ. Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых верхних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200 км, плотность вещества в ней 10^-5 кг/м³ , что значительно меньше плотности земной атмосферы. Несмотря на малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его подфотосферные слои. В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции.

Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зёрна, составляют 1–2′, но линейные их размеры достигают тысяч и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, на их месте появляются новые. Исследование характера движения вещества в гранулах показало, что в центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъём из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более тёмного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъёма и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоёв Солнца путём конвекции. На ярком фоне фотосферы наблюдаются тёмные пятна. Размеры солнечных пятен могут достигать свыше 10 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооружённым глазом (конечно, только сквозь тёмный светофильтр). На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется чёрным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5–10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. По этим измерениям, используя закон излучения Стефана–Больцмана, легко оценить температуру пятен, которая оказалась около 4000 К. Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10^-4—10^-5 Тл. Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую из заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет её конвекцию и тем самым ослабляет поступление тепла из внутренних слоёв Солнца. В результате температура вещества в области пятен уменьшается, и пятна выглядят тёмными на фоне яркой фотосферы.
Наблюдения показали, что солнечная корона нагрета до температуры около 2 · 10⁶ К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, которая в основном излучает в рентгеновских лучах. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца — её фотосфера — практически не видна. Во время полных солнечных затмений на краю Солнца во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов.

Одни из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные (взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и также быстро падают вниз.
Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 400 км/с.

СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ. Наблюдения показывают, что число солнечных пятен меняется со временем с периодом около 11 лет. Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, одновременно с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут до 10²⁵ Дж энергии. Благодаря наблюдениям со спутников учёные установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

Внутреннее строение Солнца можно условно разделить на три зоны по характеру процессов, которые связаны с выделением и передачей энергии.

СОЛНЕЧНОЕ ЯДРО. Ядро – это центральная часть звезды. Оно имеет радиус 150 – 175 тыс. км, что составляет 20 – 25% солнечного радиуса. Ядро, по сути, является термоядерным реактором, ибо реакции такого типа в нём и происходят. Плотность ядра в 150 раз превышает плотность воды, а температура центра его больше 14 000 000° К. Скорость вращения звезды вокруг своей оси в ядре заметно выше, нежели на поверхности. Каждую секунду посредством термоядерной реакции в излучение обращаются 4,26 млн. тонн вещества. Но топлива солнечной кочегарки достаточно для нескольких миллиардов лет работы.

ЗОНА ЛУЧИСТОГО ПЕРЕНОСА. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет.

КОНВЕКТИВНАЯ ЗОНА. Следующую, внешнюю, область Солнца занимает конвективная зона. Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества.

С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха.

ИСТОЧНИК ЭНЕРГИИ СОЛНЦА. Для поддержания наблюдаемой светимости Солнца в течение длительного времени необходимы достаточные запасы его внутренней энергии и процессы, перерабатывающие эту энергию в излучение. Солнце, по современным данным, существует около 5 млрд лет, причём его светимость за это время существенно не изменилась, следовательно, запасов внутренней энергии солнечного вещества должно хватить ещё на миллиарды лет. Поэтому единственным приемлемым источником энергии являются термоядерные реакции синтеза химических элементов. При реакции синтеза из четырёх ядер атомов водорода (четырёх протонов) образуется ядро атома гелия, два позитрона, два нейтрино и выделяется энергия связи ΔЕ = 4,3 · 10^-12 Дж:

Для протекания ядерных реакций необходима температура в несколько миллионов кельвинов, при которой участвующие в реакции частицы с одинаковым электрическим зарядом смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. Именно такие реакции протекают в недрах Солнца. Расчёты показывают, что в результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг и выделяется около q = 9 · 10¹⁴ Дж энергии. Теперь можно оценить, на сколько времени хватит запасов водорода, чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца — время жизни Солнца. Запас ядерной энергии

Если учесть, что Солнце состоит на 70% из водорода и ядерные реакции протекают только в центре, в солнечном ядре, масса которого составляет около 0,1M , а температура достаточно высокая для протекания термоядерных реакций, то

Если поделить эти запасы ядерной энергии на светимость Солнца L , то мы получим время жизни Солнца:

Таким образом, запасов энергии на Солнце хватит на 10 млрд лет. По современным данным, Солнце существует уже около 5 млрд лет.

СОЛНЕЧНЫЕ НЕЙТРИНО. Конечно, астрономы ищут способы заглянуть внутрь Солнца и проверить теоретические представления о его строении. На этом пути им на помощь пришли физики, изучающие элементарные частицы. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. Выяснилось, что, в отличие от другого излучения, нейтрино практически не задерживается веществом. Возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью света, они через 2 с покидают поверхность Солнца и через 8 мин достигают Земли.
Если бы удалось измерить этот поток нейтрино от Солнца, то мы смогли бы непосредственно судить о физических процессах, протекающих внутри Солнца. Для наблюдения солнечных нейтрино советский академик Б. М. Понтекорво предложил способ их обнаружения по регистрации ядер атомов аргона, образующихся при взаимодействии хлора с нейтрино. Для этого под руководством американского учёного Дж. Дэвиса был изготовлен большой резервуар объёмом 400 м³ , наполненный жидким веществом, в состав которого входили атомы хлора. Так как атомы аргона могут образовываться из атомов хлора при их взаимодействии с быстрыми частицами, проникающими из космического пространства, то во избежание этого резервуар поместили в глубокой шахте. Для нейтрино толстый слой земли не помеха, а космические частицы поглощаются им. На что же рассчитывали астрономы, ставя такой эксперимент? Ожидаемый у Земли поток солнечных нейтрино легко оценить по солнечной светимости. Так как при образовании одного ядра атома гелия выделяется энергия связи ΔE = 4,3 · 10^-12 Дж и излучаются два нейтрино, то легко подсчитать число ядер атомов гелия, образующихся в недрах Солнца каждую секунду. Для этого достаточно светимость Солнца L =4 · 10²⁶ Вт разделить на энергию связи. Умножая полученное частное на два, найдём число нейтрино, ежесекундно излучаемых Солнцем со всей его поверхности:

Эти нейтрино распространяются от Солнца во все стороны, и так как расстояние от Земли до Солнца

то следует ожидать, что на земную поверхность площадью 1 м² каждую секунду должно попадать число нейтрино

В результате взаимодействия этого потока нейтрино с хлором в резервуаре должно образоваться всего несколько десятков атомов аргона, которые и следует обнаружить химическим путём. Отсюда понятны трудности «вылавливания» этих десятков атомов аргона среди колоссального числа атомов, содержащихся в резервуаре. Почти сорокалетнее исследование Дэвиса показало, что обнаруженный поток солнечных нейтрино соответствует расчётному потоку и нашим основным представлениям о внутреннем строении Солнца.

ТЕМПЕРАТУРА И ЦВЕТ ЗВЁЗД. Имеется связь между звёздной величиной и освещённостью, создаваемой звездой:

Наблюдения показали, что среди звёзд встречаются в сотни тысяч раз более мощные, чем Солнце, и звёзды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у нашего Солнца. Определения температур поверхности звёзд показали, что от температуры поверхности звезды зависит её видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в её спектре. Так, Сириус сияет белым цветом и его температура равна почти 10000 К. В спектре хорошо видны линии поглощения атомами водорода (Hα , Hβ , Hγ ). Звезда Бетельгейзе (α Ориона) имеет красный цвет и температуру поверхности около 3000 К. В спектре звёзд видны линии молекул оксида титана TiO. Солнце жёлтого цвета, имеет температуру 6000 К. По температуре, цвету и виду спектра все звёзды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами O, B, A, F, G, K, M. Почему же спектры звёзд различны, хотя их химический состав примерно одинаков? Дело в том, что при температуре около 3000 К существуют молекулярные соединения, которые и вызывают в спектре фотосферы звезды полосы поглощения.

При более высокой температуре молекулярные соединения распадаются, и соответствующие им спектральные полосы исчезают. Зато хорошо видны линии, свойственные нейтральным металлам, атомы которых возбуждаются и поглощают свет определённых длин волн, соответствующих их природе. При температуре 6000 К многие металлы ионизуются, и поэтому в спектрах появляются линии ионизированных металлов. Атомы же водорода и гелия проявляют себя слабо, так как такая и более низкие температуры недостаточны для возбуждения всей водородной и гелиевой массы, и только некоторая часть их атомов поглощает свет. Но если температура фотосферы близка к 10 000 К, то энергии излучения вполне достаточно, чтобы возбуждать почти все атомы водорода, поэтому в спектрах А-звёзд водородные линии поглощения особенно интенсивны. При температуре около 20 000 К значительная часть атомов водорода ионизована и спектральные водородные линии поглощения ослаблены. Зато такая температура вызывает активное возбуждение атомов гелия. Этим и объясняются интенсивные линии поглощения гелия в спектрах В-звёзд. Наконец, при температуре около 30 000 К уже многие атомы гелия ионизованы, а атомы кислорода и азота претерпевают многократную ионизацию, поэтому в спектрах О-звёзд хорошо проявляются спектральные линии, соответствующие этим ионам.

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА—РЕССЕЛА. Имеется ещё одна интересная связь между спектральным классом звезды и её светимостью, которая представляется в виде диаграммы «Спектр — светимость» (также её называют диаграммой Герцшпрунга–Рессела в честь астрономов Э. Герцшпрунга и Г. Н. Рессела, построивших эту диаграмму). На диаграмме чётко выделяются четыре группы звёзд: главная последовательность. На неё ложатся параметры большинства звёзд. К звёздам главной последовательности относятся Солнце, Сириус. Плотности звёзд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью; красные гиганты. К этой группе в основном относятся звёзды красного цвета с радиусами, в десятки раз превышающими солнечный, например звезда Арктур (α Волопаса), радиус которой превышает солнечный в 25 раз, а светимость — в 140 раз; сверхгиганты. Звёзды со светимостями, в десятки и сотни тысяч раз превышающими солнечную. Радиусы этих звёзд в сотни раз превышают радиус Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе. При массе примерно в 15 раз больше солнечной её радиус превышает солнечный почти в 1000 раз. Средняя плотность этой звезды составляет всего 2 · 10^-11 кг/м³ , что более чем в 1 000 000 раз меньше плотности воздуха; белые карлики. Группа звёзд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Они расположены слева внизу диаграммы. Эти звёзды имеют радиусы почти в сто раз меньше солнечного и по размерам сравнимы с планетами. Примером белого карлика служит звезда Сириус В – спутник Сириуса. При массе, почти равной солнечной, и размере в 2,5 раза больше Земли имеет гигантскую среднюю плотность ρ = 3 · 10⁵ т/м³.

МАССЫ ЗВЁЗД. Удалось измерить только у звёзд, входящих в состав двойных систем. Масса определялась по параметрам орбит звёзд и периоду их обращения вокруг друг друга с использованием третьего обобщённого закона Кеплера. Оказалось, что массы всех звёзд лежат в пределах 0,05M < M < 100M . Для звёзд главной последовательности имеется связь между массой звезды и её светимостью: чем больше масса звезды, тем больше её светимость

Так, звезда спектрального класса B имеет массу около M ≈ 20M , и её светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.

СТРОЕНИЕ ЗВЁЗД ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ. Звёзды с массами, меньшими или сравнимыми с солнечной, устроены как Солнце. При температурах в центре выше 16 · 109 К темп энерговыделения настолько велик, что излучение не успевает уносить энергию из центральных областей звезды, и происходит конвективный перенос. Нагретые массы вещества поднимаются к верхним слоям звезды, а охлаждённые опускаются вниз и вновь нагреваются, т. е. у звёзд более массивных, чем Солнце, отсутствует зона лучистого переноса энергии, а конвективная зона начинается прямо из центра звезды.

СТРОЕНИЕ КРАСНЫХ ГИГАНТОВ И СВЕРХГИГАНТОВ. Отличительной особенностью этих звёзд является отсутствие ядерных реакций в самом центре, несмотря на высокие температуры. Ядерные реакции протекают в тонких слоях вокруг плотного центрального ядра. Температура звезды уменьшается к поверхности, и в каждом слое идёт определённый тип термоядерных реакции. В самых внешних слоях ядра, где температура составляет около 15 млн К, из водорода образуется гелий. Глубже, где температура выше, из гелия образуется углерод, далее из углерода — кислород. В самых глубоких слоях у очень массивных звёзд при термоядерных реакциях образуется железо.

Более тяжёлые химические элементы образовываться с выделением энергии не могут. Их образование требует затрат энергии. Итак, в красных гигантах и сверхгигантах формируются слоевые источники энергии и образуется большинство химических элементов, вплоть до атомов железа.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ. Размеры белых карликов небольшие, всего лишь тысячи и десятки тысяч километров, т. е. сравнимы с размерами Земли. Но их массы близки к массе Солнца, и поэтому их средняя плотность — сотни килограммов в кубическом сантиметре. Примером такой звезды служит спутник Сириуса, обозначаемый обычно как Сириус В. У этой звезды с температурой поверхности 25000 К диаметр чуть превышает диаметр Земли, а масса равна солнечной, так что средняя плотность превышает 100 кг/см³ . Из-за высокой плотности атомы внутри белых карликов раздавлены, электроны не связаны с ядрами и ведут себя независимо от них. В отличие от других звёзд термоядерные реакции в недрах белых карликов не протекают. Их недра состоят из ядер гелия и других тяжёлых элементов. Эти звёзды светят за счёт запасов тепловой энергии, выработанной в процессе предыдущих этапов эволюции. Через миллиарды лет запасы такой энергии иссякнут, белые карлики остынут и перестанут светиться.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ. В 1967 г. астрономы с помощью радиотелескопов обнаружили удивительные радиоисточники, которые испускали периодические импульсы радиоизлучения. Эти объекты назвали пульсарами. Периоды импульсов пульсаров, которых сейчас известно около 1800, заключены в пределах от нескольких секунд до 0,001 с. Удивляла высокая стабильность повторения импульсов. Так, первый открытый пульсар, который обозначается как PSR 1919, расположенный в неприметном созвездии Лисички, имел период повторения импульсов Т = 1,33730110168 с. Высокая стабильность периода, доступная только в современных атомных часах, заставила вначале предположить, что астрономы имеют дело с сигналами, посылаемыми внеземными цивилизациями. В конце концов было доказано, что за явление пульсара ответственны быстро вращающиеся нейтронные звёзды с сильным магнитным полем.
Узконаправленное радиоизлучение формируется в области полюсов магнитного поля. Поэтому период следования импульсов радиоизлучения равен периоду вращения нейтронной звёзды. Эти необычные звёзды имеют радиусы около 10 км и массы, сравнимые с солнечной. Плотность нейтронной звезды фантастическая:

она сравнима с плотностью вещества в ядрах атомов. При такой плотности вещество звезды состоит из плотно упакованных нейтронов. По этой причине такие звёзды получили название нейтронных звёзд. Их существование было предсказано ещё в 30-х гг. ХХ в. советским физиком Л. Д. Ландау. Он теоретически доказал, что в определённых условиях под действием внешнего давления, вызванного большой массой звезды, атомы в её недрах могут быть разрушены. При этом протоны и нейтроны, входящие в ядра атомов, сблизятся настолько тесно, что плотность возрастёт до 2 · 10 17 кг/м3 . Протоны, захватив свободные электроны от разрушенных атомов, превратятся в нейтроны, так что возникнет сверхплотная нейтронная звезда с размерами, составляющими десятки километров.

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ. Чёрная дыра — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он представляет собой сферу с радиусом Шварцшильда, который считается характерным размером чёрной дыры.
Теоретическая возможность существования данных областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Изобретатель термина достоверно неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» (англ. Our Universe: the Known and Unknown) 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars).
Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см. Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдаемые данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория пока не является интенсивно экспериментально протестированной для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от горизонта чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам, и с точностью до 94 % согласуется с первым гравитационно-волновым сигналом). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.
Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения, так как наблюдаемые проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света — то есть за доли секунды для чёрных дыр звёздных масс и часы для сверхмассивных чёрных дыр.
10 апреля 2019 года впервые была «сфотографирована» сверхмассивная чёрная дыра в центре галактики Messier 87, расположенной на расстоянии 54 миллионов световых лет от Земли.Перейти к разделу «Фотографирование» чёрных дыр»
Различают четыре сценария образования чёрных дыр:
два реалистичных:
· гравитационный коллапс (сжатие) достаточно массивной звезды;
· коллапс центральной части галактики или протогалактического газа;
и два гипотетических:
· формирование чёрных дыр сразу после Большого Взрыва (первичные чёрные дыры);
· возникновение в ядерных реакциях высоких энергий.

ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ. Мицар — средняя звезда в «ручке ковша» созвездия Большая Медведица — имеет слабенький спутник 5^m Алькор на угловом расстоянии 5′. Наблюдения в крупные телескопы показали, что эти две яркие звезды входят в состав шестикратной звёздной системы, все они связаны общим тяготением. Хорошо знакомая нам Полярная звезда является тройной звёздной системой, также тройной является ближайшая к Земле α Центавра. Большой интерес у астрономов вызывает изучение двойных звёзд. Длительные наблюдения за ними позволяют определить элементы эллиптических орбит, по которым они вращаются вокруг друг друга, а по ним определить массу каждой звезды в отдельности. Это пока единственный прямой метод определения масс звёзд.

ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ. Если плоскость их орбиты в двойной системе проходит через наблюдателя, то видно, как одна звезда периодически закрывает другую, и наблюдаются периодические изменения блеска этой двойной системы. С древнейших времён известна такая переменная звезда β Персея, что отражено в её названии — Алголь, которое в переводе с арабского означает «Глаз дьявола». Недаром древние греки называли её «Глаз горгоны Медузы, убитой героем Персеем». Её блеск меняется в пределах от 2,2^m до 3,4^m с периодом 2,87 суток. Изменения блеска этой звезды связаны с её двойственной природой. Большая по размерам холодная звезда периодически закрывает маленькую, но более яркую звезду, которая обращается вокруг неё. Период изменения блеска равен периоду обращения одной звезды вокруг другой. Неглубокий вторичный минимум на кривой блеска появляется, когда маленькая яркая звезда проходит по диску большой звезды. Алголь и многие другие похожие по своей природе переменные звёзды получили название затменнопеременные звёзды. Изучение характера изменения блеска и спектров звёзд, входящих в эти двойные системы, позволило определить их массы, радиусы и свойства атмосфер.

ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ. Особый класс переменных звёзд составляют пульсирующие переменные звёзды, которые меняют свой блеск при пульсациях и изменениях температуры поверхности. Такой известной переменной является звезда красный сверхгигант Мира (Удивительная) в созвездии Кита. Она то исчезает совсем, становясь звездой 9,1 m, то делается красной и яркой звездой 3,5 m. Но самой известной пульсирующей переменной звездой является звезда δ Цефея, имеющая чёткий период изменения блеска 5,4 суток.

Переменные звёзды, похожие по характеру переменности на звезду δ Цефея, получили название цефеиды. Причина переменчивости блеска цефеид — радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но горячая. Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Учёным удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше светимость. Хорошо известная нам Полярная звезда является одной из ближайших цефеид. Цефеиды являются звёздами высокой светимости, поэтому видны даже в далёких галактиках, и их используют для измерения расстояний до галактик. Определив период изменения блеска из наблюдений, по зависимости период — светимость можно определить светимость звезды, а по ней — расстояние до цефеиды, а если она входит в звёздную систему (звёздное скопление, галактику), то и расстояние до этой звёздной системы. Такой метод является одним из важнейших методов измерения расстояния до галактик. Поэтому цефеиды называют маяками Вселенной.

Примерами могут служить новые звёзды в созвездии Орла (июнь 1918 г.) и в созвездии Лебедя (23 августа 1975 г.). Судя по фотографиям, блеск новой звезды в созвездии Орла за три дня до вспышки был 11^m, а за четыре дня увеличился до —0,5т, т.е. возрос почти в 40 тыс. раз! Затем она стала слабеть, примерно через 200 дней перестала быть видимой невооружённым глазом, а ещё через год ослабела до прежнего значения 11^m.
Новая звезда в созвездии Лебедя до вспышки имела блеск около 21^m, а в максимуме вспышки — до 1,9^m, т.е. за несколько дней её светимость возросла в 40 млн раз!
Наблюдения показали, что внешняя оболочка звезды во время вспышки расширяется со скоростью от 1000 до 2500 км/с. Примерно через полгода-год вокруг ослабевшей звезды становится видимой в телескопы светлая
расширяющаяся газовая туманность — эта сброшенная оболочка, освещаемая звездой, удаляется от неё и со временем рассеивается в пространстве. Сама же звезда возвращается к прежнему состоянию. Следовательно, при вспышке новая звезда не разрушается, а лишь сбрасывает с себя оболочку массой около 10^-6—10^-6 солнечной массы — величина незначительная в сравнении с массой вспыхнувшей звезды. В настоящее время известно около 200 новых звёзд, большинство из которых вспыхнуло в Млечном Пути.
Выяснилось, что как новые вспыхивают звёзды низкой светимости и высокой температуры. Оказалось, что многие новые звёзды являются тесными парами, состоящими из белого карлика и обычной звезды спектрального класса К или М.

Вещество обычной звезды, богатое водородом, под действием гравитации со стороны белого карлика перетекает на него. По мере накопления вещества на белом карлике давление и температура в образовавшейся оболочке увеличиваются, и при достижении критического значения происходит термоядерный взрыв, сбрасывающий эту оболочку с белого карлика. Подобные процессы могут повторяться. Действительно, некоторые звёзды вспыхивают повторно, и часто они называются повторными новыми.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ. Иногда в недрах некоторых звёзд происходят взрывы такой колоссальной мощности, что они разрушают всю звезду. Во время взрыва светимость и блеск таких звёзд, называемых сверхновыми звёздами, возрастают в десятки и сотни миллионов раз, и они становятся настолько яркими, что могут быть видны невооружённым глазом даже днём. Вспышки сверхновых звёзд — очень редкое явление. За последние 1000 лет вспыхнуло по меньшей мере пять сверхновых звёзд: в 1006, 1054, 1572, 1604 и 1667 гг. Сверхновую звезду, вспыхнувшую в ноябре 1572 г. в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Т. Браге, который отметил, что звезда по яркости сравнима с Венерой. Через 16 месяцев звезда исчезла. Сверхновую звезду, вспыхнувшую в 1604 г. в созвездии Змееносца, наблюдали Г. Галилей и И. Кеплер. Особый интерес представляет сверхновая звезда, вспыхнувшая в июле 1054 г. в созвездии Тельца. Исторические сведения о ней были найдены в китайских хрониках. Теперь на месте сверхновой звезды 1054 г. наблюдается газовая, быстро расширяющаяся Крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар, интенсивно излучающий радиоволны. На месте сверхновой звезды 1667 г. в созвездии Кассиопеи тоже имеется неправильная волокнистая газовая туманность, являющаяся мощным источником радиоизлучения (Кассиопея А).

24 февраля 1987 г. наблюдалась вспышка сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке. За двое суток блеск этой звезды увеличился от 15m до 4 m, т. е. её светимость возросла в 25 тыс. раз! Сброшенная звездой оболочка расширялась со скоростью около 16000 км/с. Во время максимума вспышки сверхновых звёзд их светимость может в десятки миллиардов раз превышать светимость Солнца. Мощность взрыва настолько велика, что вещество разрушенной звезды разбрасывается во все стороны со скоростью от 5000 до 20 000 км/с. Из-за высокой температуры в недрах звезды выброшенный газ находится в плазменном состоянии и создаёт сильное магнитное поле, в котором элементарные частицы при торможении порождают мощное радиоизлучение. Поэтому можно предположить, что обнаруженные в нескольких местах Млечного Пути радиоизлучающие газовые волокнистые туманности возникли при разрушении сверхновых звёзд. Во время вспышки сверхновой звезды в спутнике Млечного Пути — Большом Магеллановом Облаке наблюдалась вспышка нейтрино. Грозит ли подобная вспышка нашему Солнцу? Исследования показывают, что взрывам подвержены далеко не все, а лишь в конце своей жизни особые по структуре звёзды, к которым наше Солнце не принадлежит, а поэтому вспыхнуть не может. Различают два основных типа сверхновых звёзд. У сверхновых первого типа взрывается звезда белый карлик, входящая в состав тесной двойной системы. Как и в новых звёздах, в такой системе происходит перетекание вещества из обычной звезды на белый карлик. Но белый карлик в системе имеет массу, близкую к предельной массе (массе Чандрасекара), поэтому достаточно небольшого количества вещества, выпавшего на него, и равновесие в звезде нарушается, белый карлик быстро сжимается (этот процесс сжатия называется коллапсом) до размеров нейтронной звезды. За секунды выделяется гравитационная энергия, которая переходит в тепло и кинетическую энергию взрыва. У сверхновых второго типа взрывается массивная звезда на стадии гигантов и сверхгигантов, когда масса плотного ядра достигает предела Чандрасекара, и происходит коллапс ядра. Выделяется огромная потенциальная энергия, которая разбрасывает внешние части звезды со скоростями свыше нескольких тысяч километров в секунду. По наблюдениям изменения блеска сверхновой можно определить, к какому типу она относится. Во время взрыва сверхновой происходит образование химических элементов тяжелее железа.

ЖИЗНЬ ЗВЁЗД. В Млечном Пути наблюдаются газопылевые облака. Некоторые из них настолько плотные, что начинают сжиматься под действием собственного тяготения. По мере сжатия плотность и температура облака повышаются, и оно начинает излучать волны в инфракрасном диапазоне спектра. На этой стадии сжатия облако получило название протозвезды. Длительность стадии сжатия протозвёзд различна: при массе меньше солнечной — сотни миллионов лет, а у массивных — всего лишь сотни тысяч лет. Когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию. Разогреваясь до самосвечения, протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности диаграммы Герцшпрунга– Рессела. Светимость и поверхностная температура сформировавшихся звёзд зависят от их массы, поэтому они принадлежат к различным спектральным классам, т. е. находятся на различных участках главной последовательности: массивные звёзды — выше Солнца, а звёзды малой массы — ниже его.
Время t_з пребывания звёзд на главной последовательности определяется мощностью излучения звезды (светимостью) и запасами ядерной энергии. Оно рассчитывается тем же способом, что и время жизни Солнца. Подставляя в формулу вместо массы и светимости Солнца массу и светимость звезды и учитывая, что светимость звезды L_з ∼ M_з⁴ , получаем

Исходя из этих расчётов, можно утверждать, что звёзды спектральных классов О, В и А, находящиеся на главной последовательности, — это молодые звёзды. После выгорания водорода в недрах звёзд образуется гелиевое ядро, а термоядерные реакции превращения водорода в гелий начинают происходить в тонком слое у границы ядра. В гелиевом ядре при создавшейся температуре ядерные реакции происходить не могут, и оно резко сжимается до плотности свыше 4 · 10⁶ кг/м³ . Вследствие сжатия температура в ядре возрастает. Рост температуры зависит от массы. Для звезды с массой чуть меньше солнечной температура всегда остаётся меньше 80 млн К. Поэтому сжатие ядра приводит только к бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. У Солнца температура ядра при сжатии становится выше 80 млн К, и в нём начинаются термоядерные реакции превращения гелия в углерод. У более массивных звёзд температура настолько высока, что возможны термоядерные реакции образования азота, кислорода и более тяжёлых химических элементов. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера звезды расширяется. Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на бол´ ьшую площадь, чем раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается её ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остаётся лишь горячее ядро звезды — белый карлик. У звезды типа Солнца останется углеродный белый карлик. Эволюция массивных звёзд происходит более бурно. В конце своей жизни такая звезда может взорваться сверхновой звездой, а её ядро, резко сжавшись, превратится в сверхплотный объект — нейтронную звезду или даже в чёрную дыру. Так, в Крабовидной туманности, оставшейся после взрыва сверхновой, наблюдается пульсар с периодом пульсаций 0,033с. Сброшенная оболочка, обогащённая гелием и другими тяжёлыми элементами, образовавшимися в недрах звезды и во время взрыва, рассеивается в пространстве и служит материалом для формирования звёзд нового поколения.

ВОЗРАСТ СВЕРХНОВЫХ СКОПЛЕНИЙ. Определить возраст отдельной звезды невозможно, так как нам неизвестно, когда она образовалась. По её спектральному классу мы можем только определить время её жизни на главной последовательности. Замечательный способ определить возраст звёзд дают нам наблюдения звёздных скоплений. Так как звёзды различной массы в звёздных скоплениях образуются примерно одновременно, то диаграмма «Спектр — светимость» только что родившегося скопления содержит звёзды всех спектральных классов, которые находятся на стадии главной последовательности. В нём отсутствуют красные гиганты, сверхгиганты и белые карлики. Со временем массивные звёзды умирают, и главная последовательность такого старого скопления не будет содержать массивных звёзд спектральных классов О, В и т.д. в зависимости от возраста. Эти звёзды переходят в гиганты и сверхгиганты и далее вообще взрываются. Появляются белые карлики. По спектральному классу звёзд, только начинающих переходить в красные гиганты (так называемая точка поворота на диаграмме «Спектр — светимость»), которые умирают в данный момент, мы можем судить о возрасте всего скопления.