новости библиотека новые книги ссылки карта проектов о сайте



Пользовательского поиска




предыдущая главасодержаниеследующая глава

Глава 7. Звезды на поздних стадиях развития

Что произойдет с нашей звездой, масса которой в 7 раз больше солнечной, когда в ее центре выгорит весь гелий? Будет ли и дальше один источник ядерной энергии заменяться другим? Станет ли повышаться температура ядра, пока при 300 миллионах градусов не начнется ядерное горение углерода? К сожалению, сегодня пока еще очень трудно проследить за последующим развитием звезд с помощью вычислительной машины. После выгорания гелия в центре звезды температура и давление продолжают увеличиваться. Это ведет к горению углерода. Однако здесь возникают новые трудности.

Нейтринное охлаждение; периодическое изменение интенсивности ядерных реакций

Когда давление и температура в центре звезды становятся достаточно высокими, при встрече электрона и кванта света могут возникать две новые элементарные частицы (рис. 7.1). Одну из них мы уже знаем это нейтрино. Вторая частица очень похожа на нейтрино, ее называют антинейтрино. Свойства этой частицы очень похожи на свойства обычного нейтрино. Антинейтрино тоже свободно проникают через звездное вещество и вылетают наружу. Звезды прозрачны не только для нейтрино, но и для антинейтрино. При рождении пары таких частиц (нейтрино и антинейтрино) расходуется энергия их «родителей» - электронов и квантов света. Эта энергия принадлежит теперь родившимся «близнецам» и свободно уносится ими в космическое пространство. Когда центральная область звезды сжимается, там повышается температура и приближается начало ядерной реакции горения углерода. Одновременно возникает все больше пар нейтрино-антинейтрино. Они уносят энергию и охлаждают внутренние области звезды. При этом ядерное горение углерода прекращается или по крайней мере сводится к минимуму. Когда превращение углерода в другие элементы все же начинается, эта реакция происходит взрывообразно. Не исключено, что при таком взрыве может разрушиться вся звезда. Чтобы точно узнать последствия таких процессов, нужно провести модельные расчеты для этой фазы развития звезд. Однако это сопряжено с новыми трудностями.

Рис. 7.1. При температурах свыше 100 миллионов градусов при столкновении электрона (серый шарик) с квантом света (красная волнистая стрелка) может образоваться пара нейтрино антинейтрино.
Рис. 7.1. При температурах свыше 100 миллионов градусов при столкновении электрона (серый шарик) с квантом света (красная волнистая стрелка) может образоваться пара нейтрино антинейтрино.

На поздних стадиях развития звезд, когда энергия выделяется за счет горения водорода и гелия в двух сферических слоях, ядерные реакции протекают неравномерно. Выделение энергии возрастает и убывает с периодом в несколько сотен лет. Вначале светимость звезды определяется в основном ядерной реакцией горения водорода, затем основную роль начинает играть выделение энергии при горении гелия. Эти процессы чередуются друг с другом. Над «работающим» сферическим слоем возникают области конвективного перемешивания звездного вещества. Через некоторое время это конвективное перемешивание прекращается. Для точного моделирования этих процессов с помощью вычислительной машины нужно по отдельности исследовать зажигание и угасание каждого из сферических слоев, где происходит горение ядерного топлива. Чтобы смоделировать один период изменения яркости, нужно построить по меньшей мере около сотни моделей внутренней структуры звезды. Эти сто моделей соответствуют примерно ста годам реальной жизни звезды. Нам же нужно следить за развитием звезды на протяжении нескольких миллионов лет. Мы видим, что это практически неразрешимая задача. Все исследовательские группы, которые изучают развитие звезд с помощью компьютерных моделей, не смогли до настоящего времени преодолеть эти трудности.

Собственно говоря, даже если бы мы смогли решить задачу, то затем перед нами возникли бы новые проблемы. Ядерное горение стало бы еще более сложным. Когда два ядра атомов углерода сталкиваются и взаимодействуют друг с другом, результатом этой реакции могут служить разные продукты. Возникают ядра магния, кислорода, неона или натрия. Все эти ядра синтезируются с различной вероятностью. Химический состав звезды еще больше усложняется. Кроме того, ядерное горение многих более тяжелых элементов начинается при близких значениях температуры. Иными словами, в одном и том же месте звезды могут одновременно протекать различные ядерные реакции. Создатели компьютерных моделей вынуждены были отступить перед столь сложной задачей. На этом этапе развития звезд были исчерпаны возможности построения компьютерных моделей. Теперь мы уже не можем точно сказать, что происходит дальше со звездами. Тем не менее можно выдвинуть некоторые разумные предположения.

Белый карлик в недрах красного гиганта

Когда компьютерная модель уже не может предсказать последующее развитие звезды, мы можем попытаться взглянуть на негo и подумать, могут ли наблюдательные данные подсказать нам, что же будет дальше? Где мы должны искать ответ на этот вопрос? Что представляет собой структура звезды на последней стадии, которую удалось смоделировать с помощью ЭВМ?

Когда звезда с массой в 7 раз больше солнечной в ходе своего развития достигла стадии, на которой кончаются наши вычислительные возможности, ее центральная область сильно сжата, плотность вещества в этой области очень высока. Перед этим в центре звезды вначале полностью выгорел водород, а затем гелий. Когда наша звезда еще находилась на главной последовательности, плотность вещества в ее центре была меньше одной сотой плотности воды. Спустя некоторое время после выгорания водорода и гелия плотность в центре звезды возрастает до 10 тонн на кубический сантиметр. Мы знаем, что вещество с такой высокой плотностью наблюдается в белых карликах.

Звезды на поздних стадиях развития

Таким образом, в недрах нашей звезды, которая находится на поздней стадии развития, имеется ядро с очень высокой плотностью. Масса этого ядра чуть больше массы Солнца. Его радиус близок к радиусу белого карлика с такой же массой. Все свойства такого ядра должны напоминать свойства белого карлика за исключением того, что вокруг него имеется огромная газовая оболочка, масса которой примерно в 6 раз больше массы Солнца. Это справедливо для всех красных гигантов и для еще более ярких сверхгигантов, в центре которых выгорел гелий. Во всех таких звездах есть тяжелое ядро, так же, как в рассматриваемой нами звезде с массой в 7 раз больше солнечной. В середине красного гиганта спрятан белый карлик! Если бы мы могли удалить газовую оболочку, окружающую плотное ядро, то осталась бы звезда, ничем не отличающаяся от обычного белого карлика. Может ли звезда, которая находится на последней стадии развития, сбросить свою газовую оболочку и превратиться в белый карлик, похожий на спутник Сириуса?

Прежде чем ответить на этот вопрос, мы еще раз вернемся от наших тяжелых звезд к звездам, масса которых близка к солнечной. Насколько далеко можно проследить за их эволюцией с помощью компьютерных моделей?

Дальнейшая судьба Солнца

Как мы уже видели, быстрое начало горения гелия в недрах звезд, подобных Солнцу, приводит к большим трудностям при моделировании их развития с помощью вычислительной машины. Однако с помощью метода Хенея Шварцшильд и его сотрудник Рихард Херм смогли в 1962г. проследить за гелиевой вспышкой. Так называют резкое начало горения гелия в недрах звезды. Что же происходит там? Дальше я буду придерживаться результатов расчетов, которые выполнил Ханс-Христоф Томас в 1967г. в своей диссертационной работе в Мюнхене.

Вспомним вначале: наша звезда с массой, близкой к солнечной, находится в правой верхней части диаграммы Г-Р (см. рис. 5.4), а в ее центре уже закончилось горение водорода. Там образовалась сферическая область, состоящая из гелия, на поверхности которой все еще идет горение водорода в богатом водородом сферическом слое. Этот слой очень разрежен, а сама звезда уже превратилась в красный гигант (см. рис. 5.2, г).

По мере того как на поверхности гелиевой сферы происходит дальнейшее превращение водорода в гелий, масса центральной гелиевой области все больше возрастает. При этом увеличиваются плотность и температура в центре звезды. Вскоре здесь начинается превращение квантов света и электронов в пары нейтрино-антинейтрино. Вместе с этими частицами уносится часть энергии из внутренней области звезды. Она постепенно охлаждается. Теперь в нашей звезде возникает необычная ситуация. Если в большинстве звезд наиболее высокая температура наблюдается в центре, то из-за нейтринного охлаждения область в самой середине нашей звезды имеет более низкую температуру, чем сферический слой, окружающий центр звезды. Этот сферический слой с самой высокой температурой лежит тем не менее в пределах гелиевой сферы. В этой наиболее горячей области начинается ядерное горение гелия. Поскольку горение гелия протекает при высокой плотности звездного вещества, эта ядерная реакция возникает внезапно. Такой процесс называют гелиевой вспышкой. Следовательно, гелий в недрах звезды загорается очень быстро, и трудно надеяться, что на этой стадии развития сильно изменится «внешний облик» нашего Солнца. Звезда, состоящая из огромного количества вещества, очень слабо отреагирует на временное увеличение выделения энергии в своих недрах. Интенсивное горение гелия происходит в звездных недрах примерно в течение двухсот лет. После этого начинается равномерная ядерная реакция превращения гелия в углерод.

Впоследствии у звезды с массой, близкой к массе Солнца, тоже начинаются уже знакомые нам «болезни пожилого возраста». Интенсивность ядерных реакций в слоях, где происходит горение водорода и гелия, периодически изменяется. Поэтому исследователь, который работает с компьютерной моделью, может проследить от силы 100 лет развития такой звезды. Провести вычисления для промежутков в несколько миллионов лет становится практически невозможно. В то же время заметные изменения в структуре звезд могут произойти лишь за миллионы лет.

Таким образом, наши возможности моделирования исчерпаны. Остается надеяться, что мы можем наблюдать в природе звезды, которые прошли эти фазы развития, и наблюдения подскажут нам, что происходит с такими звездами дальше. Здесь может помочь диаграмма Г-Р шарового скопления МЗ, приведенная на рис. 2.9. Вспомним, что на ней наблюдаются звезды, которые следуют по пути от главной последовательности в область красных гигантов. Мы уже знаем, что в недрах этих звезд еще не началось ядерное горение гелия. Расчеты показали, что, когда начинается горение гелия, звезда находится в правой верхней части диаграммы. Отсюда можно сделать вывод, что в недрах звезд, которые образуют на диаграмме Г-Р горизонтальную ветвь, уже началось превращение гелия в углерод. К сожалению, компьютерные модели, которые описывают структуру звезд после гелиевой вспышки, ничего не говорят о перемещении таких звезд влево, вдоль горизонтальной ветви на диаграмме Г-Р. В рамках нашей модели такие звезды остаются справа, в области красных гигантов. Как же попадают звезды в реальных условиях на горизонтальную ветвь?

Первые шаги к решению этой задачи сделал Джон Фолкнер, ученик Хойла, который сейчас работает в г. Санта-Крус (Калифорния). Можно теперь проделать небольшой эксперимент с компьютерной моделью звезды, похожей на Солнце, в недрах которой происходит горение гелия. Мы искусственно удалим с ее поверхности некоторое количество вещества, а затем заставим нашу вычислительную машину построить модель для такой «облегченной» звезды. Оказывается, что такие звезды лежат не в правой верхней части диаграммы Г-Р, а на горизонтальной ветви. При этом даже не нужно удалять всю оболочку из вещества, богатого водородом, которое окружает гелиевое ядро: достаточно лишь частично «облегчить» звезду. Какая доля истины содержится в такой модели? Быть может, звезды, подобные Солнцу, в то время когда они находятся в области красных гигантов, теряют часть вещества со своей поверхности? А затем эти частично облегченные звезды оказываются на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р там, где наблюдаются звезды шарового скопления, в недрах которых уже идет ядерное горение гелия? Посмотрим на рис. 7.2. По всей видимости, на стадии красного гиганта Солнце потеряет так много массы, что заметная часть его газовой оболочки улетит в пространство. Затем оно долгое время будет находиться на горизонтальной ветви диаграммы Г - Р. Рано или поздно почти вся оставшаяся масса Солнца сосредоточится в его тяжелом ядре, похожем на белый карлик. И наконец, быть может, после еще одной фазы развития Солнце полностью сбросит свою газовую оболочку и само превратится в белый карлик.

Рис. 7.2. Диаграмма Г-Р, на которой схематически показан путь развития звезд, подобных нашему Солнцу. Вначале эти звезды долго находятся на главной последовательности. Затем они превращаются в красные гиганты (как показано на рис. 5.4). Там в их недрах начинается горение гелия (гелиевая вспышка). В состоянии красного гиганта звезда выбрасывает со своей поверхности так много вещества, что она постепенно начинает перемещаться по диаграмме вдоль горизонтальной ветви. Затем звезда, по всей видимости, превращается в белый карлик. Для сравнения на диаграмме показаны звезды из шарового звездного скопления МЗ, диаграмма Г-Р которого приведена на рис. 2.9.
Рис. 7.2. Диаграмма Г-Р, на которой схематически показан путь развития звезд, подобных нашему Солнцу. Вначале эти звезды долго находятся на главной последовательности. Затем они превращаются в красные гиганты (как показано на рис. 5.4). Там в их недрах начинается горение гелия (гелиевая вспышка). В состоянии красного гиганта звезда выбрасывает со своей поверхности так много вещества, что она постепенно начинает перемещаться по диаграмме вдоль горизонтальной ветви. Затем звезда, по всей видимости, превращается в белый карлик. Для сравнения на диаграмме показаны звезды из шарового звездного скопления МЗ, диаграмма Г-Р которого приведена на рис. 2.9.

Таким образом, компьютерная модель для звезд на поздней стадии развития подсказала нам, что эти звезды могут терять часть своего вещества. Зная это, мы можем поискать на небе подтверждение этой гипотезы. Оказывается, существует множество фактов, подтверждающих наше предположение, причем не только для звезд на поздних стадиях развития, но и для обычных звезд главной последовательности, похожих на наше сегодняшнее Солнце.

Петр Апиан, Людвиг Бирман и кометы

Первый из названных ученых в XVI в. преподавал астрономию в Инголыптадте, его настоящее имя было Петер Биневиц, он родился в Саксонии. Второй был моим предшественником в Совете общества имени Макса Планка. История, о которой пойдет речь, связана с одним интересным свойством комет, которое позволило ответить на вопрос о потере звездами части своей массы.

Кометы представляют собой тела, масса которых в миллионы раз меньше массы Земли. Они перемещаются вокруг Солнца по орбитам, имеющим форму очень вытянутых эллипсов. Наиболее известна среди них так называемая комета Галлея, которая совершает один оборот вокруг Солнца за 75 лет. Ближайшее ее появление ожидается в 1986 г (Встреча с кометой Галлея действительно произошла в 1986г., уже после выхода в свет немецкого издания этой книги. Об исследованиях кометы Галлея можно прочесть в статье: Балебанов В. М., Морозов В. И. Космическая экспедиция «Вега»: встреча с кометой Галлея.-Природа, №5, 1986, с. 3-17 -Прим. перев.). Когда кометы приближаются к Солнцу, температура их поверхности растет и с нее испаряются газы, которые, по всей вероятности, сконденсированы в кометном веществе в виде льда или снега. При этом освобождаются и пылевые частицы, которые перемешаны со снегом. Газ и пылевые частицы не разлетаются равномерно во все стороны от ядра кометы. Они образуют своего рода хвост, который и придает кометам их характерный вид. Строго говоря, возникают два хвоста, которые исходят от головы кометы: пылевой хвост, вдоль которого летят частицы пыли, и газовый хвост (Иногда их называют соответственно хвостами II и I типов. Газовый хвост (I типа) состоит из фотоионизованных молекул, поэтому его еще называют ионным.- Прим. перев.). Пылевые частицы летят под действием давления солнечного света по направлению от Солнца. Их траектории представляют собой прямые, иногда слегка искривленные линии. Однако пылевой хвост кометы не столь важен. Интересную загадку задают нам молекулы газа. Они летят с большой скоростью от головы кометы, образуя прямолинейный хвост. Иногда скорость их достигает ста километров в секунду.

Появление комет (которые нельзя спутать с быстро пролетающими по небу метеорами) с давних времен тревожило пытливые умы (рис. 7.3). В средние века люди считали кометы предвестницами всевозможных несчастий: войн, голода, эпидемий. Но и тогда ученые задумывались над природой этого явления. Уже в первой половине XVI в. профессор математики Петр Апиан обнаружил, что светящийся газовый хвост кометы всегда направлен от Солнца. Во время перемещения кометы по орбите из ее ядра выделяются газы, образующие хвост. Хотя комета все время движется, направление газового хвоста остается неизменным: он всегда направлен от Солнца (рис. 7.4). Когда комета удаляется от Солнца, ее газовый хвост расположен впереди летящего ядра. Направленный от Солнца газовый хвост кометы и высокие скорости, с которыми вылетают молекулы газа из головы кометы, привели исследователей в XIX в. к мысли о том, что должна существовать некая сила, которая отталкивает газовые молекулы в направлении от Солнца, против действия силы тяжести.

Рис. 7.3. Комета Мркоса, появившаяся в 1957 г. На снимке хорошо виден прямой газовый хвост, направленный от Солнца, и размытый, слегка закрученный влево диффузный пылевой хвост.
Рис. 7.3. Комета Мркоса, появившаяся в 1957 г. На снимке хорошо виден прямой газовый хвост, направленный от Солнца, и размытый, слегка закрученный влево диффузный пылевой хвост.

Одной из таких сил является давление, которое оказывает солнечный свет на частицы кометных хвостов. В 1943г. астроном Карл Вурм (1899-1975), работавший тогда в Гамбурге, показал, что давление солнечного света слишком мало, чтобы объяснить высокие скорости молекул в газовых хвостах комет.

Однако наблюдения подтверждали, что скорости молекул газа очень велики, и этот факт по-прежнему ждал своего объяснения. Поскольку молекулы газа всегда летят по направлению от Солнца, причину их движения следовало искать на Солнце. Это навело в 1950 г. Людвига Бирмана на мысль, что, по всей вероятности, Солнце постоянно испускает поток частиц, который пронизывает нашу Солнечную систему. Такие частицы уносят с собой молекулы газа, испаряющиеся с поверхности комет. В те годы уже было известно, что во время периодических хромосферных вспышек Солнце выбрасывает в окружающее пространство газовые облака. Эти частицы газа вызывают, например, северные сияния. Однако Бирман предположил, что помимо вспышек существует постоянный поток заряженных частиц, летящих от Солнца, так называемый солнечный ветер. Эти электрически заряженные частицы в основном протоны, ядра водорода - должны воздействовать на заряженные частицы газов, испаряющихся с поверхности комет, и увлекать их за собой. В то же время незаряженные молекулы должны оставаться возле головы кометы. Впоследствии параметры солнечного ветра, существование которого было предсказано Бирманом при объяснении направления кометных хвостов, были изучены с помощью спутников Земли и межпланетных станций. Эти приборы определили силу и направление солнечного ветра. Таким образом был получен ответ на вопрос, который поставил еще Апиан: почему газовые хвосты комет всегда направлены от Солнца.

Итак, Солнце постоянно теряет часть своего вещества. Но мы в наших компьютерных расчетах предполагали, что масса Солнца постоянна. Как это согласуется с существованием солнечного ветра? Быть может, здесь лежит объяснение нейтринного парадокса?

Сейчас известно, что за один год Солнце теряет вместе с солнечным ветром около 10 триллионов (т.е. 10000 миллиардов) тонн вещества. Но как бы ни было велико это число, за миллиарды лет своего существования Солнце потеряло с солнечным ветром пренебрежимо малую часть своей массы. Пока Солнце находится на главной последовательности, его масса остается практически неизменной, хотя с поверхности Солнца постоянно вылетают заряженные частицы газа, а под их воздействием кометные хвосты реют, как знамена на ветру.

Рис. 7.4. Когда комета перемещается по своей орбите, ее газовый хвост всегда направлен от Солнца.
Рис. 7.4. Когда комета перемещается по своей орбите, ее газовый хвост всегда направлен от Солнца.

Звезды на поздних стадиях развития теряют массу

Идея, о том, что звезды в процессе развития могут выбрасывать в пространство заметную долю своей массы, впервые возникла после второй мировой войны. Советский астроном В. Г. Фесенков (1889-1972) предположил тогда, что звезды главной последовательности постепенно теряют массу и при этом перемещаются вниз вдоль главной последовательности. Сегодня мы знаем, какую важную роль играет в жизни звезд потеря массы, причем на разных стадиях развития, а не только когда они находятся на главной последовательности. Мы увидим, что потеря массы на поздних стадиях развития по сути дела определяет дальнейшую судьбу звезды. Многие красные гиганты выбрасывают со своей поверхности интенсивные потоки газа в окружающее пространство. Мы пока не понимаем причины этого явления. Теория солнечного ветра еще отсутствует. Однако можно определить скорость вылетающих молекул газа и оценить, какое количество массы теряет звезда в единицу времени. Некоторые звезды теряют массу в десятки миллионов раз быстрее, чем Солнце. Эти потери столь велики, что уже за 100 миллионов лет такая звезда может выбросить в пространство заметную долю своего вещества.

Быстрая потеря массы наблюдается не только у красных гигантов: мощные потоки газа в окружающее пространство испускают и горячие, массивные звезды, которые совсем недавно покинули главную последовательность. У таких звезд особенно велики скорости газовых частиц солнечного ветра. Очень часто они достигают двух-трех тысяч километров в секунду.

Большая скорость потери массы у звезд на поздних стадиях развития не означает, что мы должны пересмотреть наши представления о путях развития звезд. Для тяжелых звезд, находящихся на поздних стадиях развития, сотни миллионов лет по-прежнему остаются большим промежутком времени, который существенно превышает фазу зажигания и выгорания гелия в центральной области. Только для звезд, подобных Солнцу, потери массы на стадии красных гигантов играют заметную роль. Однако именно это обстоятельство позволяет нам объяснить появление звезд на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р шарового скопления.

Прежде чем двигаться дальше, я приведу пример того, как звезды на поздних стадиях своего развития могут терять массу. Речь пойдет о звезде под названием Мира. Ее можно найти в созвездии Кита. В 1596 г. священник из Восточной Фрисландии Давид Фабриций обнаружил, что иногда эту звезду можно видеть невооруженным глазом, а затем долгое время она не видна. Сегодня мы знаем, что Мира изменяет свою яркость с периодом в 11 месяцев. Ее минимальная яркость в 600 раз меньше максимальной. Мира является красным гигантом; иными словами, эта звезда находится на поздней стадии развития. Многие красные гиганты аналогичным образом изменяют свою яркость. Причины этого явления пока не вполне ясны. Можно, однако, с уверенностью сказать, что причины изменения яркости этих звезд не такие, как в цефеидах (о которых мы уже говорили). Но здесь нас интересует не переменная яркость этого красного гиганта. Речь пойдет о спутнике Миры. Когда яркость Миры минимальна, можно наблюдать ее спутник, свет которого буквально тонет в излучении красного гиганта при максимальной яркости. Этот спутник представляет собой белый карлик. Мы помним, что вокруг Сириуса тоже обращается белый карлик. В случае Миры период обращения белого карлика вокруг красного гиганта составляет 261 год.

Южноафриканский астроном Брайен Уорнер обнаружил, что яркость белого карлика тоже изменяется. Ученые знали, что плотность вещества в белых карликах очень велика, однако ничего не было известно о том, что они тоже могут быть переменными звездами. Что служит причиной изменения яркости спутника Миры? Уорнер предположил, что Мира, как и большинство красных гигантов, выбрасывает вещество в окружающее пространство. Тогда спутник Миры подвергается воздействию этого звездного ветра. Огромная сила тяжести белого карлика притягивает часть вылетающего газа на свою поверхность. Эти частицы газа налетают на поверхность спутника с большой скоростью, поскольку на них действует гигантская гравитационная сила. При столкновении частиц газа с поверхностью выделяется тепло, и свечение этого разогретого газа существенно увеличивает яркость белого карлика. Нерегулярность таких потоков газа служит причиной хаотического изменения яркости спутника Миры. Брайен Уорнер смог объяснить изменение светимости белого карлика и величину флуктуации яркости уже при небольших значениях потери массы для красного гиганта Миры. Это означает, что потеря массы пренебрежимо слабо влияет на развитие такой звезды, как Мира.

Следовательно, мы можем объяснить, каким образом наблюдаемые потери массы приводят к перемещению звезд, подобных Солнцу, на горизонтальную ветвь диаграммы Г Р. Но такое уменьшение массы не позволяет объяснить, как тяжелые звезды могут потерять столько вещества, что из их недр «освобождается» находящийся там белый карлик. На этот вопрос мы сейчас ответим. К счастью, на небосводе можно наблюдать явления, в ходе которых звезды могут за короткие промежутки времени потерять большую долю своего вещества.

Освобождение белого карлика

Уже с помощью небольшого телескопа, если точно знать, куда его направить, можно разглядеть в созвездии Лиры небольшое светящееся кольцо туманность Лиры. В настоящее время известно около семисот таких образований. Поскольку такие туманности выглядят в телескоп как светящийся кружок, напоминающий своим видом планету, то их называют планетарными туманностями (рис. 7.5). Однако они не имеют ничего общего с планетами нашей Солнечной системы. До таких туманностей так же далеко, как до звезд. Они являются светящимися газовыми образованиями, причем в центре каждого из них наблюдается звезда с высокой температурой. Эти туманности представляют собой газовые массы, которые образуют своего рода пустотелый шар, внутри которого вблизи центра расположена горячая звезда. Газ светится под воздействием излучения этой звезды. Такая газовая оболочка очень разрежена. Скорости перемещения частиц в этой оболочке составляют около 50 километров в секунду. Очевидно, что эта газовая оболочка была сброшена с поверхности центральной звезды. Масса светящегося вещества планетарных туманностей составляет примерно 10 20% массы Солнца. Таким образом, масса газа в таких туманностях не слишком мала по сравнению со звездными массами.

Рис. 7.5. Планетарная туманность NGC 7293. Ярко светящееся кольцо вещества выброшено с поверхности небольшой звезды в центре кольца. Эта звезда близка по своим свойствам к белым карликам. Другие звезды, которые видны на снимке, расположены в пространстве перед кольцевой туманностью или за ней и не имеют к ней никакого отношения. (Авторские права на снимок принадлежат Калифорнийскому технологическому институту и Вашингтонскому институту Карнеги. Воспроизводится с разрешения Хейлской обсерватории.)
Рис. 7.5. Планетарная туманность NGC 7293. Ярко светящееся кольцо вещества выброшено с поверхности небольшой звезды в центре кольца. Эта звезда близка по своим свойствам к белым карликам. Другие звезды, которые видны на снимке, расположены в пространстве перед кольцевой туманностью или за ней и не имеют к ней никакого отношения. (Авторские права на снимок принадлежат Калифорнийскому технологическому институту и Вашингтонскому институту Карнеги. Воспроизводится с разрешения Хейлской обсерватории.)

Мы не знаем, почему происходит выброс вещества с поверхности звезд и какой механизм отвечает за такую потерю массы. Очевидно только, что это может происходить. Больше мы ничего не можем сказать на основе данных наших наблюдений. Если более внимательно приглядеться к центральной звезде, то можно обнаружить, что ее свойства напоминают свойства белых карликов: температура поверхности очень высока, а сама звезда невелика по размерам. Можно предположить, что мы видим, как красный гигант сбросил свою газовую оболочку, а белый карлик, находящийся в его центре, оказался обнаженным. Не исключено, что звезда уже долгое время теряет свое вещество, однако лишь после того как обнажилась горячая поверхность белого карлика, газовые массы вблизи этой звезды начали светиться под воздействием его излучения. Таким образом, в планетарных туманностях, по всей видимости, можно наблюдать рождение белого карлика.

Мы видим, что звезды могут относительно спокойно освобождаться от внешних слоев своего вещества, богатого водородом. Однако бывают случаи, когда звезды сбрасывают внешние оболочки в результате большого взрыва.

Звезда Гартвига в Туманности Андромеды

Иногда можно указать время астрономического открытия с точностью до дней и часов. Обычно это бывает тогда, когда открытие происходит в результате единственного астрономического наблюдения. Это - настоящие «звездные часы» в исследованиях звезд. Один из таких моментов наступил ночью 31 августа 1885 г. В эту ночь родившийся во Франкфурте тридцатичетырехлетний астроном Эрнст Гартвиг (Э. Гартвиг был тогда профессором Дерптского (ныне Тартуского) университета.- Прим. перев.) направил свой телескоп в обсерватории в Дерпте на Туманность Андромеды. Это одна из многих спиральных туманностей (см. рис. 0.1). О том, что она представляет собой в действительности, Гартвиг знал не больше своих современников. Истинная природа спиральных туманностей была открыта на 35 лет позже. Когда Гартвиг навел свой телескоп на Туманность Андромеды, он увидел в ней яркую звезду. Звезда светила столь сильно, что ее уже почти можно было увидеть невооруженным глазом. Она находилась возле наиболее яркого участка Туманности Андромеды - вблизи ее ядра. В этом месте никто раньше не видел такой звезды.

Звезды иногда гаснут, а затем их светимость вновь увеличивается. Это было известно и во времена Гартвига. Позже мы еще обсудим подобные явления. Поразительно здесь не это, а то, что яркая звезда появилась в Туманности Андромеды. Открытие Гартвига стало сенсацией только в 1920 г., когда стало ясно, что спиральные туманности, или галактики, как их теперь называют, представляют собой скопления сотен миллиардов звезд. Эти скопления так далеко отстоят от нас в пространстве, что в большинстве телескопов они видны как слабые светящиеся пятна. Только самые большие телескопы позволяют разглядеть отдельные звезды в галактике Андромеды. Мы уже говорили об этом во введении к данной книге. Галактика в созвездии Андромеды удалена так далеко, что свет от нее идет к нам целых два миллиона лет. Таким образом, событие, которое Гартвиг наблюдал 31 августа 1885 г., произошло за два миллиона лет до этого дня. И если звезда, несмотря на огромное удаление, светит так ярко, что ее почти можно увидеть невооруженным глазом, это значит, что ее светимость в 10 миллиардов раз больше, чем у нашего Солнца. Таким образом, Гартвиг наблюдал беспрецедентно сильное увеличение яркости звезды, хотя подобные, но более слабые вспышки так называемых новых звезд наблюдали и раньше. Явление, которое Гартвиг обнаружил в Туманности Андромеды, сегодня называют вспышкой сверхповой.

Спустя некоторое время после своего открытия Гартвиг покинул Дерпт и занялся другими делами. Незадолго до этого в Бамберге умер богатый горожанин, которого звали Карл Ремайз. Он завещал городу 400 тысяч марок золотом. На эти деньги следовало, по завещанию, построить и содержать астрономическую обсерваторию. Гартвиг взял на себя эту задачу и затем руководил обсерваторией в Бамберге вплоть до 20-х годов нашего века (Другую часть своего состояния, завещанного городу Бамбсргу, Карл Ремайз предназначил для социального обеспечения женщин, не вышедших замуж. Однако вскоре разразилась первая мировая война, и все денежные средства, оставленные Карлом Ремайзом, обесценились в результате инфляции - за исключением денег, уже вложенных в здания, инструменты и книги обсерватории. Поэтому город Бамберг не смог исполнить вторую часть завещания Ремайза. Но, по-видимому, глубоко в подсознании юных астрономов, работавших в Бамберге (а я тоже провел там 6 лет моей жизни), сохранялось чувство вины за то, что они пользуются обсерваторией, построенной по первой части завещания Ремайза, в то время как город не может выполнить вторую часть его воли. Поэтому, наверное, многие из них потом женились на девушках из Бамберга, помогая полностью исполнить завещание.) .

Я надеюсь, читатель простит мне еще одно историческое отступление. В 1954 г. руководителем Бамбергской обсерватории стал Вольфганг Штромайер. Я был его ассистентом. Мы занялись тогда разборкой старой корреспонденции института. Нам в руки попали два письма, полученные Гартвигом. Оба написаны во время первой мировой войны. Одно из них от молодого солдата, который и раньше переписывался с Гартвигом. Это было отчаянное письмо, написанное молодым человеком в лазарете, куда он попал после ранения. Молодой солдат в результате ранения наполовину ослеп и боялся полностью потерять зрение, а до войны его единственной мечтой было стать астрономом. Это письмо написал Ханс Кинле (1895 1975), который впоследствии руководил гёттингенской лабораторией. Многие его ученики стали известными астрономами: среди них были Людвиг Бирман, Отто Хекман, Мартин Шварцшильд и Хайнрих Зидентопф.

Второе письмо было от молодого человека из города Зоннеберг в Тюрингии, который тоже хотел стать астрономом, но отец забрал его против воли из школы. Он вынужден был изучать торговое дело, чтобы унаследовать отцовскую фабрику. Но во время войны предприятие было реквизировано, молодой человек почувствовал себя свободным и просил Гартвига взять его на службу. Он был даже готов некоторое время работать бесплатно, лишь бы ему была предоставлена возможность заниматься астрономией в Бамбергской обсерватории. Гартвиг принял его на работу и оказал поддержку. Позже этот любитель астрономии наверстал упущенное и закончил школу и университет. Это был Гуно Хоффмейстер (1892-1968), который впоследствии основал обсерваторию в Зоннеберге. Это его наблюдение кометы в 1942 г. позволило Бирману открыть солнечный ветер. Среди многих тысяч открытых им звезд две стали настоящей сенсацией. Одна из них-BL Ящерицы - была первой звездой среди целого класса до той поры совершенно неизвестных объектов, которые находятся в пространстве между галактиками, на огромном расстоянии от них. Другая звезда (мы еще вернемся к ней позже) стала одним из излюбленных объектов изучения рентгеновской астрономии. Но когда Гуно Хоффмейстер писал свое письмо Гартвигу, он, конечно же, еще не подозревал о своем будущем.

Вернемся к сверхновой, открытой Гартвигом. Если сверхновая вспыхнула в галактике Андромеды, то, вероятно, такое же событие может произойти и в нашей Галактике. Встречались ли сверхновые среди звезд нашего Млечного Пути? Можно ли найти упоминания об этих событиях в исторических хрониках? Появление сверхновой достаточно трудно отличить от возникновения так называемых новых звезд, о которых еще пойдет речь: если новая звезда вспыхнет очень близко от нас, то она будет светить на небе существенно ярче, чем далекая сверхновая. Теперь мы знаем, что в новое время в нашем Млечном Пути наблюдалось по меньшей мере две Сверхновые. Первую из них обнаружил в 1572 г. знаменитый астроном Тихо Браге в созвездии Кассиопеи. Иоганн Кеплер в 1604 г. описал появление очень яркой звезды в созвездии Змееносца, которая вновь погасла спустя некоторое время (Может показаться несправедливым, что из всех астрономов нового времени вспышку сверхновой довелось наблюдать только Тихо Браге и Иоганну Кеплеру. Они и без того совершили много важных открытий, которые сейчас изучают в школьном курсе астрономии. И вдобавок к этому каждому из них выпала удача наблюдать взрыв сверхновой, в то время как позже целые поколения астрономов надеялись увидеть такое небесное явление, которое бы обессмертило их имя.

(Речь идет, конечно же, об открытии Сверхновой в нашей Галактике: в других галактиках ежегодно обнаруживают до двадцати сверхновых звезд. Прим. перев.).) Обе эти звезды были Сверхновыми, сравнимыми по яркости со звездой, обнаруженной Гартвигом в Туманности Андромеды. Сегодня мы знаем, что во время вспышки сверхновой звезда буквально взрывается и выбрасывает в пространство большое количество вещества. Мы нашли в пределах нашего Млечного Пути множество звезд, окруженных газовыми массами, которые разлетаются от центра с высокими скоростями. Можно предположить, что эти звезды в далекие времена взорвались как сверхновые, а теперь мы видим вокруг них остатки газовых облаков, выброшенных во время взрыва. Наиболее известная среди таких звезд находится в созвездии Быка.

Крабовидная туманность и Сверхновая из китайских и японских хроник

В созвездии Тельца наблюдается небольшая туманность, которая в отличие от Туманности Андромеды действительно состоит из диффузного газового вещества, а не из отдельных звезд. Ее называют Крабовидной туманностью (рис. 7.6). Газовые массы, образующие эту туманность, разлетаются друг от друга с большой скоростью. Некоторые из них перемещаются по отношению к другим со скоростью в несколько тысяч километров в секунду. Зная скорость разлета газовой оболочки и ее размеры, можно вычислить, когда произошел взрыв Сверхновой. Оказывается, что это событие должно было произойти около 1000 года нашей эры. Можно ли найти упоминание о яркой звезде в созвездии Тельца около 1000 года? Действительно, в китайских и японских хрониках упоминается яркая звезда, которая в 1054 году вспыхнула на небе в том месте, где теперь находится Крабовидная туманность. Эта звезда была столь яркой, что целых две недели ее можно было видеть на небе и днем. Это была настоящая сверхновая звезда. К сожалению, в европейских исторических источниках это событие не упоминается. Каждый раз, когда ко мне в руки попадает книга по истории, я смотрю, что происходило в 1054 году. Я узнал уже очень много интересного о событиях этого года. Так, например, в этом году умерли люди, о которых я до сих пор совершенно ничего не слышал. Однако нигде нет никаких упоминаний о необычайном небесном явлении. Трудно понять, почему столь впечатляющее появление новой звезды не описано ни в одной из хроник. Может быть, тогда в Европе мало интересовались изменениями на звездном небе, а может быть, просто все две недели стояла плохая погода (Позднее я узнал, что Ибн Бутлар, врач из Константинополя связал небесное явление с эпидемией, унесшей в 1054 году 1500 жизней. Явление наблюдалось на небе там, где сейчас находится Крабовидная туманность. Таким образом, Сверхновую заметили и в Европе! ).

Рис. 7.6. Крабовидная туманность является остатком Сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году. Однако свет идет к Земле от Крабовидной туманности очень долго. Поэтому на самом деле взрыв Сверхновой произошел около 4 тысяч лет до н.э., когда еще не возникло государство шумеров в Двуречье. (Авторские права на снимок принадлежат Калифорнийскому технологическому институту и Вашингтонскому институту Карнеги. Воспроизводится с разрешения Хейлской обсерватории.)
Рис. 7.6. Крабовидная туманность является остатком Сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году. Однако свет идет к Земле от Крабовидной туманности очень долго. Поэтому на самом деле взрыв Сверхновой произошел около 4 тысяч лет до н.э., когда еще не возникло государство шумеров в Двуречье. (Авторские права на снимок принадлежат Калифорнийскому технологическому институту и Вашингтонскому институту Карнеги. Воспроизводится с разрешения Хейлской обсерватории.)

При появлении сверхновой, по всей видимости, происходит взрыв всей звезды, и ее вещество или по крайней мере большая его часть разлетается в пространстве. Исчезает ли звезда полностью после взрыва или же от нее что-нибудь остается? Ответ на этот вопрос был получен в 1968 году. Об этом пойдет речь в следующей главе. А пока мы обсудим, что происходит с веществом, выброшенным со звезд в пространство.

Судьба вещества, оказавшегося в межзвездном пространстве

Межзвездное пространство нашей Галактики нельзя считать абсолютно пустым: в нем существуют скопления газа и пыли. В гл. 12 мы увидим, что из межзвездного газа могут образовываться новые звезды. Частично межзвездный газ

Звезды на поздних стадиях развития остался еще со времен формирования нашей Галактики. Впоследствии из этого газа образовались все звезды, которые, как мы видели, «возвращают» часть своего вещества в межзвездное пространство. Таким образом, межзвездное вещество смешано с газами, которые звезды потеряли за время своей жизни. Зародыши пылевых частиц образуются путем конденсации под действием звездного ветра. Так, например, от звезды R Северной Короны разлетаются облака черной пыли, которые ослабляют ее свет. В межзвездном пространстве на зародышах пылевых частиц постепенно осаждаются атомы газов и образуют твердую оболочку частицы. Так происходит рост зародышей пылевых частиц. Эти частицы растут до тех пор, пока не разрушатся. Разрушение частиц может произойти из-за взаимного соударения, столкновения с высокоэнергетичными частицами космических лучей, или за счет испарения, если они окажутся поблизости от горячей звезды. Межзвездное вещество постоянно пополняется газами, «улетевшими» с поверхности звезд. Поэтому химический состав межзвездного вещества постепенно изменяется. Это вещество обогащается тяжелыми элементами, образовавшимися в недрах звезд. Таким образом, звезды существенным образом определяют свойства межзвездного вещества, из которого в свою очередь образуются новые звезды.

При взрывах сверхновых такое обогащение межзвездной материи происходит особенно быстро, поскольку, как мы увидим в гл. 11, во время таких взрывов в межзвездное пространство выбрасывается много тяжелых элементов. Скорости разлета части вещества при взрыве сверхновой настолько велики, что оно быстро заполняет весь объем нашей Галактики. Это частицы вездесущего космического излучения, которое мы наблюдаем и у поверхности Земли.

То, что после взрыва сверхновой остаются и другие объекты, кроме расширяющегося светящегося облака и космического излучения, впервые стало известно в 1968 году.

предыдущая главасодержаниеследующая глава


Рейтинг@Mail.ru Rambler's Top100
© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2018
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ "12APR.SU: Библиотека по астрономии и космонавтике"