Но атмосфера — лишь небольшая доля вещества звезды. Что мы можем сказать о ее недрах? Ведь заглянуть туда можно только теоретически — вооружившись физическими законами. (Впрочем, сейчас астрономы активно осваивают методы сейсмологии, по «дрожанию» спектральных линий изучая особенности распространения звуковых волн в недрах звезд и так восстанавливая их внутреннее строение.) Зная температуру и плотность на поверхности звезды (например, Солнца), а также предположив, что ее собственная гравитация уравновешивается тепловым и световым давлением (иначе бы звезда расширялась или сжималась), можно просчитать изменение температуры и плотности с глубиной, добравшись до самого центра светила, и заодно попытаться ответить на вопрос, что именно заставляет Солнце и другие звезды светиться.
Конвективные движения в приповерхностных областях Солнца генерируют звуковые волны, которые уходят вглубь звезды, пронзают ее насквозь, отражаются от поверхности и снова погружаются в недра (см. рисунок слева). Этот процесс повторяется многократно, в результате чего каждый участок солнечной поверхности словно «дышит», или вибрирует. На рисунке справа показан один из режимов сейсмологических колебаний поверхности Солнца (синие участки поднимаются, красные — опускаются). По данным измерений с борта космической солнечной обсерватории SOHO частота колебаний в этом режиме примерно равна 3 миллигерцам. © GONG (Global Oscillation Network Group). Изображения с сайта gong.nso.edu
| |
Изучение истории Земли показало, что энерговыделение Солнца на протяжении нескольких миллиардов лет оставалось почти неизменным. Это означает, что предполагаемый источник солнечной (звездной) энергии должен быть очень «долгоиграющим». В настоящее время известен только один подходящий вариант — это цепочка термоядерных реакций, начинающаяся реакцией превращения водорода в гелий. Предположив, что именно она составляет основу звездной энергетики, можно построить теоретические модели эволюции звезд различных масс — эволюционные треки, которые позволяют описать изменение внешних параметров звезды (ее светимости и поверхностной температуры) в зависимости от процессов, происходящих в ее недрах. Конечно, мы лишены возможности наблюдать за звездой на протяжении всей ее жизни. Зато в звездных скоплениях мы можем наблюдать, как выглядят звёзды различных масс, но примерно одного возраста.
| Расстояния и возрасты
Определение расстояний в астрономии — это, как правило, многоступенчатая процедура, поэтому систему астрономических «эталонов длины» иногда образно называют «лестницей расстояний». В ее основе лежат определения расстояний в Солнечной системе, точность которых благодаря радиолокационным методам в ряде случаев достигла уже миллиметровых значений. Из этих измерений выводится величина главного астрономического эталона длины, который без особых изысков так и называется — «астрономическая единица». Одна астрономическая единица представляет собою среднее расстояние от Земли до Солнца и равна примерно 149,6 млн км.
Следующая ступенька «лестницы расстояний» — метод тригонометрических параллаксов. Орбитальное движение Земли приводит к тому, что в течение года мы оказываемся то по одну сторону Солнца, то по другую и в результате смотрим на звезды под немного разными углами. На земном небосводе это выглядит как колебания звезды вокруг некоторого среднего положения — так называемый годичный параллакс. Чем дальше звезда, тем меньше размах этих колебаний. Определив, насколько сильно меняется видимое положение звезды из-за годичного движения, можно определить расстояние до нее с помощью обычных геометрических формул. Иными словами, расстояние, определенное по параллаксу, не отягощено никакими дополнительными предположениями, а его точность ограничена только точностью измерения параллактического угла.
С методом параллаксов связана еще одна единица измерения астрономических расстояний: парсек. Один парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду. Беда в том, что даже для ближайших звезд параллактический угол очень мал. Например, для α Центавра он равен всего лишь трем четвертям угловой секунды. Поэтому с помощью даже самых современных угломерных инструментов удается определить расстояния до звезд, удаленных от нас не более чем на несколько сотен парсек. Для сравнения, расстояние до центра Галактики равно 8–10 тыс. парсек.
На следующей ступеньке лестницы находятся «фотометрические» расстояния, то есть расстояния, основанные на измерении количества света, поступающего от источника излучения. Чем дальше от нас он находится, тем тусклее становится. Поэтому, если нам каким-то образом удастся определить его истинную яркость, то мы, сравнив ее с видимой яркостью, оценим расстояние до объекта. На относительно небольших расстояниях вне конкуренции с начала XX века остаются цефеиды — особый род переменных звезд, у которых истинная яркость связана простым соотношением с их периодом. На более значительных расстояниях в качестве «стандартных свечей» применяются сверхновые типа Ia. Наблюдения свидетельствуют, что в максимуме блеска их истинная яркость всегда примерно одна и та же.
Наконец, на самых больших удалениях единственным указанием на расстояние до объекта служит пока закон Хаббла — обнаруженная американским астрономом прямая пропорциональность между расстоянием и смещением линий в красную область спектра.
Важно отметить, что вне Солнечной системы единственным прямым методом определения расстояний является метод параллаксов. Все остальные методы в той или иной степени опираются на различные предположения.
С возрастами ситуация гораздо менее определенная. Настолько менее, что не всегда бывает понятно даже, что именно называть возрастом. В пределах Солнечной системы помимо обычных геологических методов для оценки возраста поверхностей небесных тел используется, например, степень их покрытия метеоритными кратерами (при условии, что известна средняя частота падения метеоритов). Цвет поверхности астероидов постепенно меняется под воздействием космических лучей (это явление называется «космической эрозией»), поэтому ее возраст можно примерно оценить по цвету.
Возраст остывающих космических объектов, лишенных источников энергии, — коричневых и белых карликов — оценивают по их температуре. Оценки возрастов пульсаров опираются на скорости замедления их периодов. Примерно определить возраст разлетающейся оболочки сверхновой можно, если удается измерить ее размер и скорость расширения.
С возрастами звезд дело обстоит получше. Правда, большую часть времени жизни звезды она проводит на стадии центрального горения водорода, когда внешне с ней происходит очень мало изменений. Поэтому, глядя, например, на звезду, подобную Солнцу, трудно сказать, образовалась она 1 млрд лет назад или 5 млрд лет назад. Ситуация упрощается, если нам удается наблюдать группу звезд примерно одного возраста, но различных масс.
Такую возможность нам предоставляют звездные скопления. (Звезды в них, конечно, образуются не совсем одновременно, но в большинстве случаев разброс возрастов отдельных звезд меньше среднего возраста скопления.) Теория звездной эволюции предсказывает, что звезды различных масс эволюционируют по-разному — чем массивнее звезда, тем быстрее она заканчивает свой «звездный путь». Поэтому чем старше скопление, тем ниже опускается планка максимальной массы населяющих его звезд. Например, в очень молодом звездном скоплении Arches (Арки), расположенном вблизи центра Галактики, есть звезды с массой в десятки солнечных масс. Такие звезды живут не более нескольких миллионов лет, стало быть, именно таков максимальный возраст этого скопления. А вот в шаровых скоплениях наиболее тяжелые звезды имеют массу не более 2 масс Солнца. Это говорит о том, что возрасты шаровых скоплений измеряются миллиардами лет.
|
Теоретические модели звездной эволюции предсказывают, что звезды разных масс выстраивают свою жизнь по-разному: массивные звезды быстро сжигают отведенные им большие запасы топлива, живя ярко, но недолго. Звезды малых масс, напротив, расходуют себя очень экономно, растягивая свое скромное количество водорода на миллиарды лет. Иными словами, теория предсказывает, что чем старше звездное скопление, тем меньше будет в нём массивных звезд. Именно такую картину дают нам наблюдения. В молодых звездных скоплениях (с возрастами порядка нескольких миллионов лет) попадаются иногда звезды с массами в несколько десятков масс Солнца; в скоплениях среднего возраста (десятки и сотни миллионов лет) верхняя граница масс звезд опускается до десятка масс Солнца; наконец, в самых старых скоплениях мы практически не видим звезд массивнее Солнца.
Конечно, на это можно возразить, что мы используем для подтверждения теории звездной эволюции возрасты звездных скоплений, определенные с помощью этой самой теории. Но правильность определения возрастов скоплений подтверждается и другими фактами. Например, скопления, которые с точки зрения теории звездной эволюции кажутся самыми молодыми, практически всегда окружены остатками молекулярного облака, из которого они образовались. Самые же старые скопления — шаровые — стары не только с точки зрения теории звездной эволюции, они еще и очень бедны тяжелыми элементами (по сравнению с тем же Солнцем), что вполне согласуется с их почтенным возрастом. В ту далекую эпоху, когда они родились, тяжелые элементы в Галактике еще не успели синтезироваться в больших количествах.
Звездные скопления, населяющие галактический диск, астрономы называют рассеянными. Входящие в них звезды (как правило, не более нескольких сотен) довольно сильно разбросаны в пространстве, так что иногда бывает даже трудно отличить реальное скопление от случайного группирования звезд на небосводе. Эти скопления в большинстве своем очень молоды. Иногда в них еще можно наблюдать остатки вещества, из которого сформировались звезды скопления. На снимке слева показано одно из известнейших рассеянных скоплений — NGC 346 в спутнике нашей Галактики Малом Магеллановом облаке (удаленном от нас на 210 000 световых лет) в созвездии Тукана (Tucana). Снимок получен при помощи Космического телескопа им. Хаббла в июле 2004 года (© NASA, ESA, and A.Nota, STScI/ESA). Справа мы видим совсем иное звездное семейство — шаровое скопление M15 в созвездии Пегаса (Pegasus) в 40 000 световых лет от Земли (© NASA and STScI/AURA). Звезды шаровых скоплений очень стары (см. врезку «Расстояния и возрасты») и маломассивны, зато их очень много. Если типичное рассеянное скопление включает в себя сотни звезд, то в шаровом их счет может идти на миллионы — и это при сопоставимых размерах! Ареал обитания шаровых скоплений не ограничен диском — они образуют вокруг нашей Галактики своеобразное сферически-симметричное облако радиусом в десятки тысяч парсеков. (Изображения с сайта hubblesite.org)
| |
Правда, синтез тяжелых элементов — это тоже предсказание теории звездной эволюции! Но и оно подтверждается независимыми наблюдениями: с помощью спектроскопии мы накопили множество данных о химическом составе звезд, и теория звездной эволюции прекрасно объясняет эти данные не только с позиции содержания конкретных элементов, но и с позиции их изотопного состава.
В общем и целом можно, наверное, закончить разговор о теории звездной эволюции так. В ней вряд ли можно найти какое-то одно конкретное предсказание, которое подтверждало бы какой-то один аспект теории. Скорее, мы имеем в своем распоряжении сложную теоретическую картину жизни звезд различных масс и химического состава, начиная от ранних эволюционных стадий, когда термоядерные реакции в звезде только загорелись, до последних этапов эволюции, когда массивные звезды взрываются как сверхновые, а маломассивные сбрасывают оболочки, оголяя компактные горячие ядра. Она позволила сделать неисчислимые теоретические предсказания, которые находятся в прекрасном согласии с весьма сложной наблюдательной картиной, заключающей в себе данные о температурах, массах, светимостях, химическом составе, пространственном распределении миллиардов звезд самых различных типов — от ярких голубых гигантов до белых карликов.
2013-12-28
783
