1. Звезды и Галактика

В окружающей нас области Вселенной большая часть вещества сосредоточена в звездах. Описание их не входит в задачу настоящей книги, оно нужно лишь постольку, поскольку межзвездную среду нельзя рассматривать изолированно. Поэтому здесь будут только кратко упомянуты основные сведения о звездах без рассмотрения тех методов, при помощи которых они были получены.

Звезды - это огромные раскаленные газовые шары, испускающие громадное количество света и тепла. Нам же они кажутся лишь светлыми точками потому, что расстояния от звезд до нас, как и между звездами, очень велики.

Расстояния до звезд измеряются специальной единицей, которая называется парсек и равна 3,08*10¹³ км. Свет проходит это расстояние приблизительно за 3 ¹/₄ года. Даже ближайшую звезду отделяет от нас расстояние в 1,3 парсека; большинство же слабых, но еще видимых простым глазом звезд находится на расстоянии десятков и сотен парсек.

Даже невооруженным глазом заметно, что звезды бывают яркие и слабые или, как говорят, имеют различный блеск. Блеск звезд выражают в звездных величинах. Если одна звезда посылает на Землю в 2,512 раза больше света, чем другая, то говорят, что она ярче на одну звездную величину. Самым ярким звездам на небе приписывается нулевая и даже отрицательная звездная величина (блеск Сириуса равен - 1^m,3; значок т означает звездную величину), звезды же самые слабые из видимых простым глазом имеют пятую или шестую величину.

Звезда может казаться нам яркой либо потому, что она действительно излучает больше света, чем другие, либо потому, что она ближе к нам. Поэтому важно знать светимость звезды, т. е. количество света, действительно излучаемого звездой. Светимость обычно характеризуют той звездной величиной, которую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 10 парсеков. Такая звездная величина называется абсолютной. Абсолютная звездная величина Солнца равна +4,^m7; таким образом, будучи помещено на расстояние 10 парсеков, Солнце оказалось бы довольно слабой звездой. Абсолютную величину звезды легко вычислить, если известны ее видимая величина и расстояние до нее. Напротив, если каким-либо образом (например, по виду спектра) удастся сразу определить абсолютную величину звезды, то сравнение ее с видимой позволит вычислить расстояние до звезды.

В настоящее время нам уже известны светимости многих тысяч звезд. Светимости звезд оказались исключительно разнообразными. Некоторые звезды в десятки и сотни тысяч раз ярче Солнца. Их называют гигантами и сверхгигантами; число их сравнительно невелико. Большая же часть звезд имеет яркость, сравнимую с солнечной, а многие слабее Солнца в десятки и даже тысячи раз. Эти звезды называют карликами.

Возможности исследования звезд чрезвычайно расширились после разработки методов изучения звездных спектров. Спектр звезды представляет собой радужную полоску, пересеченную темными линиями, принадлежащими различным элементам. Спектры звезд могут очень сильно отличаться друг от друга, но эти различия в основном обусловлены не разным химическим составом, а прежде всего различной температурой. Поэтому все многообразие звездных спектров можно в первом приближении расположить в виде одной последовательности. Эту последовательность спектров подразделяют на классы, обозначаемые буквами О, В, A, F, G, К, М... Такое разделение делается по относительным интенсивностям линий различных элементов, определяемым прежде всего температурой поверхности звезд. Классы О, В, А часто называют ранними, а К и М - поздними. Самые горячие звезды относятся к спектральному классу О; температуры их атмосфер доходят до 40 000°, а в некоторых случаях и выше. Следующий класс - В - включает звезды с температурами от 28 000 до 12 000°, класс А - от 11 000 до 8000° и т. д. Температуры самых холодных из известных нам звезд близки к 2000°.

Спектральные классы являются слишком крупной единицей. Поэтому их обычно разделяют на десять подклассов, например Al, A2 и т. д. Наше Солнце относится к классу G2 и имеет температуру поверхности около 5700°.

Чем выше температура звезды, тем более интенсивным становится синий конец ее спектра по сравнению с красным. Точно так же цвет нагреваемого куска металла постепенно переходит от красного к желтому и затем к белому. Однако даже очень сильно нагретый металл имеет цвет более желтый, чем Солнце; в излучении его значительно меньше фиолетовых лучей, так как температура металла ниже, чем температура Солнца.

Различие цветов звезд позволяет очень точно определить спектральный класс и не измеряя интенсивности линий. Самые горячие звезды классов О и В являются голубыми, звезды А - белыми, G - желтыми, К и М - красными. В связи с этим относительная яркость звезд разной температуры зависит от того, в какой части спектра ее измерять. Если имеются две звезды разной температуры, но одинаковой на глаз яркости, то через красный светофильтр более холодная красная звезда будет казаться ярче, а через синий - слабее. Разница в блеске одной и той же звезды, полученная сравнением измерений блеска этой звезды, сделанных через разные светофильтры, называется показателем цвета. Показатель цвета тем больше, чем краснее звезда. Для звезд типа АО показатель цвета равен нулю.

Мы уже отмечали, что вид спектра звезды определяется в основном температурой ее поверхности. Но внимательное рассмотрение звездных спектров одного и того же типа выявляет между ними тонкие различия, зависящие от разной плотности атмосфер звезд. Например, линии водорода в спектре сильно расширены, если атмосфера звезды плотная. Такие атмосферы принадлежат сравнительно маленьким по размерам и потому излучающим мало света карликам. Разреженные же, очень протяженные звездные атмосферы, в которых возникают узкие и резкие линии, принадлежат гигантам и еще большим сверхгигантам, диаметры которых в десятки раз превышают диаметр Солнца.

Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

Сопоставим теперь две основных величины, характеризующих звезды - спектральный класс и светимость. Это удобно сделать с помощью так называемой диаграммы Герцшпрунга - Рессела (рис. 1). Каждая звезда изображается на такой диаграмме точкой. Чем звезда холоднее, тем правее она расположена, а чем больше ее светимость (которая при данной температуре зависит от размеров), тем выше находится звезда на диаграмме по сравнению со звездами того же класса.

Оказывается, звезды располагаются на этой диаграмме не беспорядочно, а образуют несколько более или менее узких полос, которые получили название последовательностей. Это означает, что звезды каждого спектрального класса подразделяются на несколько групп по своим размерам. На рис. 1 не показаны отдельные звезды, а проведены только последовательности, обозначенные римскими цифрами. Большинство звезд принадлежит к так называемой главной последовательности (V), начинающейся от ярких звезд ранних классов и кончающейся желтыми и красными карликами. Выше нее расположены последовательности гигантов III, среди которых имеются только желтые и красные звезды, и сверхгигантов Ia, Ib, II. Вблизи главной последовательности, по обе стороны ее, тянутся последовательности субгигантов IV и субкарликов VI. Последовательности VIIa и VIIb состоят из белых карликов - очень небольших по размеру (откуда и их низкая светимость) звезд, плотность которых в десятки и сотни тысяч раз превышает плотность воды. Наконец, слева находится "бело-голубая последовательность", состоящая из горячих звезд разных светимостей.

К физическому смыслу диаграммы Герцшпрунга - Рессела мы вернемся в конце книги.

Важной характеристикой звезды является ее масса. Она может быть определена на основе закона тяготения для многочисленных двойных звезд, обращающихся около общего центра тяжести. Массы звезд отличаются от массы Солнца совсем не так сильно, как их размеры или светимости. Самые "легкие" карлики примерно раз в десять легче Солнца; массы же сверхгигантов обычно не превосходят нескольких десятков солнечных масс. У звезд главной последовательности существует связь между массой и светимостью: полное количество энергии, излучаемой звездой, примерно пропорционально кубу массы.

Как правило, у обычных звезд в спектрах имеются лишь темные линии. Но существуют и такие звезды, в спектрах которых есть кроме темных и яркие (эмиссионные) линии. Такие линии наблюдаются у некоторых красных гигантов, у некоторых членов бело-голубой последовательности и у ряда других звезд. Особенно сильные и широкие эмиссионные линии имеются в спектрах звезд, названных звездами типа Вольф-Райе по именам открывших ,их ученых. Температуры их исключительно высоки, доходя до 100 000°. Эмиссионные линии возникают во внешних разреженных и протяженных слоях атмосфер звезд или в газовых оболочках, окружающих некоторые звезды.

До сих пор мы говорили в основном о физических характеристиках звезд, не касаясь ни их движений, ни распределения в пространстве.

Все звезды, видимые на небе с помощью телескопов, образуют гигантскую звездную систему, называемую Галактикой. Она включает более ста миллиардов звезд, а число которых входит и наше Солнце. Однако входящие в состав Галактики звезды и другие объекты распределены в ней неодинаково. Так, горячие звезды классов О, В и А образуют в Галактике слой толщиной около 100 парсек, причем для звезд типа О этот слой тоньше, чем для типа А, Толщина в 100 парсек очень мала в сравнении с диаметром Галактики, равным приблизительно 26 000 парсек. Поэтому говорят, что указанные объекты образуют плоскую составляющую Галактики. Более холодные звезды главной последовательности и некоторые переменные звезды входят в состав промежуточной составляющей Галактики, толщина которой достигает нескольких сот парсек. Наконец, группа, включающая шаровые звездные скопления и звезды-субкарлики - наиболее многочисленные звезды в Галактике, - образует сферическую составляющую толщиной 5000 - 6000 парсек. Объекты сферической составляющей сильно концентрируются к центру Галактики, тогда как распределение объектов плоской составляющей более равномерное.

Нужно особо отметить, что Галактика отнюдь не имеет форму плоского диска, как обычно утверждается в популярной литературе. Большинство звезд Галактики и большая часть ее массы распределены в объеме, имеющем форму сплюснутого эллипсоида (рис. 2). Однако наиболее яркие белые и голубые звезды, видимые на очень большом расстоянии, концентрируются в плоском слое, и поэтому, если бы мы смогли издалека посмотреть на Галактику с ребра, то из-за этих ярких звезд она действительно показалась бы плоским диском. В этом можно убедиться по фотографиям других галактик (см. рис. 21), много миллионов которых можно обнаружить с помощью мощного телескопа. В большинстве случаев они видны на фотопластинке в виде небольших туманных пятен. Галактики имеют непрерывный спектр с линиями поглощения и во многом подобны нашей звездной системе. Они делятся на несколько типов, в зависимости от степени сплюснутости и по другим признакам. Значительная часть галактик имеет характерную спиральную структуру (рис. 3). Тщательное исследование, основанное на надежных определениях расстояний звезд О и В, показало, что и в нашей Галактике эти звезды группируются в виде спиральных ветвей. По-видимому, спиральная структура характерна для звезд плоской составляющей. Звезды сферической и промежуточной составляющих спиральной структуры не обнаруживают.

Звезды, входящие в состав той или иной составляющей, различаются не только физическими свойствами, но и характером движения.

Рис. 2. Схематический разрез Галактики

Движения звезд можно исследовать, нацример с помощью спектрографа: по смещению спектральных линий от их нормального положения можно измерить скорость приближения или удаления звезды. Можно также измерить смещения изображений звезд на фотографиях, снятых на одном инструменте через несколько десятков лет. Если знать, кроме того, расстояние до этих звезд, то это даст нам составляющую скорости звезды, перпендикулярную к лучу зрения. Оба метода вместе позволяют определить полную скорость звезды в пространстве относительно Солнца.

Оказалось, что скорости звезд складываются из случайных и систематических. Каждая звезда движется относительно соседних со скоростью нескольких километров в секунду (случайная скорость). Кроме того, звезды промежуточной и плоской составляющих вращаются вокруг центра Галактики (в направлении по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса). Эти скорости общего движения называются систематическими. Солнце, находящееся на расстоянии около 8000 парсек от галактического центра, участвует в общем вращении, двигаясь со скоростью около 230 ^км/_сек. В окрестностях Солнца вращение происходит так, что более близкие к центру звезды движутся быстрее. Это связано с тем, что большая часть массы Галактики сосредоточена вблизи ее центра. Чем ближе к ядру находится звезда, тем сильнее она притягивается и тем быстрее она должна двигаться, чтобы центробежная сила могла компенсировать притяжение. Во внутренних частях Галактики плотность более постоянная, звезды находятся как бы в пределах однородного шара, в котором притяжение растет с удалением от центра. В этой области Галактики вращение происходит с постоянной угловой скоростью, как вращение твердого тела.

Средняя величина хаотической (случайной) скорости называется дисперсией. Векторы случайных скоростей имеют самые различные направления. Поэтому, в частности, можно говорить и о дисперсии скорости, перпендикулярной к плоскости Галактики, или, как говорят, по z-координате. Когда звезда выходит из галактической плоскости, притяжение всех остальных звезд стремится вернуть ее обратно, так что звезда как бы колеблется около плоскости Галактики. Чем больше дисперсия скоростей по z-координате, тем больше амплитуда колебаний, т. е. тем дальше в среднем отходят звезды от плоскости. Отсюда можно сделать вывод, что звезды плоской составляющей имеют меньшую дисперсию, чем промежуточной. Зная, как меняется дисперсия скоростей звезд со временем, можно выяснить важный вопрос о возможности генетической (родственной) связи между объектами разных составляющих.

Случайная скорость звезды может измениться из-за взаимодействия с другими звездами. Поскольку звезды находятся на очень больших расстояниях друг от друга, тесные сближения, при которых скорости звезд могут существенно измениться, должны происходить очень редко- через тысячи миллиардов лет, тогда как возраст звезд исчисляется лишь миллиардами лет. На этом основании раньше полагали, что звезда в течение своей жизни все время сохраняет принадлежность к одной и той же составляющей, т. е. что звезды разных составляющих имеют различное происхождение. Однако в последнее время было доказано, что скорости звезд могут измениться не только при сближении их между собой, но и вследствие прохождений вблизи сгущения звезд или газового облака. При этом скорость звезды в среднем увеличивается. Поскольку притяжение большого облака сказывается на значительном расстоянии, сближение с ним не должно быть столь тесным, как с отдельной звездой, и дисперсия скоростей увеличивается значительно скорее - за сотни миллионов лет, т. е. звезды могут перейти из плоской составляющей в промежуточную за время своей жизни. Однако сближений с облаками недостаточно, чтобы за несколько миллиардов лет перевести звезду из плоской составляющей в сферическую. Поэтому звезды сферической и плоской составляющей должны иметь разное происхождение.

Рис. 3. Спиральная галактика NGG 628 типа Sc

В последнее время выяснилось, что движение шаровых скоплений и других объектов сферической составляющей нельзя представлять в виде кругового обращения, на которое налагаются колебания около плоскости Галактики. Они движутся по очень вытянутым эллипсам, как кометы вокруг Солнца, проходя вблизи ядра Галактики или же внутри него. Плоскости их орбит наклонены к плоскости Галактики под различными углами, сохраняя лишь небольшую тенденцию концентрироваться к основной плоскости.