Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 3)

Солнце расходует водород и стареет. Но запасов солнечного «топлива» хватит еще на несколько миллиардов лет.

ДИКОВИНЫ И ЗАУРЯДНОСТЬ

Приведенные выше характеристики Солнца грандиозны только по сравнению с его «детьми» — планетами. Если же сравнивать с другими звездами, то окажется, что Солнце — самая простая, самая обыкновенная, самая заурядная звезда. По всем своим свойствам оно занимает среднее положение. Есть звезды и гораздо больше, и гораздо меньше. Есть и гораздо жарче, и гораздо холоднее.

Мир звезд исключительно разнообразен и не раз преподносил ученым самые неожиданные сюрпризы. Познакомимся хотя бы с плотностями звезд.

Среди употребительных в быту материалов славится своей плотностью свинец. Масса свинцового кубика с ребром в 1 см равна 11,3 г. Плотность золота составляет 19,3 г/см³. Такую же плотность имеет и вольфрам. Еще большей плотностью — соответственно 21,5 и 22,4г/см³—отличаются платина и иридий. Именно из сплава платины и иридия изготавливали столетие тому назад эталон метра.

Плотности золота, вольфрама, платины и иридия уже превосходят те плотности, которые, по современным представлени­ям, должны встречаться в кедрах Земли, даже в ее ядре.

В Галактике же обнаружилась особая категория слабосветящихся звезд, вещество которых находится в чудовищно уплотненном состоянии. Из-за цвета и малых размеров за ними укрепилось название белых карликов. Большинство белых карликов го­раздо меньше Солнца. Многие из них меньше Земли, а некоторые да­же меньше Луны.

Масса 1 см³ белого карлика достигает сотен тонн. Спичечная коробка такого вещества при взвешивании на Земле окажется в несколько раз тяжелее самого большого груженого товарного состава. Достигнуть подобного состояния вещества в земных лабораториях пока невозможно. Но астрономы знают о существова­нии и еще более плотных, так называемых нейтронных звезд. Плотность вещества нейтронной звезды в миллион миллиардов раз превышает плотность воды. Чайная ложка такого вещества весила бы на Земле миллиард тонн, т. е. была бы эквивалентна по массе 200 млн. слонов. Если бы Земля уплотнилась до состояния нейтронной звезды, ее поперечник составил бы всего 100 м.

Интересно, что встречаются на небе звезды и с противоположны­ми свойствами: огромные по размерам и очень разреженные. Они относятся к группам красных гигантов и сверхгигантов. Диаметр гиганта Антареса, например, в 500 раз больше солнечного. Если бы он оказался на месте Солнца, то внутри него поместилась бы не только орбита Земли, но и орбита Марса. Зато уж средняя плотность Антареса, прямо скажем, невелика. Она в сотни тысяч раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. Представьте себе большой зрительный зал. Пусть в этом зале пустота, вакуум. Чтобы создать в нем описываемую плотность, человеку достаточно один-единственный раз выдохнуть. Воздух от одного выдоха легких, заполнив равномерно большой зал, создаст плотность, равную плотности вещества в недрах звезды-гиганта.

Конечно, иногда такое наблюдается. Но как для данной пары, так и для большинства других дело вовсе не в случайной близости. И убедительное свидетельство против случайности — обилие «парных» звезд. Примерно каждая пятая звезда на небе — двойная. А в окрестностях Солнца двойных звезд и того больше: каждая вторая. По теории вероятности такого наплыва случайных совпадений произой­ти никак не может.

Ну а если звезды в системе из двух звезд расположены очень тесно одна к другой? Увидим ли мы их как двойную звезду? Нет, не уви­дим. Они всегда будут сливаться воедино, казаться одной звездой. А могут ли существовать такие очень тесные пары? Да, могут. И именно их существованием объясняется, например, странное подмигивание «дьявольского» глаза Медузы.

Изменение яркости небесных светил, их переменность, обуслов­лено иногда и физическими причинами. Такие звезды действительно светят с разной яркостью. Они пульсируют, то раздуваясь, то сжимаясь. Яркость их в связи с пульсацией становится то больше, то меньше. Этим звездам суждено было сыграть исключительную роль в определении расстояний в наблюдаемой нами части Вселенной.

Среди миллиардов звезд Галактики находятся звезды, способные взрываться. Вспышка звезды — величественное зрелище во Все­ленной. Одна взорвавшаяся звезда способна светить с такой же силой, как все остальные 100 млрд. звезд в Галактике, вместе взятые. Часто до взрыва такая звездочка бывает настолько слаба, что астрономам она не известна. Потом она неожиданно разгорается и становится видной даже днем при свете Солнца. Называют эти звезды Новыми и Сверхновыми. Новые звезды вспыхивают часто: мы наблюдаем их один-два раза в год, а всего в Галактике вспыхивает, по-видимому, до сотни Новых звезд в год. Яркость их может возрастать в течение нескольких дней в 25 тыс. раз по сравнению с яркостью в нормаль­ном состоянии.

Причины взрыва Новых звезд видят в том, что все они — очень тесные двойные пары. Присутствие слишком близкой соседки «мешает» главной звезде, вызывает ее неустойчивость. Поэтому и может произойти вспышка. Раздувшаяся Новая звезда достигает максимума блеска и скидывает газовую оболочку, которая рассеива­ется в пространстве. После этого звезда возвращается к нормально­му состоянию. Иногда такие вспышки повторяются регулярно.

Иное дело Сверхновые звезды. Те вспыхивают редко: в среднем один раз в 100 лет. А наблюдаются они и того реже: один раз лет за 500. Но именно они достигают в максимуме яркости, в десятки миллионов раз превосходящей яркость обычных звезд.

Старинные китайские летописи сохранили для потомков весть о «звезде-гостье», вспыхнувшей летом 1054 г. в созвездии Тельца. Сначала звезда была исключительно яркой и ее видели днем. Потом блеск ее стал спадать, и через два года она совсем исчезла.

В XVIII в. французский «ловец комет» Мессье, чтобы легче было отыскивать кометы, составил подробный список видимых в те­лескоп «туманных пятен». Под номером один в список попал объект необычный формы, напоминающий растопырившего ноги краба. Впоследствии этот объект так и назвали Крабовидной туманностью. Она находится в созвездии Тельца.

Тщательные повторные измерения показали, что Крабовидная туманность расширяется. А по расчетам, 900 лет назад она должна была выглядеть точкой. После сопоставления всех данных выясни­лось: Крабовидная туманность — оболочка Сверхновой, скинутая ею в результате взрыва. Она находится в том самом месте, где 900 лет назад отметили появление Сверхновой старинные летописи.

Две вспышки Сверхновых в Галактике последовали одна за другой в 1572 и 1604 гг. Первую из них наблюдал известный датский астроном Тихо Браге, вторую — австрийский ученый Иоганн Кеплер.

Но не может ли в одну прекрасную минуту взорваться Солнце? Не может ли вдруг его яркость резко увеличиться или, наоборот, вне­запно уменьшиться? Астрономы убеждены, что с Солнцем такого произойти не может. Подобно своим ближайшим соседям по Галактике, оно действительно относится к самым обыкновенным, самым заурядным звездам.

Плотность вещества в центре Солнца достигает 150г/см³ Температура верхней оболочки Солнца, по сравнению с 15.000.000 К внутри, очень скромна — всего около 6.000 К. Температура верхних слоев самых горячих звезд доходит до 50.000 К и более.

Солнце нельзя отнести ни к чересчур «молодым», ни к чересчур «старым» звездам. У него «средний возраст» — около 5 млрд. лет. Наше «степенное» Солнце не способно ни пульсировать, ни взрываться. Ему уготована судьба подавляющего большинства обычных звезд.

СУДЬБЫ ЗВЕЗД

Чтобы изучить все стадии роста деревьев в лесу, нет надобности наблюдать за ними долгие годы. Достаточно отправиться в лес; там наверняка будут представлены деревья и разных пород, и все­возможных возрастов — от молодой поросли до замшелых велика­нов.

Астрономам не под силу проследить за развитием какой-либо одной звезды: для этого требуются, по крайней мере, миллионы лет. Но, «коллекционируя» звезды, сопоставляя между собой их индивидуальные особенности, так же как и для деревьев в лесу, можно попытаться понять этапы их жизненного пути от рождения до старости.

Воссоздавая картину жизни звезд, астроном испытывает многочисленные возможные модели — теоретически определяет характерные особенности поведения звезд при различных допусти­мых предположениях об их внутреннем строении, массе, возрасте, окружающей космической среде. Однако теоретическая картина жизни звезд, какой бы заманчивой она ни была, не будете представлять ценности, если в ней, хотя бы в скрытой форме, нарушаются установленные законы природы. В своих моделях астроном обязан постоянно опираться на всю совокупность наблюдаемых фактов и известных физических законов. Только в этом случае модель, наиболее полно объясняющая наблюдаемые явления, приобретает права научной гипотезы. После подтверждения дальнейшими теоретическими исследованиями и но­выми наблюдениями детально разработанная гипотеза становится научной теорией.

Но даже и научную теорию не следует считать последним и со­вершенно исчерпывающим словом науки. Мы знаем много случаев, когда для объяснения одного и того же явления в науке одновременно разрабатывалось несколько различных взаимоисключающих теорий. Одним из таких случаев как раз и является проблема происхождения и развития звезд.

Хотя астрономы накопили богатый фактический материал о химическом составе и физических характеристиках звезд, проблема жизни звезд, их эволюции остается одной из самых спорных в современной астрономии.

Изучение судеб звезд встало в ряд наиболее актуальных астрономических проблем в двадцатые годы нашего столетия, после того как астрономы научились надежно определять температуру поверхности звезд и межзвездные расстояния.

Видимые на небе звезды заметно различаются по своему блеску. Во многих случаях это объясняется тем очевидным обстоятельством, что они удалены на различные расстояния: более близкие звезды выглядят для нас более яркими. Зная истинные расстояния до звезд, астрономы научились путем вычислений теоретически как бы «отодвигать» или, наоборот, «придвигать» все исследуемые звезды на одинаковое стандартное расстояние от Солнца в 32,6 световых года. Тем самым открылся путь для сравнения яркости различных звезд и определения их истинной яркости, т.е. того количества лучистой энергии, которое они излучают в окружающее пространство.

Независимо друг от друга датчанин Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Рессел обратили внимание на то, что два характерных признака — истинная яркость и температура поверхно­сти — дают возможность разделить все множество звезд на очень небольшое число четко разграниченных групп. Этот результат наглядно виден на диаграмме, справедливо носящей название диаграммы Герцшпрунга—Рессела.

При построении диаграммы используются все звезды, для которых известны температура поверхности и истинная яркость. Шкалой температур служит ось абсцисс. По оси ординат откладыва­ют истинную яркость звезд — чем большее количество энергии излучает звезда, тем выше должно быть ее положение на оси ординат. Каждой звезде с известными характеристиками на диаграмме Герцшпрунга—Рессела соответствует одна точка; положение этой точки определяется данными о температуре и истинной яркости звезды.

Вам должно сразу броситься в глаза, что точки на диаграмме Герцшпрунга — Рессела не разбросаны хаотично. Подавляющее большинство их ложится на так называемую главную последовательность— полосу диаграммы, протянувшу­юся с плавным изгибом из левого верхнего угла в правый нижний. Звезды, которые попадают в эту полосу диаграммы Герцшпрунга—Рессела, астрономы называют звездами главной последовательности.

Небольшая часть точек попадает в область левее и ниже главной последовательности. Они относятся к звездам с очень высокой температурой поверхности и ненормально малой истинной яркостью. Эти звезды составляют группу белых карликов.

Отдельную группировку образуют звезды в правом верхнем углу диаграммы. Они имеют небольшую температуру поверхности, но светят необычайно ярко. В эту область диаграммы попадают красные гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма Герцшпрунга—Рессела невольно наталкивает на мысль, что мир звезд вовсе не является застывшим: ее характерные особенности явно связаны с различными этапами жизни звезд. Но в какую сторону идет процесс старения звезд? Может быть, вновь родившиеся звезды расположены в левом верхнем углу диаграммы и по мере роста они медленно спускаются вдоль главной последова­тельности в ее нижнюю часть? А может быть, процесс идет как раз в противоположном направлении: в молодости звезды бывают холодными и неяркими, а с течением времени разогреваются и светят гораздо ярче? Что представляют из себя такие особые группы звезд, как белые карлики и красные гиганты?

Ответы на эти вопросы стали мало-помалу проясняться, лишь когда астрономы и физики, совместными усилиями обнаружили источник звездной энергии—термоядерную реакцию перехода водорода в гелий.

Расчеты показали, что к числу короткоживущих звезд принадлежат в первую очередь наиболее горячие звезды с большой истинной яркостью. Они расходуют свое водородное «горючее» настолько расточительно, что длительность их существования при наблюдаемых темпах переработки водорода может быть в космиче­ском масштабе времени лишь очень непродолжительной. Следова­тельно, подобная звезда должна либо быстро изменить «образ жизни», либо погибнуть.

Очень молодыми оказались переменные звезды с неправильным изменением блеска типа Т Тельца.

Характеристики

Список файлов реферата