Как найти линейную скорость звезды

Как определить линейную скорость обращения солнца вокруг центра галактики

Солнечная система является частью нашей галактики, известной как Млечный Путь. Известно, что солнце вращается вокруг центра галактики, но как узнать скорость этого движения?

Что такое линейная скорость обращения?

Линейная скорость обращения — это скорость, с которой точка движется по окружности. В случае солнечной системы, линейная скорость обращения — это скорость, с которой солнце движется вокруг центра Млечного Пути.

Как определить линейную скорость обращения солнца?

Существует несколько способов определения линейной скорости обращения солнца:

• Измерения скорости звезд в нашем районе галактики
• Анализ спектра солнца

Измерения скорости звезд в нашем районе галактики

Один из способов определения линейной скорости обращения солнца — измерение скорости звезд в нашем районе галактики. Этот метод основан на доплеровском эффекте, который связан с изменением длины волны света, когда источник света движется к наблюдателю или от него.

Когда звезда движется к наблюдателю, длина волны света уменьшается, а когда звезда движется от наблюдателя, длина волны света увеличивается. Этот сдвиг в длине волны может быть измерен с помощью спектрографа, который разделяет свет на различные цвета.

Измерение скорости звезд в нашем районе галактики позволяет узнать скорость вращения нашего района галактики. Эта скорость может быть использована для определения линейной скорости обращения солнца вокруг центра галактики.

Анализ спектра солнца

Другой способ определения линейной скорости обращения солнца — анализ спектра солнца. При этом методе солнечный спектр сравнивается с лабораторным спектром.

Изменение длины волны спектра солнца может указать на то, что солнце движется к нам или от нас. Если мы измеряем смещение спектра солнца к красному краю спектра, это указывает на то, что солнце движется от нас. Если мы измеряем смещение спектра солнца к фиолетовому краю спектра, это указывает на то, что солнце движется к нам.

Анализ спектра солнца может дать точную оценку линейной скорости обращения солнца вокруг центра галактики.

Общий итог

Измерение линейной скорости обращения солнца вокруг центра галактики является крайне сложной задачей, но это важно для нашего понимания нашей галактики и нашего места в ней. Измерения скорости звезд в нашем районе галактики и анализ спектра солнца два основных метода, которые могут быть использованы для оценки линейной скорости обращения солнца. Но эти методы также могут быть применены для получения более общей картины скоростей других звезд и объектов в нашей галактике.

Как определить линейную скорость обращения солнца вокруг центра галактики?

Солнце — наш ближайший светила, но оно не стоит на месте: оно движется вокруг центра галактики вместе с нашей планетой и остальными телами в Солнечной системе. Определение линейной скорости этого движения может привести к пониманию устройства галактики и распределения масс в ней. Как же это сделать?

Методы определения линейной скорости движения Солнца вокруг центра галактики

• Дерево науки

Исторически, линейную скорость движения Солнца в галактике определяли с помощью изучения газообразных облаков в Млечном Пути. В этом случае находят движущееся облако в разных точках галактики и измеряет доплеровский сдвиг спектральных линий отдельных элементов к его краям. На основании этого можно оценить скорость облака перед наблюдателем и затем вычислить линейную скорость Солнца в системе относительно центра галактики.

• Ретроспективный подход



Астрономы могут также оценивать линейную скорость движения Солнца, используя информацию о координатах объектов, которые в настоящее время далеки от Солнца, но оставляли определенный след в прошлом. Таким образом, наблюдения за звездами или обществами звезд основаны на принципе предсказания текущей скорости и положения объектов на основе их прошлых координат и скоростей.

• Гравитационный метод

Гравитационный метод предполагает определение линейной скорости движения возле зон притяжения галактики, а именно в закрученной форме внутри галактики. Изучение имеющихся звезд и их орбит может привести к пониманию устройства галактики как в целом, так и отдельных зон ее построения. Из этого можно получить понимание образования и эволюции галактики, и даже понимания картины распределения масс внутри нее.

Общий итог

Как можно отметить, существует множество методов, позволяющих определить линейную скорость движения Солнца вокруг центра галактики. Более того, каждый метод предполагает достаточно тщательные наблюдения и статистические серии, а поскольку устройство галактики само по себе лабиринт, где каждая ветвь имеет свои нюансы, ни один метод не может быть окончательным.

Многие исследователи успешно использовали все три метода, чтобы усилить наблюдательную гипотезу и извлечь максимальную информацию о галактике. Независимо от того, какой метод применять, мы можем быть уверены, что информация, полученная о явлении, изменит подход к изучению вселенной.

Как определить линейную скорость обращения солнца вокруг центра галактики

Научные открытия никогда не останавливаются, и человечество продолжает искать ответы на самые глубокие вопросы. Один из таких вопросов – какова линейная скорость обращения солнца вокруг центра галактики? Это не только интересно для ученых, но и может помочь понять структуру и эволюцию вселенной. В этой статье мы рассмотрим, как именно определить эту скорость.

Что такое линейная скорость

Прежде чем рассматривать линейную скорость обращения солнца вокруг центра галактики, нужно понимать, что такое линейная скорость. Линейная скорость – это скорость движения тела по прямой линии.

Линейная скорость может быть выражена в метрах в секунду или в километрах в час. Она является величиной, которая измеряет, насколько быстро тело перемещается, а не в каком направлении.

Определение линейной скорости обращения солнца

В настоящее время существует несколько способов определения линейной скорости обращения солнца вокруг центра галактики. Одним из наиболее точных методов является измерение красного смещения звезд.

Красное смещение – это явление, которое происходит, когда свет отдаленных объектов смещается в красную часть спектра. Это происходит потому, что объекты, которые движутся от нас, имеют большую длину волны. Измерение красного смещения можно использовать для определения скорости, с которой эти объекты движутся от нас.

Спектроскопия используется для измерения красного смещения. Она позволяет ученым измерить спектр света, который излучается от звезды. Этот спектр может быть использован для определения температуры, химического состава и других свойств звезды. Когда свет от удаленных звезд измеряется спектроскопом, можно обнаружить красное смещение.

С помощью красного смещения ученые могут определить скорость, с которой звезда движется вдоль нашего зрения. Имея эту информацию, они могут рассчитать, как быстро звезда движется к центру галактики, а значит, определить линейную скорость.

Результаты измерений

Проведенные исследования показали, что линейная скорость обращения солнца вокруг центра галактики составляет около 220 километров в секунду. Это означает, что солнце совершает полный оборот вокруг центра галактики за 225-250 миллионов лет.

Следует отметить, что линейная скорость может изменяться в зависимости от местоположения объекта в галактике. Например, если изучить скорость звезд, находящихся на большем расстоянии от центра галактики, то линейная скорость будет ниже. Это свидетельствует о том, что скорость обращения уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики.

Вывод

Линейная скорость обращения солнца вокруг центра галактики – это важная величина, которая позволяет ученым понимать структуру и эволюцию вселенной. Определить эту скорость можно с помощью спектроскопии и измерения красного смещения. Проведенные исследования показали, что линейная скорость обращения солнца вокруг центра галактики составляет около 220 километров в секунду. Эта скорость может изменяться в зависимости от местоположения объекта в галактике. Изучение линейной скорости представляет собой важный шаг в изучении вселенной и ее развитии.

Какие способы оценки скорости звезд существуют

Все звезды в Галактике движутся вокруг ее центра по почти круговым орбитам, а также обладают собственным движением под действием сил притяжения других звезд (рис. 11.12). Собственные движения звезд – величины очень маленькие, поэтому обнаружить собственное движение возможно, наблюдая звезды в течение длительного промежутка времени (порядка 100 лет и более). Собственное движение звезды – это ее видимое угловое перемещение по небесной сфере в среднем за год. Собственные движения звезд определяются из наблюдений изменения их экваториальных координат.

Вверху – за 100 000 лет до наших дней; в центре – наши дни; внизу – через 100 000 лет

Изучение собственных движений, а также проекций пространственных скоростей звезд на луч зрения позволяет определить направление и скорость движения Солнца в пространстве, а также обнаружить вращение Галактики.

Пространственные скорости звезд определяются из наблюдений. Пространственная скорость звезды V состоит из двух компонент – ее касательной или тангенциальной скорости V_t и лучевой скорости V_r (рис. 11.13).

Тангенциальная скорость V_t определяется по формуле V_t = μ/p а. е. в год, где μ – собственное движение звезды, p – ее параллакс; а лучевая скорость определяется по величине красного смещения линий в спектре звезды, вызванного эффектом Доплера. Тогда полная скорость звезды определится по формуле:

Источник

Эффект Доплера и определение лучевых скоростей звёзд.

Лучевые скорости определяют по спектрам звёзд. При этом используется явление, которое называют эффектом Доплера. Суть эффекта Доплера состоит в том, что линии в спектре источника, приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии в спектре удаляющегося источника — к красному концу спектра (по отношению к положению линий в спектре неподвижного источника).

Этот рисунок объясняет, что происходит при этом.

ВЫДЕЛЕННОЕ ЖЕЛТЫМ ЦВЕТОМ ПРОЧИТАТЬ(можно не записывать.

Почему же меняется частота излучения, воспринимаемая наблюдателем? Пусть расстояние от источника до наблюдателя равно c∙t (где с — скорость света, t — время, за которое свет преодолевает расстояние до наблюдателя). За время t источник испускает v₀t волн (v₀ — частота излучения). Если источник неподвижен, то на отрезке c t как раз и укладывается v₀t волн. Но если источник движется (например, удаляется со скоростью ?r), то число волн v₀t уложится на отрезке, длина которого ct + ?_rt. Перейдём от частоты к длинам волн (рис. 88). Длина волны, которую принимает наблюдатель от неподвижного источника, (или известное вам из физики соотношение ), а длина волны, которую наблюдатель принимает от удаляющегося источника,

Тогда смещение, равное ∆ = — ₀, то есть

, или откуда

(9)

Это формула для вычисления лучевых скоростей. Из неё видно, что для определения ?_r нужно измерить сдвиг спектральной линии, т. е. сравнить положение данной линии в спектре звезды с положением этой же линии в спектре неподвижного (например, наблюдаемого в лаборатории) источника света. Лучевая скорость удаляющегося источника получается со знаком плюс, а приближающегося — со знаком минус.

К настоящему времени рассчитаны лучевые скорости и собственные движения многих звёзд. Измерение лучевых скоростей проще и быстрее, чем измерение собственных движений.

Задача.. В спектре звезды линия, соответствующая длине волны 5,5 ∙10 −4 мм, смещена к фиолетовому концу спектра на 5,5 ∙10 −8 мм. Определите лучевую скорость звезды.

Ответ: ?_r ≈ 30 км/с. Поскольку смещение происходит к фиолетовому концу спектра, то звезда приближается к наблюдателю, т. е. ?_r ≈ −30 км/с.

Пространственные скорости звёзд относительно Солнца (или Земли) составляют, как правило, десятки километров в секунду

Изучение собственных движений и лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется относительно ближайших звёзд со скоростью около 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Точка небесной сферы, куда направлена эта скорость, называетсяапексомСолнца.

Анализ собственных движений и лучевых скоростей звёзд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра Галактики. Это движение звёзд воспринимается как вращение нашей звёздной системы, которое подчиняется определённой закономерности: угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, достигая максимального значения на том расстоянии, на котором находится Солнце, а затем практически остаётся постоянной.

Звёзды, газ и другие объекты, составляющие галактический диск, движутся по орбитам, близким к круговым. Солнце вместе с близлежащими звёздами обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с, совершая один оборот примерно за 220 млн лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23—28 тыс. св. лет (7—9 тыс. пк). Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с которой на данном расстоянии от центра Галактики движутся спиральные рукава. Эта область Галактики получила название коротационной окружности (от англ, corotation — совместное вращение).

Вопросы и задания для самоконтроля

1. Что нужно знать, чтобы определить пространственную скорость звезды? 2. Что нужно знать, чтобы определить тангенциальную скорость звезды? 3. В чём заключается эффект Доплера? 4. Что нужно знать, чтобы определить лучевую скорость звезды?

Источник

Измерение скорости звезды

Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер — Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V = 13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.

Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos α, где α — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (М) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (М•cos α).

Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол α близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет-карликов.

Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980-х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.

Источник

Методы измерения скорости света

МЕТОДЫ ИЗМЕРЕНИЯ СКОРОСТИ СВЕТА

1. Основные этапы измерения скорости света. 4

2. Методы измерения скорости света. 7

2.1 Астрономические измерения. 7

2.2 Времяпролетные эксперименты. 9

2.3 Электромагнитные постоянные. 12

2.4 Применение резонаторов. 13

2.5 Интерферометрия. 14

3. Прочие эксперименты. 15

3.1 Распространение света в среде. 15

3.2 Максимальная скорость света. 17

Список используемой литературы. 20

Скорость света является одной из фундаментальных величин и играет важную роль в физике. Она характеризует величину скорости распространения электромагнитных волн в вакууме и относится к постоянным, которые характеризуют не только отдельные тела и поля, но и геометрию пространства-времени в целом. На сегодняшний день, скорость света в вакууме является предельной скоростью движения частиц и распространения взаимодействий. Численно её значение равно 299 792,458 км/с.

В природе со скоростью света распространяются собственно видимый свет и любое другое электромагнитное излучение и, предположительно, гравитационные волны, если таковые существуют.

Массивные частицы могут иметь сколь угодно большие скорости, но всегда заведомо меньше скорости света. Такими частицами, движущимися с околосветовыми скоростями, являются, например, частицы в ускорителях или космические лучи.

Скорость света не зависит от движения источника и наблюдателя и является инвариантом во всех инерциальных системах отсчёта. Такая инвариантность постулируется в специальной теории относительности и подтверждается множеством экспериментов.

1. ОСНОВНЫЕ ЭТАПЫ ИЗМЕРЕНИЯ СКОРОСТИ СВЕТА

Античные мыслители полагали, что скорость света бесконечна, используя в качестве аргумента аналогию полёта стрелы: её траектория тем прямее, чем больше скорость. Платон был сторонником теории зрительных лучей, «ощупывающих пространство». Демокрит и Аристотель настаивали в свою очередь на истечении атомов предметов, которые проникают в зрительные органы человека. Однако, геометрическая интерпретация распространения света, разработанная в работах Евклида, практически сделала обе точки зрения эквивалентными.

Но уже в Новое время факт бесконечности скорости света ставился под сомнения такими учёными как Галилей и Гук, допускавшими, что скорость света конечна, хотя и очень велика. В это время как Кеплер, Декарт и Ферма продолжали настаивать на её бесконечности.

Декарт выдвинул идею о распространении света с бесконечной скоростью посредством давления в среде. Гук первый предложил волновую теорию света: свет есть волновое движение в однородной среде. Эта теория была развита впоследствии Гюйгенсом в его работах. Ньютон старался не высказываться про скорость света, но явно придерживался корпускулярных воззрений на счёт света.

Первая астрономическая оценка скорости света была получена в 1676 году Рёмером. Он заметил, что когда Земля и Юпитер находятся по разные стороны от Солнца затмения спутника Юпитера Ио происходят с запаздыванием в 22 мин. Отсюда было получено первая оценка скорости света – 220 000 км/c. Вскоре Брэдли, в 1728 году, используя явления аберрации света, подтвердил конечность скорости света и уточнил её значение до 308 000 км/с.

Впервые измерить скорость света в земных условиях за счёт прохождения светом известного расстояния удалось в 1849 Физо. Свет преодолевал расстояние около 9 км, а его регистрация была осуществлена с помощью «метода прерываний». Значение скорости света, полученное в ходе измерений, составило 312 000 км/с.

Несколько иной подход («метод вращающегося зеркала») был использован Фуко в 1862. Суть метода заключалась в измерении малых промежутков времени с помощью быстро вращающегося зеркала. Измерения дали значение 298 000 ± 500 км/c. Длина базы в опыте Фуко была небольшой. Впоследствии техника данного эксперимента была значительно улучшена, и уже в 1926 в эксперименте Майлькельсона погрешность была снижена до 4 км/c при измеренной величине скорости света 299 796 км/с. База при этом составляла 35 км!

Дальнейшее развитие методов измерения скорости было связано с изобретением квантовых генераторов (лазеров), дающие высоко когерентное излучение, позволившие определять скорость света одновременным измерением длины волны и частоты излучения. К началу 1970-х величина погрешности таких измерения приблизилась к 1 м/c. Так, на XV Генеральной конференции мер и весов в 1975 году скорость света в вакууме была принята равной 299 792 458 м/с с абсолютной погрешностью 1,2 м/с.

Следует отметить, что последующее повышении точности было затруднено из-за точности определения метра. Исходя из этого, на XVII Генеральной конференции мер и весов скорость света в вакууме была зафиксирована, а метр было рекомендовано определять как расстояние, которое проходит свет за 1/299 792 458 секунды.

Таблица 1. Прогресс в измерении скорости света

Источник

Как измеряли скорость света?

Действительно, как? Как измерить самую высокую скорость во Вселенной в наших скромных, Земных условиях? Нам уже не нужно ломать над этим голову – ведь за несколько веков столько людей трудилось над этим вопросом, разрабатывая методы измерения скорости света. Начнем рассказ по порядку.

Скорость света – скорость распространения электромагнитных волн в вакууме. Она обозначается латинской буквой c. Скорость света равняется приблизительно 300 000 000 м/с.

Сначала над вопросом измерения скорости света вообще никто не задумывался. Есть свет – вот и отлично. Затем, в эпоху античности, среди ученых философов господствовало мнение о том, что скорость света бесконечна, то есть мгновенна. Потом было Средневековье с инквизицией, когда главным вопросом мыслящих и прогрессивных людей был вопрос «Как бы не попасть в костер?» И только в эпохи Возрождения и Просвещения мнения ученых расплодились и, конечно же, разделились.

Так, Декарт, Кеплер и Ферма были того же мнения, что и ученые античности. А вот Галилео Галилей считал, что скорость света конечна, хоть и очень велика. Собственно, он и произвел первое измерение скорости света. Точнее, предпринял первую попытку по ее измерению.

Опыт Галилея

Опыт Галилео Галилея был гениален в своей простоте. Ученый проводил эксперимент по измерению скорости света, вооружившись простыми подручными средствами. На большом и известном расстоянии друг от друга, на разных холмах, Галилей и его помощник стояли с зажженными фонарями. Один из них открывал заслонку на фонаре, а второй должен был проделать то же самое, когда увидит свет первого фонаря. Зная расстояние и время (задержку перед тем, как помощник откроет фонарь) Галилей рассчитывал вычислить скорость света. К сожалению, для того, чтобы этот эксперимент увенчался успехом, Галилею и его помощнику нужно было выбрать холмы, которые находятся на расстоянии в несколько миллионов километров друг от друга. Хотелось бы напомнить, что вы можете заказать эссе, оформив заявку на сайте.

Галилео Галилей

Опыты Рёмера и Брэдли

Первым удачным и на удивление точным опытом по определению скорости света был опыт датского астронома Олафа Рёмера. Рёмер применил астрономический метод измерения скорости света. В 1676 он наблюдал в телескоп за спутником Юпитера Ио, и обнаружил, что время наступления затмения спутника меняется по мере отдаления Земли от Юпитера. Максимальное время запаздывания составило 22 минуты. Посчитав, что Земля удаляется от Юпитера на расстояние диаметра земной орбиты, Рёмер разделил примерное значение диаметра на время запаздывания, и получил значение 214000 километров в секунду. Конечно, такой подсчет был очень груб, расстояния между планетами были известны лишь примерно, но результат оказался относительно недалек от истины.

К измерению скорости света Рёмером

Опыт Брэдли. В 1728 году Джеймс Брэдли оценил скорость света наблюдая абберацию звезд. Абберация – это изменение видимого положения звезды, вызванное движением земли по орбите. Зная скорость движения Земли и измерив угол абберации, Брэдли получил значение в 301000 километров в секунду.

Опыт Физо

К результату опыта Рёмера и Брэдли тогдашний ученый мир отнесся с недоверием. Тем не менее, результат Брэдли был самым точным на протяжении сотни с лишним лет, аж до 1849 года. В тот год французский ученый Арман Физо измерил скорость света методом вращающегося затвора, без наблюдений за небесными телами, а здесь, на Земле. По сути, это был первый после Галилея лабораторный метод измерения скорости света. Приведем ниже схему его лабораторной установки.

Установка Физо

Свет, отражаясь от зеркала, проходил через зубья колеса и отражался от еще одного зеркала, удаленного на 8,6 километров. Скорость колеса увеличивали до того момента, пока свет не становился виден в следующем зазоре. Расчеты Физо дали результат в 313000 километров в секунду. Спустя год подобный эксперимент с вращающимся зеркалом быо проведен Леоном Фуко, получившим результат 298000 километров в секунду.

С появлением мазеров и лазеров у людей появились новые возможности и способы для измерение скорости света, а развитие теории позволило также рассчитывать скорость света косвенно, без проведения прямых измерений.

Арман Ипполит Луи Физо

Самое точное значение скорости света

Человечество накопило огромный опыт по измерению скорости света. На сегодняшний день самым точным значением скорости света принято считать значение 299 792 458 метров в секунду, полученное в 1983 году. Интересно, что дальнейшее, более точное измерение скорости света, оказалось невозможным из-за погрешностей в измерении метра. Сейчас значение метра привязано к скорости света и равняется расстоянию, которое свет проходит за 1 / 299 792 458 секунды.

Напоследок, как всегда, предлагаем посмотреть познавательное видео. Друзья, даже если перед Вами стоит такая задача, как самостоятельное измерение скорости света подручными средствами, Вы можете смело обратиться за помощью к нашим авторам. Заказать контрольную работу онлайн вы можете оформив заявку на сайте Заочника. Желаем Вам приятной и легкой учебы!

Источник

Содержание статьи

• Обозначения звезд.
• Звездные каталоги.
• Переменные звезды.
• Расстояния до звезд.
• Параллакс.
• Светимость звезд.
• Звездные величины.
• Размеры звезд.
• Звездные населения.
• Движения звезд.
• Лучевая скорость.
• Пространственная скорость.
• Двойные звезды.
• Переменные звезды.
• Цвета звезд.
• Спектры звезд.
• Показатель цвета.
• Спектральная классификация.
• Последовательности звезд.
• Звездные скопления.
• Звездные ассоциации.
• Рассеянные скопления.
• Шаровые скопления.
• Источники энергии звезд.
• Строение звезд.
• Эволюция звезд.
• Белые карлики и нейтронные звезды.
• Черные дыры.
• Продолжительность эволюции звезд.

ЗВЕЗДЫ, горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце – типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к Земле. Даже ближайшая звезда (Проксима Кентавра) в 272 000 раз дальше от Земли, чем Солнце, поэтому звезды кажутся нам светлыми точками на небе. Хотя звезды рассыпаны по всему небосводу, мы видим их только ночью, а днем на фоне яркого рассеянного в воздухе солнечного света они не видны.

Живя на поверхности Земли, мы находимся на дне воздушного океана, который непрерывно волнуется и бурлит, преломляя лучи света звезд, отчего они кажутся нам мигающими и дрожащими. Космонавты на орбите видят звезды как цветные немигающие точки.

Многие века звездное небо вдохновляло людей; это нашло отражение в литературе и религии. Некоторые боги отождествлялись с отдельными звездами, планетами и созвездиями. В давние времена все небесные светила, кроме Луны и Солнца, называли «звездами», а планеты – «блуждающими звездами». Перемещение блуждающих звезд относительно неподвижных вызывало интерес и благоговение. Поскольку люди считали себя центром мироздания, они думали, что перемещение светил как-то влияет на их судьбу. Это астрологическое поверье, не исчезнувшее до сих пор, стимулировало астрономические наблюдения, необходимые для составления астрологических прогнозов. Поскольку все планеты движутся приблизительно в одной плоскости, их наблюдаемые с Земли траектории проходят на небе вдоль узкой полосы, называемой Зодиаком. Поэтому расположенные вдоль Зодиака созвездия – Телец, Овен и др. – в прежние времена считались особенно важными. См. также АСТРОЛОГИЯ; СОЗВЕЗДИЕ; ЗОДИАК.

Многие храмы были ориентированы по звездам. Скажем, Великие пирамиды в Гизе построены так, что узкий коридор в них направлен точно на полярную звезду, роль которой тогда выполняла a Дракона. Мегалитическая постройка Стоунхендж на Солсберийской равнине в Англии сооружена в точном соответствии с сезонными изменениями положения Солнца и Луны.

В нашу эпоху звезды часто используют как яркие метки на небе для определения времени и для навигации. Поскольку Земля вращается, каждый наблюдатель замечает, как звезды поочередно пересекают воображаемую линию север-зенит-юг (небесный меридиан). Это явление применяют для отсчета звездного времени. За начало новых звездных суток на всей Земле принят момент пересечения определенной точкой небесной сферы меридиана Гринвича в Англии. См. также ВРЕМЯ; НАВИГАЦИЯ.

В настоящее время известно, что звезды – это гигантские природные генераторы энергии, с высокой эффективностью превращающие часть своего вещества в излучение. В последние десятилетия было окончательно установлено, как формируются звезды. Это происходит в тех областях пространства, где собирается достаточно большая масса межзвездного газа, который под действием собственного тяготения сжимается и разогревается до тех пор, пока температура не достигнет критического значения, необходимого для протекания ядерных реакций. Свойства образовавшейся звезды практически полностью определяются массой исходного газового облака. См. также КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ.

Обозначения звезд.

В нашей Галактике более 100 млрд. звезд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звезд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01% всех звезд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звезд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие звезды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И.Байера (1572–1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: a – ярчайшая звезда созвездия, b – вторая по блеску, и т.д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус – ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как a Canis Majoris, или сокращенно a CMa; Алголь – вторая по яркости звезда в Персее обозначается как b Persei, или b Per.

Дж.Флемстид (1646–1719), первый Королевский астроном Англии, ввел систему обозначения звезд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звезды номерами в порядка увеличения их прямого восхождения, т.е. в том порядке, в котором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же a Волопаса (b Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные звезды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э.Барнарда (1857–1923), а звезда Каптейна – в честь нидерландского астронома Я.Каптейна (1851–1922). На современных картах звездного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звезд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звезды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звезд нужно искать в звездных каталогах.

Звездные каталоги.

Самый обширный звездный каталог Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, BD) составил немецкий астроном Ф.Аргеландер (1799–1875). В нем указаны положения 324 198 звезд от северного полюса до склонения -2°. Звезда, обозначенная, например, как BD +7°1226, является 1226-й в порядке прямого восхождения звездой в восьмом поясе северных склонений. Продолжение этого каталога (SBD) к югу до склонения -23°, содержащее 133 659 звезд, составил немецкий астроном Э.Шенфельд (1828–1891). Оставшуюся часть южного неба покрыли каталоги Кордовское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD) и Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmusterung, CPD). Всего в этих каталогах более 1 млн. звезд приблизительно до 10 звездной величины.

Значительно больше звезд в каталоге Карта неба (Carte du ciel, или Astrographic Catalogue), содержащем положения нескольких миллионов звезд на 44 000 фотопластинок, полученных в обсерваториях всего мира. Современный большой каталог точных положений 258 997 звезд создан в Смитсоновской астрофизической обсерватории (SAO). Обширный каталог звездных спектров создан американским астрономом Э.Кэннон (1863–1941) и назван Каталогом Генри Дрэпера (Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra, HD).

Существует множество специальных каталогов. Например, звезды с измеренными собственными движениями собраны в Общем каталоге (General Catalogue, GC) и в Йельских зонных каталогах (Yale Zone Catalogues). Есть каталоги звезд с измеренными лучевыми скоростями, звезд с переменным блеском, каталоги двойных звезд. Самые слабые звезды не занесены в каталоги, но их можно найти на фотографических картах неба и определить их координаты и блеск относительно более ярких звезд. Самый полный фотографический атлас, покрывающий все небо, – это Паломарский обзор (Palomar Survey), на картах которого видны звезды до 21-й звездной величины.

Переменные звезды.

Переменные звезды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую – S, затем T и т.д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т.д. После ZZ идут AA и т.д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable – переменный), начиная с V335. Примеры: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Расстояния до звезд.

Ближайшая к нам звезда – Солнце, до него ок. 150 млн. км. Ближайшая к Солнцу яркая звезда – a Кентавра, которую можно увидеть только в Южном полушарии, до нее 42 000 млрд. км. Но еще чуть ближе к нам расположен ее невидимый глазом спутник, звезда Проксима («ближайшая») Кентавра. Всего лишь вдвое дальше расположен Сириус, ярчайшая звезда нашего неба.

Поскольку расстояния до звезд так велики, их неудобно измерять в километрах. Лучше использовать специальные единицы; например, в научно-популярной литературе часто используют «световой год», т.е. расстояние, которое луч света проходит со скоростью около 300 000 км/с за год; это ок. 9460 млрд. км. Расстояние до Проксимы 4,3 св. года, а до Сириуса ок. 8,7 св. года.

Впервые расстояния до звезд были независимо измерены в 1838 Ф.Бесселем в Германии (до звезды 61 Лебедя), Т.Хендерсоном на мысе Доброй Надежды (до a Кентавра) и В.Струве в России (до Веги). Однако полутора веками ранее И.Ньютон сумел оценить порядок расстояния до звезд. Полагая, что Солнце – это рядовая звезда, он вычислил, что ее нужно удалить в 250 000 раз, чтобы Солнце выглядело как обычная звезда на небе. Так Ньютон ввел весьма универсальный метод определения расстояний в астрономии. Если каким-либо образом нам известна истинная светимость звезды, то нетрудно рассчитать, на каком расстоянии она будет иметь наблюдаемый блеск. Главное здесь – определить истинную светимость звезды. На практике для этого используют спектроскопию: в спектре звезды есть несколько индикаторов ее светимости.

Ближайшие звезды

БЛИЖАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ1
Звезда	Параллакс (секунды дуги)	Расстояние (св. годы)	Относительная светимость	Цвет
Солнце	–	–2	1	Желтый
a Кентавра	0,760	4,3	1,5	Желтый
Звезда Барнарда	0,552	5,9	0,0006	Красный
Вольф 359	0,425	7,7	0,00002	Красный
Лаланд 21185	0,398	8,2	0,0055	Красный
Сириус	0,375	8,6	23	Белый
Лейтен 726-8	0,368	8,9	0,00006	Красный
Росс 154	0,345	9,5	0,00041	Красный
Росс 248	0,316	10,2	0,00011	Красный
Лейтен 789-6	0,305	10,7	0,00009	Красный
e Эридана	0,303	10,8	0,30	Оранжевый
Росс 128	0,301	10,8	0,00054	Красный
61 Лебедя	0,296	11,0	0,084	Оранжевый
e Индейца	0,291	11,2	0,14	Оранжевый
Процион	0,285	11,4	7,3	Желтый
1Данные только для главных компонентов двойных и кратных звезд. 2Расстояние до Солнца 150 млн. км, или 1 астрономическая единица.

Но спектроскопический метод нуждается в калибровке. Для некоторых групп звезд используются специальные методы определения расстояний, например, статистический метод, основанный на видимом движении звезд по небу. Однако базовым методом определения расстояний до звезд служит метод тригонометрических параллаксов.

Параллакс.

Метод параллакса основан на измерении видимого смещения близких звезд на фоне более далеких при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Чем ближе звезда, тем больше ее угловое смещение. Параллаксом звезды называют угол, под которым от нее виден радиус земной орбиты, равный 1 астрономической единице (а.е.), или 150 млн. км. Это чисто геометрический и поэтому очень надежный метод. К сожалению, параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших звезд. Расстояния до них служат фундаментом при определении спектральными методами расстояний до более далеких звезд.

Астрономы прошлого, например Т.Браге (1546–1601), не смогли заметить параллактического смещения звезд, из чего они заключили, что Земля неподвижна. Действительно, параллаксы даже ближайших звезд не превышают 1ўў; под таким углом виден мизинец с расстояния в километр. Измерение столь малых углов – большое достижение современной техники. Наибольший параллакс (0,762ўў) имеет Проксима Кентавра – маленький спутник звезды a Кентавра, расположенный ближе нее к Солнцу.

На основе тригонометрических параллаксов астрономы ввели единицу длины «парсек» (пк) – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1ўў; 1 пк = 3,26 св. года. Наименьшие параллаксы, которые удается сейчас измерять, составляют 0,01ўў; это соответствует расстоянию в 100 пк или 326 св. лет.

Светимость звезд.

Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ10²⁶ Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.

Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.

Ярчайшие звезды

ЯРЧАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ
Звезда	Звездная величина	Светимость (Солнце=1)	Показатель цвета	Цвет
видимая	абсолютная
Сириус	–1,43	+1,4	23	0,00	Белый
Канопус	–0,72	–4,5	1500	0,16	Желтый
a Кентавра	–0,27	+4,7	1,5	0,68	Желтый
Арктур	–0,06	–0,1	100	1,24	Оранжевый
Вега	+0,02	+0,5	50	0,00	Белый
Капелла	+0,05	–0,6	170	0,80	Желтый
Ригель	+0,14	–7,0	40000	–0,04	Голубой
Процион	+0,37	+2,7	7,3	0,41	Желтый
Бетельгейзе	+0,50	–5,0	17000	1,87	Красный
Ахернар	+0,51	–2,0	200	–0,16	Голубой
b Кентавра	+0,63	–4,0	5000	–0,23	Голубой
Альтаир	+0,77	+2,2	9	0,22	Белый
Альдебаран	+0,86	–0,7	100	1,52	Оранжевый
a Креста	+0,87	–4,0	4000	–0,25	Голубой
Спика	+0,96	–3,0	2800	–0,25	Голубой
Антарес	+1,16	–4,0	3500	1,83	Красный
Фомальгаут	+1,16	+1,9	14	0,10	Белый
Поллукс	+1,25	+1,0	45	1,02	Оранжевый
Денеб	+1,28	–7,0	60000	0,09	Белый
b Креста	+1,36	–4,0	6000	–0,25	Голубой
Регул	+1,48	–0,7	120	–0,12	Голубой
Шаула (l Sco)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	Голубой
Адара (e СМа)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	Голубой
Беллатрикс	+1,97	–4,0	2300	–0,23	Голубой
Кастор		+0,9	27	0,03	Белый

Звездные величины.

Блеск звезд выражают в особых, исторически сложившихся «звездных величинах». Происхождение этой системы связано с особенностью нашего зрения: если сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, то наше ощущение от него – лишь в арифметической. Греческий астроном Гиппарх (до 161 – после 126 до н.э.) разделил все видимые глазом звезды на 6 классов по яркости. Самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые – 6-й. Позже измерения показали, что поток света от звезд 1-й величины примерно в 100 раз больше, чем от звезд 6-й величины по Гиппарху. Для определенности решили, что различие на 5 звездных величин в точности соответствует отношению потоков света 1:100. Тогда разница блеска на 1 звездную величину соответствует отношению яркостей . Например, звезда 1-й звездной величины в 2,512 раза ярче звезды 2-й величины, которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины, и т.д. Это весьма универсальная шкала; она годится для выражения освещенности, создаваемой на Земле любым источником света.

Для сравнения звезд по их истинной светимости используют «абсолютную звездную величину», которая определяется как видимая звездная величина, которую имела бы данная звезда, если поместить ее на стандартном расстоянии от Земли в 10 пк. Если какая-либо звезда имеет параллакс p и видимую величину m, то ее абсолютную величину M вычисляют по формуле

Звездными величинами можно описывать излучение звезды в различных диапазонах спектра. Например, визуальная величина (m_v) выражает блеск звезды в желто-зеленой области спектра, фотографическая (m_p) – в голубой, и т.п. Разность между фотографической и визуальной величинами называют «показателем цвета» (color index)

он тесно связан с температурой и спектром звезды.

Размеры звезд.

Звезды очень сильно различаются по диаметру: белые карлики бывают размером с земной шар (ок. 13 000 км), а звезды-гиганты превышают размером орбиту Марса (455 млн. км). В среднем размер звезд, видимых на небе невооруженным глазом, близок к диаметру Солнца (1 392 000 км).

За редкими исключениями диаметры звезд не поддаются прямому измерению: даже в крупнейшие телескопы звезды выглядят точками из-за гигантских расстояний до них. Конечно, Солнце является исключением: его угловой диаметр (32ў) легко измерить; еще у нескольких самых крупных и близких звезд с большим трудом удается измерить угловой размер и, зная расстояние до них, определить их линейный диаметр. Эти данные приведены ниже в таблице.

Крупнейшие звезды нашей галактики

КРУПНЕЙШИЕ ЗВЕЗДЫ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
Звезда	Угловой диаметр (секунды дуги)	Параллакс (секунды дуги)	Линейный диаметр (млн. км)
Бетельгейзе	0,040	0,005	1368
a Геркулеса	0,030	0,004	1110
Антарес	0,040	0,020	306
b Пегаса	0,021	0,020	153
Альдебаран	0,020	0,050	63
Арктур	0,020	0,090	32

В некоторых случаях удается прямо определить линейные диаметры звезд в двойных системах. Если звезды периодически закрывают друг друга, то по продолжительности затмения, измерив по смещению спектральных линий орбитальную скорость звезд, можно вычислить их диаметр.

Для подавляющего большинства звезд диаметры определяют косвенно, на основе законов излучения. Определив по виду спектра температуру звезды, на основе законов физики можно вычислить интенсивность излучения ее поверхности. Зная полную светимость, уже легко вычислить площадь поверхности и диаметр звезды. Полученные таким образом диаметры хорошо согласуются с измеренными непосредственно.

В течение жизни размер звезды сильно меняется. Она начинает свою эволюцию как сжимающееся газовое облако огромного размера, затем длительное время остается в виде нормальной звезды, а в конце своей жизни увеличивается в десятки раз, становясь гигантом, сбрасывает оболочку и превращается в маленький «белый карлик» или совсем крохотную «нейтронную звезду». См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ПУЛЬСАР.

Звездные населения.

В 1944 американский астроном немецкого происхождения В.Бааде предложил разделить звезды на два типа, которые он назвал Населением I и Населением II. К Населению I он отнес молодые звезды и связанные с ними межзвездные газ и пыль, которые наблюдаются в спиральных рукавах галактик и рассеянных скоплениях. Население II состоит из старых звезд, встречающихся в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и центральных областях спиральных галактик. Ярчайшие звезды Населения I – это голубые сверхгиганты, которые раз в 100 ярче, чем ярчайшие звезды Населения II, красные гиганты. У звезд Населения I значительно выше содержание тяжелых элементов. Концепция звездных населений имела большое значение для развития теории эволюции звезд.

Движения звезд.

Обычно движение звезды характеризуют с двух точек зрения: как орбитальное движение вокруг центра Галактики и как относительное движение в группе ближайших звезд. Например, Солнце обращается вокруг центра Галактики со скорость ок. 240 км/с, а по отношению к окружающим его звездам движется значительно медленнее, со скоростью ок. 19 км/с.

Основной системой отсчета для измерения движения звезд служит Галактика в целом. Но для земного наблюдателя обычно удобнее использовать систему отсчета, связанную с центром Солнечной системы, фактически – с Солнцем. По отношению к Солнцу ближайшие звезды движутся со скоростями от 10 км/с и выше. Но расстояния до звезд так велики, что фигуры созвездий изменяются лишь за многие тысячелетия. Перемещение звезд впервые обнаружил в 1718 Э.Галлей, сравнивая их положения, точно определенные им в Гринвиче, с теми, которые указал в своем каталоге Птолемей (2 в. н.э.).

Угловое перемещение звезды на небесной сфере по отношению к далеким звездам называют ее «собственным движением» и выражают обычно в угловых секундах за год. Так, собственное движение Арктура 2,3ўў/год, а Сириуса 1,3ўў/год. Наибольшее собственное движение у звезды Барнарда, 10,3ўў/год.

Чтобы вычислить линейную скорость звезды в километрах в секунду, используют формулу T = 4,74 m/p, где T – тангенциальная скорость (т.е. компонента полной скорости, направленная поперек луча зрения), m –собственное движение в секундах дуги за год и p – параллакс.

Лучевая скорость.

Скорость звезды вдоль луча зрения, которую называют лучевой скоростью, измеряется по доплеровскому смещению линий в ее спектре с точностью до долей километра в секунду. Смещение линий в красную сторону спектра говорит об удалении звезды от Земли, а в голубую – о приближении. Скорости звезд не так велики, чтобы это привело к изменению цвета звезды, но быстрое движение далеких галактик весьма заметно меняет их цвет. Измерение доплеровского смещения линий – очень тонкая операция. В телескопе одновременно со спектром звезды на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника с точно известным положением линий. Затем с помощью измерительной машины, снабженной мощным микроскопом, с точностью до 1 мкм определяется смещение линий (Dl) в спектре звезды относительно тех же линий лабораторного источника с длиной волны l. Лучевая скорость звезды определяется по формуле V = cDl/l, где c – скорость света. Эта формула пригодна для нормальных звездных скоростей, но для быстро движущихся галактик она не подходит. Точность измерения лучевых скоростей звезд не зависит от расстояния до них, а всецело определяется возможностью получать хорошие спектры и точно измерять в них положение линий. Однако точность измерения тангенциальных скоростей звезд зависит не только от аккуратности измерения их собственного движения, но и от их параллакса, т.е. от расстояния до них: чем больше расстояние, тем ниже точность.

Пространственная скорость.

Лучевая и тангенциальная скорости – это компоненты полной пространственной скорости звезды по отношению к Солнцу (ее легко вычислить по теореме Пифагора). Чтобы движение самого Солнца «не вмешивалось» в эту скорость, ее обычно пересчитывают по отношению к «местному стандарту покоя» – искусственной системе координат, в которой среднее движение околосолнечных звезд равно нулю. Скорость звезды по отношению к местному стандарту покоя называют ее «пекулярной скоростью».

Каждая из звезд обращается по орбите вокруг центра Галактики. Звезды Населения I обращаются по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости галактического диска. Солнце и соседние с ним звезды тоже движутся по орбитам, близким к круговым, со скоростью около 240 км/с, завершая оборот за 200 млн. лет (галактический год). Звезды Населения II движутся по эллиптическим орбитам с различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости Галактики, приближаясь к галактическому центру в перигалактии орбиты и удаляясь от него в апогалактии. Основное время они проводят в районе апогалактия, где их движение замедляется. Но по отношению к Солнцу их скорости велики, поэтому их называют «высокоскоростными звездами».

Двойные звезды.

Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера:

где m₁ и m₂ – массы звезд в единицах массы Солнца, P – период обращения в годах и D – расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс. См. также КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ.

Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.

Переменные звезды.

Видимый блеск звезды может изменяться по двум причинам: либо изменяется светимость звезды, либо что-то ее загораживает от наблюдателя, например, вторая звезда в двойной системе. Звезды с изменяющейся светимостью делятся на пульсирующие и эруптивные (т.е. взрывающиеся). Существует два важнейших типа пульсирующих переменных – лириды и цефеиды. Первые, переменные типа RR Лиры, имеют примерно одинаковую абсолютную звездную величину и периоды короче суток. У цефеид, переменных типа d Цефея, периоды изменения блеска тесно связаны с их средней светимостью. Оба типа пульсирующих переменных очень важны, поскольку знание их светимости позволяет определять расстояния. Американский астроном Х.Шепли использовал лириды для измерения расстояний в нашей Галактике, а его коллега Э.Хаббл использовал цефеиды для определения расстояния до галактики в Андромеде.

Эруптивные переменные бывают различным типов. Такие, как SS Лебедя, вспыхивают время от времени совершенно непредсказуемо. Взрывы новых звезд происходят очень редко, но мощно; при этом они не разрушают звезду, представляющую собой белый карлик в тесной двойной системе. Когда на его поверхности накапливается достаточно вещества, падающего с нормальной соседней звезды, оно взрывается. Это может происходить неоднократно. Сверхновые звезды взрываются только раз, но уж так, что по яркости сравниваются с целой галактикой. Такой взрыв почти полностью разрушает звезду. См. также НОВАЯ ЗВЕЗДА; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА; ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ.

Цвета звезд.

Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67ґ10^–8T ⁴.

Спектры звезд.

Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M – m) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

Показатель цвета.

Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T – 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

Спектральная классификация.

Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера, подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

Гарвардская спектральная классификация

ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ
Спектральный класс	Эффективная температура, К	Цвет
O	26000–35000	Голубой
В	12000–25000	Бело-голубой
А	8000–11000	Белый
F	6200–7900	Желто-белый
G	5000–6100	Желтый
К	3500–4900	Оранжевый
М	2600–3400	Красный

Последовательности звезд.

В 1905–1913 Э.Герцшпрунг в Дании и Г.Рессел в США независимо нашли эмпирическую связь между температурой (спектральным классом) и светимостью звезд. Они обнаружили, что большинство звезд лежит вдоль широкой полосы на диаграмме температура – светимость. Эта полоса, названная «главной последовательностью», проходит от верхнего левого угла диаграммы, где находятся горячие и яркие О и В звезды, к правому нижнему углу, населенному холодными и тусклыми К и М карликами.

Открытие главной последовательности стало сюрпризом: было неясно, почему звезды с определенной температурой поверхности не могут иметь какой угодно размер, а следовательно и светимость. Оказалось, что радиус звезды и температура ее поверхности связаны друг с другом.

На диаграмме Герцшпрунга – Рессела обнаружилась и вторая последовательность – ветвь гигантов, широкой полосой отходящая от середины главной последовательности (класс G, абсолютная звездная величина +1) почти перпендикулярно ей в сторону верхнего правого угла диаграммы (класс М, абсолютная величина -1). На ветви гигантов лежат звезды большого размера и довольно высокой светимости, в отличие от карликов, населяющих главную последовательность. Они разделены «провалом Герцшпрунга».

В нижнем левом углу диаграммы расположились белые карлики – необычные звезды с высокой температурой поверхности, но низкой светимостью, что указывает на их очень маленький размер. В этих остатках эволюции нормальных звезд уже не происходит термоядерных реакций, и они медленно остывают.

Спустя несколько десятилетий после открытия Герцшпрунга и Рессела выяснилось, что у разных групп звезд диаграммы температура– светимость существенно различаются. Особенно ясно это прослеживается при сравнении звездных скоплений, в каждом из которых все звезды имеют одинаковый возраст. Диаграммы рассеянных скоплений, таких, как Гиады и Плеяды, в целом похожи на диаграмму околосолнечных звезд и резко отличаются от диаграмм шаровых скоплений, таких, как большое скопление в Геркулесе, где яркая часть главной последовательности отсутствует, а нижняя ее часть смыкается с ветвью гигантов, круто уходящей вверх, в область больших светимостей. Такие диаграммы оказались характерными для звезд Населения II, а диаграммы рассеянных скоплений типичны для звезд Населения I. Таким образом, диаграмма Герцшпрунга – Рессела служит важным инструментом для выяснения эволюционного статуса звездных населений.

Звездные скопления.

Известны три различных типа звездных группировок: звездные ассоциации, шаровые скопления и рассеянные скопления (иногда их называют «открытыми» или «галактическими»). Звездные скопления очень ценны для астрофизики, поскольку это группы звезд, одинаково удаленных от нас и сформировавшихся одновременно из вещества одного облака. Звезды в пределах одного скопления различаются лишь исходной массой, что значительно облегчает изучение их эволюции.

Звездные ассоциации.

Это относительно разреженные группировки звезд, разлетающихся от общего центра, где они, вероятно, родились. Если проследить их траектории обратно, то оказывается, что они «тронулись в путь» всего около миллиона лет назад – совсем недавно по звездным масштабам. Ассоциации расположены в спиральных рукавах Галактики, там же, где сконцентрировано межзвездное вещество, из которого формируются звезды. Известно менее ста ассоциаций, и все они состоят из молодых, ярких и массивных звезд в основном спектральных классов О и В. Звезды меньшей массы в ассоциациях тоже есть, но их сложнее распознать. Когда через несколько миллионов лет эволюция О и В звезд закончится, заметить на небе ныне известные ассоциации станет невозможно. Все говорит о том, что ассоциации – короткоживущие образования. Возможно, большая часть звезд в Галактике родилась именно в составе ассоциаций.

Рассеянные скопления.

Замечательными представителями звездных скоплений более высокого порядка служат Плеяды, Гиады и Ясли. Если в ассоциациях наблюдается обычно не более 100 звезд, то в рассеянных скоплениях – порядка 1000. Более плотно упакованные, они могут значительно дольше противостоять разрушающему гравитационному влиянию Галактики; например, возраст скопления Плеяды, определенный по виду его диаграммы Герцшпрунга – Рессела, ок. 50 млн. лет. Еще более плотные скопления могут сохраняться сотни миллионов лет; одно из старейших рассеянных скоплений М 67 является и наиболее плотным из них. Известно более 1000 рассеянных скоплений, однако еще многие тысячи их наверняка скрываются в удаленных областях Галактики.

Шаровые скопления.

Эти скопления во многих отношениях отличаются от рассеянных скоплений и ассоциаций. До сих пор обнаружено около 150 шаровые скоплений и, похоже, это почти все, что есть в Галактике. Не заметить их трудно: при диаметре от 40 до 900 св. лет они содержат от 10 000 до нескольких миллионов звезд. Такие «монстры» видны на больших расстояниях. К тому же они не скрываются в запыленном диске Галактики, а заполняют весь ее объем, концентрируясь к галактическому ядру.

Фотографии шаровых скоплений, таких, как М 13 в созвездии Геркулеса, представляют впечатляющее зрелище. В центре скопления звезды кажутся слившимися в единое месиво, хотя в действительности расстояния между ними не так уж малы и столкновения звезд практически не происходят. Каждая из звезд движется по орбите вокруг центра скопления, а оно само движется по орбите вокруг центра Галактики.

Благодаря своей большой массе и плотности шаровые скопления очень устойчивы; они почти без изменений существуют миллиарды лет. Их звезды родились в эпоху формирования Галактики; они содержат мало тяжелых элементов и относятся к Населению II. В нашу эпоху такие звезды уже не формируются.

Источники энергии звезд.

Когда теория Эйнштейна возвестила об эквивалентности массы (m) и энергии (E), связанных соотношением E = mc², где c – скорость света, стало ясно, что для поддержания излучения Солнца с мощностью 4ґ10²⁶ Вт необходимо ежесекундно превращать в излучение 4,5 млн. т его массы. По земным меркам эта величина выглядит большой, но для Солнца, имеющего массу 2ґ10²⁷ т, такая потеря остается незаметной в течение миллиардов лет.

Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.

Углерод-12	+	протон	®	азот-13	+	гамма-лучи
азот-13	®	углерод-13	+	позитрон	+	нейтрино
углерод-13	+	протон	®	азот-14	+	гамма-лучи
азот-14	+	протон	®	кислород-15	+	гамма-лучи
кислород-15	®	азот-15	+	позитрон	+	гамма-лучи
азот-15	+	протон	®	углерод-12	+	гелий-4

Выраженные в атомных единицах, массы ядер водорода и гелия составляют соответственно 1,00813 и 4,00389. Четыре водородных ядра (т.е. протона) имеют массу 4,03252 и, следовательно, на 0,02863 а.е., или на 0,7% превосходят массу ядра гелия. Эта разница превращается в энергичные гамма-кванты, которые, много раз поглощаясь и излучаясь, постепенно просачиваются к поверхности звезды и покидают ее в виде света. Похожие трансформации вещества происходят и в протон-протонной реакции:

протон	+	протон	®	дейтрон	+	позитрон + нейтрино
дейтрон	+	протон	®	гелий-3	+	гамма-лучи
гелий-3	+	гелий-3	®	гелий-4	+	2 протона

В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.

Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.

Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.

Строение звезд.

Может показаться, что невозможно узнать что-либо о внутреннем строении звезд. Не только далекие звезды, но и наше Солнце кажется абсолютно недоступным для изучения его недр. Тем не менее о строении звезд мы знаем не меньше, чем о строении Земли. Дело в том, что звезды – это газовые шары, в большинстве своем – стабильные, не испытывающие ни коллапса, ни расширения. Поэтому на любой глубине давление газа равно весу вышележащих слоев, а поток излучения пропорционален перепаду температуры от внутренних горячих к наружным холодным слоям. Этих условий, сформулированных в виде математических уравнений, достаточно, чтобы на основе законов поведения газа рассчитать структуру звезды, т.е. изменение давления, температуры и плотности с глубиной. При этом из наблюдений нужно знать только массу, радиус, светимость и химический состав звезды, чтобы теоретически определить ее структуру. Расчеты показывают, что в центре Солнца температура достигает 16 млн. К, плотность 160 г/см³, а давление 400 млрд. атм.

Звезда является природной саморегулирующейся системой. Если по какой-то причине мощность энерговыделения в ядре звезды не сможет компенсировать излучение энергии с поверхности, то звезда не сможет противостоять гравитации: она начнет сжиматься, от этого повысится температура в ее ядре и возрастет интенсивность ядерных реакций – таким образом баланс энергии будет восстановлен.

Эволюция звезд.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. В прошлом столетии вообще считали, что энергии, выделяющейся при сжатии звезды, достаточно для поддержания ее светимости, но геологические данные пришли в противоречие с этой гипотезой: возраст Земли оказался значительно больше того времени, в течение которого Солнце могло бы поддерживать свое излучение за счет сжатия (ок. 30 млн. лет).

Сжатие звезды приводит к повышению температуры в ее ядре; когда она достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Ресселла, пока не закончатся запасы топлива в ее ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Ее светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса ее изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.

Белые карлики и нейтронные звезды.

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и ее быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Размер атмосферы звезды увеличивается еще больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звездного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от ее исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик, нейтронная звезда (пульсар) или черная дыра.

Подавляющее большинство звезд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится темной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества. См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.

Черные дыры.

У звезд более массивных, чем предшественники нейтронных звезд, ядра испытывают полный гравитационной коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут ее покинуть, – объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют черными дырами.

Если предшественник черной дыры был членом затменной двойной системы, то и черная дыра будет продолжать обращаться вокруг соседней нормальной звезды. Про этом газ из атмосферы звезды может попадать в окрестность черной дыры и падать на нее. Но прежде чем исчезнуть в области невидимости (под горизонтом событий), он разогреется до высокой температуры и станет источником рентгеновского излучения, которое можно наблюдать с помощью специальных телескопов. Когда нормальная звезда заслоняет черную дыру, рентгеновское излучение должно пропадать.

Несколько затменных двойных с рентгеновскими источниками уже обнаружено; в них подозревают наличие черных дыр. Пример такой системы – объект Лебедь X-1. Спектральный анализ показал, что орбитальный период этой системы 5,6 сут, и с таким же периодом происходят рентгеновские затмения. Почти нет сомнений, что там находится черная дыра. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА.

Продолжительность эволюции звезд.

Если отвлечься от некоторых катастрофических эпизодов в жизни звезд, то человеческая жизнь слишком коротка, чтобы заметить эволюционные изменения каждой конкретной звезды. Поэтому об эволюции звезд судят так же, как о росте деревьев в лесу, т.е. одновременно наблюдая множество экземпляров, находящихся в данный момент на разных стадиях эволюции.

Скорость и картина эволюции звезды почти полностью определяются ее массой; некоторое влияние оказывает и химический состав. Звезда может быть физически молодой, но уже эволюционно состарившейся в таком же смысле, как месячный мышонок старше годовалого слоненка. Дело в том, что интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные.

Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно.

В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста. Однако в каждом звездном скоплении все его члены имеют практически одинаковый физический возраст. Изучая самые молодые скопления с возрастом ок. 1 млн. лет, мы видим все его звезды на главной последовательности, а некоторые еще только приближающимися к ней. В более старых скоплениях наиболее яркие звезды уже покинули главную последовательность и стали красными гигантами. У наиболее старых скоплений осталась лишь нижняя часть главной последовательности, но зато богато населены звездами ветвь гигантов и следующая за ней горизонтальная ветвь.

Если сравнить между собой диаграммы Герцшпрунга – Рессела различных рассеянных скоплений, то можно легко понять, какое из них старше. Об этом судят по положению точки обрыва главной последовательности, отмечающей вершину ее сохранившейся нижней части. У двойного скопления h и c Персея эта точка лежит значительно выше, чем у скоплений Плеяды и Гиады, следовательно, оно намного моложе их.

Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений указывают на их очень большой возраст, близкий к возрасту самой Галактики. Эти скопления состоят из звезд, сформировавшихся в ту далекую эпоху, когда вещество Галактики почти не содержало тяжелых элементов. Поэтому их эволюция протекает не совсем так, как у современных звезд, хотя в целом соответствует ей.

В заключение укажем, что возраст Солнца около 5 млрд. лет, и в настоящее время оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека. См. также  ГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; СОЛНЦЕ.

Звёздная кинематика — раздел астрономии, изучающий кинематику или движение звёзд в пространстве. Предметом исследования кинематики звёзд включает в себя измерение скоростей звёзд Млечного Пути и его галактик-спутников наряду с измерением внутренней кинематики более далёких галактик. Определение кинематических свойств звёзд в различных компонентах Млечного Пути, включая тонкий диск, толстый диск, балдж и звёздное гало, предоставляет важную информацию о формировании и эволюции Галактики. Данные о кинематике также помогают обнаружить такие экзотические объекты, как гиперскоростные звёзды, наличие которых обычно объясняют результатом гравитационного взаимодействия двойной звезды и сверхмассивной чёрной дыры, Sgr A* в центре Галактики.

Звёздная кинематика связана (хотя и отличается) с предметом звёздной динамики, использующей теоретическое изучение или моделирование движений звёзд под действием гравитации. Модели звёздной динамики таких систем, как галактики или звёздные скопления, часто сопоставляют с кинематическими данными для исследования эволюции и распределения массы, а также для выявления наличия тёмной материи или сверхмассивных чёрных дыр по их гравитационному влиянию на орбиты звёзд.

Пространственная скорость[править | править код]

Компонента движения звезды к или от Солнца, известная как лучевая скорость, может быть измерена по смещению линий в спектре вследствие эффекта Доплера. Трансверсальную компоненту (или собственное движение) можно определить по серии определений положения объекта относительно более далёких объектов. При определении расстояния до звезды астрометрическими методами (такими как определение параллакса) можно определить пространственную скорость.^[1] При этом мы получим оценку движения звезды относительно Солнца или местного стандарта покоя. Местный стандарт покоя определяют как точку около современного положения Солнца, движущуюся по круговой орбите вокруг центра Галактики со скоростью, равной среднему значению для ближайших к Солнцу звёзд с малой дисперсией скоростей.^[2] Движение Солнца относительно МСП называется пекулярным движением Солнца.

Компоненты пространственной скорости Млечного Пути в галактической системе координат обычно обозначаются как U, V и W и измеряются в км/с, причём U положительно в направлении на центр Галактики, V положительно в направлении вращения Галактики, W положительно в направлении северного полюса Галактики.^[3] Пекулярное движение Солнца относительно МСП равно^[4]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км/с,

со статистической неопределённостью (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) км/с и систематической неопределённостью (1, 2, 0,5) км/с. (Заметим, что V на 7 км/с превышает оценку, полученную в 1999 году Дененом (англ. Dehnen) и коллегами^[5]).

Звёзды Млечного Пути можно разделить на два типа населения в соответствии с металличностью или долей элементов тяжелее гелия. Среди ближайших звёзд было обнаружено, что население первого типа, то есть звёзды с большей металличностью, обладают меньшими радиальными скоростями, чем более старые представители второго типа населения. Последние находятся на эллиптических орбитах, наклонённых к плоскости Млечного Пути.^[6] Сравнение кинематических характеристик ближайших звёзд привело к обнаружение звёздных ассоциаций. Вероятно это группы звёзд, имеющих общее место рождения в гигантском молекулярном облаке.^[7]

В Млечном Пути существуют три основных кинематических компонента: диск, гало и балдж (с перемычкой). Эти компоненты тесно связаны со звёздными населениями Млечного Пути, образуя сильную корреляцию между параметрами движения и химическим составом. Гало можно разделить на внутреннее и внешнее, при этом внутреннее гало будет обладать упорядоченным движением в ту же сторону, что и вращение Млечного Пути, а внешнее гало будет обладать ретроградным движением.^[8]

Звёзды с высокими скоростями[править | править код]

В зависимости от определения к звёздам с высокой скоростью относят звезды, двигающиеся со скоростью, на 65-100 км/с превышающей среднюю скорость звёзд в окрестности Солнца. Иногда скорость определяют как сверхзвуковую относительно окружающей межзвёздной среды. Существует три типа звёзд с высокими скоростями: убегающие звёзды, звёзды гало и гиперскоростные звёзды.

Убегающие звезды[править | править код]

Убегающей звездой является звезда, двигающаяся в пространстве с крайне высокой скоростью относительно окружающей межзвёздной среды. Собственное движение убегающей звезды зачастую указывает прямо от звёздной ассоциации, к которой раньше принадлежала убегающая звезда.

Существуют два возможных механизма образования убегающей звезды:

• в первом сценарии тесное сближение двух двойных звёзд может привести к разрушению обеих систем, при этом некоторые звёзды могут быть выброшены с высокими скоростями;
• во втором сценарии вспышка сверхновой в кратной звёздной системе может привести к движению оставшихся компонентов с большими скоростями.^[9][10]

Хотя возможны оба механизма, но астрономы обычно рассматривают механизм возникновения убегающих звёзд при вспышках сверхновых.

Одним из примеров множества убегающих звёзд может служить случай AE Возничего, 53 Овна и мю Голубя, которые удаляются друг от друга со скоростями более 100 км/с (для сравнения, Солнце движется в Млечном Пути со скоростью, на 20 км/с превышающей среднюю местную скорость). Прослеживание движений данных звёзд в обратную сторону показало, что их траектории пересекались вблизи туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, приведшей к ускорению остальных звёзд.

Другим примером является рентгеновский источник Паруса X-1, в котором фотоцифровые технологии выявили наличие типичной сверхзвуковой ударной волны.

Звёзды гало[править | править код]

Звёзды с высокими скоростями являются очень старыми звёздами, чьё движение сильно отличается от солнечного или от движения звёзд в солнечной окрестности, находящихся на схожих круговых орбитах вокруг центра Млечного Пути. Высокоскоростные звёзды обычно двигаются по эллиптическим орбитам вне плоскости Млечного Пути. Хотя полные скорости этих звёзд могут не превышать скорость Солнца, разница орбит приводит к высоким относительным скоростям.

Типичными примерами являются звёзды гало, проходящие сквозь диск Млечного Пути под большим углом. Одна из 45 ближайших звёзд, звезда Каптейна, является высокоскоростной звездой. Её наблюдаемая лучевая скорость равна −245 км/с, компоненты пространственной скорости равны U = 19 км/с, V = −288 км/с, W = −52 км/с.

Гиперскоростные звёзды[править | править код]

Гиперскоростные звёзды (англ. Hypervelocity stars, HVS или HV) являются звёздами со скоростями, существенно отличающимися от ожидаемых для звезды при нормальном распределении звёзд в галактике. Подобные звёзды могут обладать настолько большими скоростями, что превосходят скорость убегания для галактики.^[11] Обычные звёзды Млечного Пути обладают скоростями порядка 100 км/с, а гиперскоростные звёзды, особенно вблизи центра Млечного Пути, обладают скоростями порядка 1000 км/с.

На существование гиперскоростных звёзд впервые указал Джек Хиллс в 1988 году,^[12] а затем их существование подтвердили Уоррен Браун, Маргарет Геллер, Скотт Кеньон и Майкл Курц в 2005 году.^[13] По состоянию на 2008 год было известно 10 несвязанных гиперскоростных звёзд, одна из которых считается происходящей из Большого Магелланова Облака.^[14] В дальнейшем измерения показали, что эта звезда всё же принадлежит Млечному Пути.^[15] Вследствие неопределённости распределения массы в Млечном Пути определение связанности гиперскоростной звезды затруднено. Пять дополнительно известных гиперскоростных звёзд могут не быть гравитационно связанными с Млечным Путём, 16 же считаются связанными. Ближайшая к Солнцу известная гиперскоростная звезда (HVS2) расположена на расстоянии 19 кпк от Солнца.

Считается, что около 1000 гиперскоростных звёзд существует в Млечном Пути.^[16]

Причины возникновения гиперскоростных звёзд[править | править код]

Считается, что гиперскоростные звёзды возникают при тесных сближениях двойных звёзд со сверхмассивной чёрной дырой в центре Млечного Пути. Один из двух компонентов захватывается чёрной дырой, а другой вылетает с высокой скоростью. Захваченный компонент может перейти на орбиту вокруг чёрной дыры. Однако, это может происходить только в том случае, если двойная звезда падает прямо на чёрную дыру с очень далёкого расстояния, в других случаях звезда не наберёт необходимую скорость.

Гиперскоростные звёзды, созданные вспышками сверхновых, также могут существовать, однако более редко. В данном сценарии гиперскоростные звёзды выбрасываются из тесной двойной системы в результате вспышки сверхновой звезды-компаньона. Скорости выбросов достигают 770 км/с относительно галактической системы покоя, что возможно для поздних B-звёзд.^[17] Данный механизм может объяснить причины возникновения высокоскоростных звёзд, выбрасываемых из диска Галактики.

Известные гиперскоростные звёзды являются звёздами главной последовательности с массами, в несколько раз превышающими солнечную. Гиперскоростные звёзды меньших масс также могут существовать, а кандидаты в гиперскоростные звёзды, являющиеся G/K-карликами уже были обнаружены.

Предполагалось, что гиперскоростные звёзды Млечного Пути являются результатом прохождения вращающейся карликовой галактики вблизи Млечного Пути. Когда карликовая галактика проходит наиболее близко к центру Млечного Пути, она испытывает сильное гравитационное возмущение. Энергия некоторых звёзд при этом меняется настолько сильно, что они освобождаются от карликовой галактики и улетают в свободное пространство.^[18]

Некоторые нейтронные звёзды могут двигаться с похожими скоростями. Они могут быть связаны со гиперскоростными звёздами и механизмом их выброса. Нейтронные звёзды представляют собой остатки вспышек сверхновой, а их экстремально высокие скорости, вероятно, являются результатом асимметричной вспышки сверхновой или потери компаньона при вспышке сверхновой. Нейтронная звезда RX J0822-4300, чья скорость по измерениям 2007 года составляет рекордные 1500 км/с (0,5 % c), вероятно была образована первым способом.^[19]

Некоторые типы сверхновых, как считается, возникают в случае, если белый карлик сталкивается со звездой-компаньоном и поглощает внешнее вещество звезды-компаньона. При этом обе звезды имеют очень высокие орбитальные скорости. Потеря массы белым карликом во время вспышки сверхновой приводит к тому, что звезда-компаньон покидает орбиту с прежней высокой скоростью в несколько сотен км/с, становясь гиперскоростной звездой. Остаток сверхновой превращается в быстро двигающуюся нейтронную звезду. Вероятно, данный механизм является наиболее вероятной причиной возникновения большей части гиперскоростных звёзд и быстрых нейтронных звёзд.

Примеры гиперскоростных звёзд[править | править код]

По состоянию на 2014 год было известно 20 гиперскоростных звёзд:^[20][21]

• HVS 1 — (SDSS J090744.99+024506.8) — первая открытая гиперскоростная звезда,^[13]
• HVS 2 — (SDSS J093320.86+441705.4) или (US 708),
• HVS 3 — (HE 0437-5439) возможно, происходит из Большого Магелланова Облака,^[14]
• HVS 4 — (SDSS J091301.00+305120.0),
• HVS 5 — (SDSS J091759.42+672238.7),
• HVS 6 — (SDSS J110557.45+093439.5),
• HVS 7 — (SDSS J113312.12+010824.9),
• HVS 8 — (SDSS J094214.04+200322.1),
• HVS 9 — (SDSS J102137.08-005234.8),
• HVS 10 — (SDSS J120337.85+180250.4),
• TYC 8840-1782-1.

Кинематические группы[править | править код]

Группа звёзд, обладающих сходным движением в пространстве и возрастом, называется кинематической группой.^[22] Данные звёзды могут иметь общее происхождение, такое как испарение рассеянного скопления, остатки области звездообразования или объединение областей вспышек звездообразования, происходивших в разное время.^[23] Большее число звёзд рождалось внутри молекулярных облаков. Образующиеся внутри такого облака звёзды составляют гравитационно связанные рассеянные скопления, содержащие от десятков до тысяч звёзд с похожим химическим составом и возрастом. Со временем такие скопления разрушаются. Группы молодых звёзд при этом покидают скопление или перестают быть связанными друг с другом, формируя звёздные ассоциации. По мере старения таких звёзд ассоциация перестаёт быть различимой, оставляя отдельные движущиеся группы звёзд.

Астрономы имеют возможность определить, принадлежат ли звёзды одной кинематической группе, поскольку для этого звёзды должны обладать одним возрастом, металличностью и собственным движением. Поскольку звёзды в движущейся группе образуются близко друг к другу и примерно в одно время, то обладают похожими характеристиками.^[24]

Звёздные ассоциации[править | править код]

Звёздная ассоциация представляет собой слабо связанное скопление звёзд, имеющих одинаковое происхождение, но ставших гравитационно не связанными, хотя и движущимися совместно в пространстве. Ассоциации выделяют по общим векторам движения объектов и возрастам. Также используется анализ химического состава.

Впервые звёздные ассоциации были открыты В. А. Амбарцумяном в 1947 году.^[25] Принято называть ассоциации по названию созвездия (или созвездий), в котором находится ассоциация, указывать тип ассоциации и, иногда, номер.

Типы[править | править код]

В. А. Амбарцумян разделил звёздные ассоциации на две группы, OB и T, на основе характеристик звёзд.^[25] Третью категорию, R, позднее предложил Сидни ван ден Берг для тех ассоциаций, которые подсвечивают отражательные туманности.^[26] OB-, T- и R-ассоциации образуют непрерывный спектр молодых звёздных групп. Пока не ясно, представляют ли эти категории эволюционную последовательность.^[27] Некоторые группы проявляют свойства как OB-, так и T-ассоциаций, поэтому классификацию не всегда можно провести однозначно.

OB-ассоциации[править | править код]

Молодые ассоциации, содержащие 10-100 массивных звёзд спектральных классов O и B, называют OB-ассоциациями. Такие ассоциации содержат сотни или тысячи звёзд малых и промежуточных масс. Объекты ассоциации считаются сформировавшимися в одном и том же объёме внутри гигантского молекулярного облака. После того как из системы будет выметен газ и пыль, оставшиеся звёзды окажутся не связанными гравитационно и начнут разлетаться.^[28] Считается, что большинство звёзд Млечного Пути образовалось внутри OB-ассоциаций.^[28] Звёзды спектрального класса O живут малое время и взрываются как сверхновые примерно спустя миллион лет после образования. В результате, OB-ассоциации существуют всего несколько миллионов лет или меньше. O-B звёзды ассоциации исчерпают запасы вещества для ядерных реакций в течение 10 миллионов лет.

Спутник Hipparcos позволил провести измерения, определившие расположение десятка OB-ассоциаций в пределах 650 пк от Солнца.^[29] Ближайшая OB-ассоциация — OB-ассоциация Скорпиона — Центавра, находящаяся на расстоянии 400 световых лет от Солнца.^[30]

OB-ассоциации были обнаружены в Большом Магеллановом Облаке и Туманности Андромеды. Такие ассоциации могут быть довольно разреженными и достигать 1500 световых лет в диаметре.^[31]

T-ассоциации[править | править код]

Молодые звёздные группы могут содержать ряд молодых звёзд типа T Тельца, находящихся в процессе перехода на главную последовательность. Группы звёзд численностью до тысячи звёзд типа T Тельца называются T-ассоциациями. Ближайшим к Солнцу примером такой ассоциации является ассоциация Тельца — Возничего, расположенная на расстоянии 140 пк от Солнца.^[32] Другими примерами T-ассоциаций являются T-ассоциация R Южной Короны, T-ассоциация Волка, T-ассоциация Хамелеона, T-ассоциация Парусов. T-ассоциации часто обнаруживают в окрестности молекулярных облаков, из которых они образовались. Некоторые, хотя и не все включают O-B-звёзды. Представители ассоциации обладают близкими возрастами и химическим составом, а также направлением вектора скорости.

R-ассоциации[править | править код]

Ассоциации звёзд, подсвечивающих отражательные туманности, называют R-ассоциациями.^[26] Эти молодые группы звёзд содержат звёзды главной последовательности, недостаточно массивные для разгона молекулярных облаков, в которых эти звёзды образовались.^[27] Этот факт позволяет исследовать свойства окружающего звёзды облака. Поскольку R-ассоциации более многочисленны, чем OB-ассоциации, то их можно использовать для выявления структуры спиральных рукавов галактик.^[33] Примером R-ассоциации является Единорог R2, находящийся на расстоянии 830 ± 50 пк от Солнца.^[27]

Движущиеся группы[править | править код]

Если остатки звёздной ассоциации движутся в Млечном Пути когерентно, то они называются движущейся группой или кинематической группой. Движущиеся группы могут быть старыми, как HR 1614 возрастом 2 миллиарда лет, или молодыми, как группа AB Золотой Рыбы возрастом около 120 миллионов лет.

Движущиеся группы подробно исследовал Олин Эгген в 1960-е годы.^[34] Список ближайших молодых движущихся групп составил López-Santiago и др.^[35] Ближайшей группой является группа Большой Медведицы, включающая все звёзды астеризма Большой Ковш за исключением Дубхе и Бенетнаш. Солнце находится у внешних границ группы, но не входит в неё. Большая часть представителей группы расположена в области склонений +60°, но из-за близости группы к Солнцу некоторые её звёзды находятся даже в созвездии Южного Треугольника со склонениями около −70°.

Звёздные потоки[править | править код]

Звёздный поток представляет собой ассоциацию звёзд, обращающихся вокруг галактики и являвшихся когда-то шаровым скоплением или карликовой галактикой, которая была разорвана приливным влиянием и вытянута вдоль орбиты.

Примечания[править | править код]

Литература[править | править код]

• Brown; Geller; Kenyon; Kurtz. A Successful Targeted Search for Hypervelocity Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 640. — P. 35—. — doi:10.1086/503279. — Bibcode: 2006ApJ…640L..35B. — arXiv:astro-ph/0601580.
• Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; Reimers, D. HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 634, no. 2. — P. L181—L184. — doi:10.1086/498940. — Bibcode: 2005ApJ…634L.181E. — arXiv:astro-ph/0511321.

Ссылки[править | править код]

• Majewski, Steven R. Stellar Motions. University of Virginia (2006). Дата обращения: 25 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года.
• The Space Velocity and its Components. University of Tennessee. Дата обращения: 25 февраля 2008. Архивировано 16 февраля 2008 года.
• Blaauw A.; Morgan W.W. (1954). “The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula”. The Astrophysical Journal. 119: 625. Bibcode:1954ApJ…119..625B. DOI:10.1086/145866.
• Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J.H.J.; de Zeeuw, P.T. (2000). “The Origin of Runaway Stars”. The Astrophysical Journal. 544 (2): L133. arXiv:astro-ph/0007436. Bibcode:2000ApJ…544L.133H. DOI:10.1086/317315.

Пространственные скорости звезд и движение Солнечной системы

Если известно
собственное движение звезды 
в секундах дуги за год (см. § 91) и расстояние
до нее r
в парсеках, то не трудно вычислить
проекцию пространственной скорости
звезды на картинную плоскость. Эта
проекция называется тангенциальной
скоростью V_t
и вычисляется по формуле

Чтобы найти
пространственную скорость V
звезды, необхо­димо знать ее лучевую
скорость V_r
, которая определяется по доплеровскому
смещению линий в спектре звезды. Поскольку
V_r
и V_t
взаимно перпендикулярны, пространственная
скорость звезды равна

Знание собственных
движений и лучевых скоростей звезд
позволяет судить о движениях звезд
относительно Солнца, которое вместе с
окружающими его планетами также движется
в пространстве. Поэтому наблюдаемые
движения звезд складываются из двух
частей, из которых одна является
следствием движения Солнца, а другая —
индивидуальным движением звезды.

Чтобы судить о
движениях звезд, следует найти скорость
движения Солнца и исключить ее из
наблюдае­мых скоростей движения
звезд.

Определим величину
и направле­ние скорости Солнца в
пространстве. Та точка на небесной
сфере, к кото­рой направлен вектор
скорости Солнца, называется солнечным
апексом,
а противоположная ей точка — антиапексом.
Чтобы пояснить прин­цип, на основании
которого находят положение солнечного
апек­са, предположим, что все звезды,
кроме Солнца, неподвижны. В этом случае
наблюдаемые собственные движения и
лучевые скорости звезд будут вызваны
только перемещением Солнца, происходящим
со скоростью V_
(рис. 224).
Рассмотрим какую-нибудь звезду S,
направление на которую составляет угол
q
с вектором V_.
Поскольку
мы предположили, что все звезды
не­подвижны, то кажущееся относительно
Солнца движение звез­ды S
должно иметь скорость, равную по величине
и противопо­ложную по направлению
скорости Солнца, т.е. — V_.
Эта
ка­жущаяся скорость имеет две
составляющие: одну — вдоль луча зрения,
соответствующую лучевой скорости звезды

Vr = Vcos q,

и другую, — лежащую
в картинной плоскости, соответствующую
собственному движению звезды,

Vt = Vsin q.

Учитывая зависимость
величины этих проекций от угла q,
получим, что
вследствие движения Солнца в пространстве
лу­чевые скорости всех звезд, находящихся
в направлении движе­ния Солнца, должны
казаться меньше действительных на
величину V_.
У звезд,
находящихся в противоположном
направле­нии, наоборот, скорости
должны казаться больше на ту же ве­личину.
Лучевые скорости звезд, находящихся в
направлении, перпендикулярном к
направлению движения Солнца, не
изме­няются. Зато у них будут собственные
движения, направленные к антиапексу и
по величине равные углу, под которым с
рас­стояния звезды виден вектор V_.
По мере
приближения к апек­су и антиапексу
величина этого собственного движения
умень­шается пропорционально sin
q,
вплоть до нуля.

В целом создается
впечатление, что все звезды как бы
убе­гают в направлении к антиапексу.

Таким образом, в
случае, когда движется только Солнце,
величину и направление скорости его
движения можно найти двумя способами:
1) измерив лучевые скорости звезд,
находящихся в разных направлениях,
найти то направление, где лучевая
скорость имеет наибольшее отрицательное
значение; в этом направлении и находится
апекс; скорость движения Солн­ца в
направлении апекса равна найденной
максимальной лучевой скорости; 2) измерив
собственные движения звезд, найти на
небесной сфере общую точку, к которой
все они направлены: противоположная ей
точка будет апексом; для определения
величины скорости Солнца надо сначала
перевести угловое пе­ремещение в
линейную скорость, для чего необходимо
выбрать звезду с известным расстоянием,
а затем найти V_.

Если теперь
допустить, что не только Солнце, но и
все дру­гие звезды имеют индивидуальные
движения, то задача услож­нится.
Однако, рассматривая в данной области
неба большое количество звезд, можно
считать, что в среднем индивидуаль­ные
их движения должны скомпенсировать
друг друга. Поэтому средние значения
собственных движений и лучевых скоростей
для большого числа звезд должны
обнаруживать те же закономерности, что
и отдельные звезды в только что
рассмотренном случае движения одного
только Солнца.

Описанным методом
установлено, что апекс Солнечной си­стемы
находится в созвездии Геркулеса и имеет
прямое вос­хождение 
= 270° и склонение 
= +30°. В этом направлении Солнце движется
со скоростью около 20 км/сек.

Соседние файлы в папке Лекции

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #