Автор: Сурдин В.Г.
Теги: астрономия астрофизика исследование космического пространства геодезия
ISBN: 978-5-9221-1116-4
Год: 2009
Текст
УДК 52
ББК 22.6
А 91
Авторский коллектив:
В. П. Архипова, С. И. Блинников, С. А. Ламзин, С. Б. Попов,
М. Е. Прохоров, Н. Н. Самусь, В. Г. Сурдин, Ю. А. Фадеев, Д. Ю. Цветков
А 91 Звёзды / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. - Изд. 2-е, испр. и доп. - М.: Физ-
матлит, 2009. - 428 с. — (Астрономия и астрофизика).
ISBN 978-5-9221-1116-4
Третья книга из серии «Астрономия и астрофизика» содержит обзор совре-
менных представлений о звездах. Рассказано о названиях созвездий и именах
звезд, о возможности их наблюдения ночью и днем, об основных характери-
стиках звезд и их классификации. Основное внимание уделено природе звезд:
их внутреннему строению, источникам энергии, происхождению и эволюции.
Обсуждаются поздние стадии звездной эволюции, приводящие к формирова-
нию планетарных туманностей, белых карликов, нейтронных звезд, а также к
вспышкам новых и сверхновых.
Книга ориентирована на студентов младших курсов естественно-научных
факультетов университетов и специалистов смежных областей науки. Особый
интерес книга представляет для любителей астрономии.
На лицевой стороне переплета: звезда Солнце в состоянии высокой активно-
сти. Это изображение получено 20 марта 2002 г. в ультрафиолетовом диапазо-
не спектра, в линии излучения высокоионизованных атомов железа. Яркие
области в короне Солнца имеют температуру около 1,5 млн К. Фото: космиче-
ская обсерватория SOHO (ESA, NASA).
На обратной стороне переплета: Крабовидная туманность. Фото: космиче-
ский телескоп «Хаббл» (NASA, ESA).
На переднем форзаце: обсерватория Пик-дю-Миди (Французские Пиренеи)
на высоте 2865 м. Фото: Alain Sallez, David Romeuf.
На заднем форзаце: планетарная туманность «Улитка» (NGC 7293). Справа -
оптическое, слева - инфракрасное изображение («Хаббл», «Спитцер», NASA).
ISBN 978-5-9221-1116-4
© ФИЗМАТЛИТ, 2009
^Тааба
ЗВЕЗДНЫЕ ВЕКА
ЧЕЛОВЕЧЕСТВА
В. Г. Сурдин
Так что должны мы признать,
что и солнце, и месяц, и звезды
Света метают лучи, возмещая их снова и снова,
Пламя теряя всегда, излученное ранее ими;
А потому и не верь, что они нерушимы и вечны.
Лукреций Кар. «О природе вещей»
Вот уже 400 лет технический прогресс обеспечивает непрерывное
и стремительное развитие астрономии. Телескоп, спектроскоп,
фотография и электроника позволили детально изучить движение и
излучение небесных тел, в результате чего наши представления о Все-
ленной совершенно изменились. Каждое из четырех прошедших сто-
летий обеспечивало прорыв в определенном направлении.
В XVII в. Земля потеряла уникальность: благодаря телескопу блуж-
дающие огоньки планет превратились из «живых звезд» в удивитель-
ные миры, будоражившие фантазию естествоиспытателей. XVIII век
стал веком небесной механики: ряды точных наблюдений позволили
перейти от эмпирических законов Кеплера к рафинированному анали-
зу и прогнозу движения планет на основе механики Ньютона. XIX век
славен многими достижениями, но принципиальным для астрономов
стало создание методов изучения звезд. Если в начале этого века бы-
ли сомнения в принципиальной познаваемости недосягаемых небес-
ных тел, то к концу века астрономы поняли, как можно изучать физи-
ческие условия, химический состав, движение и распределение в про-
странстве звезд и галактик. А наивысшим достижением XX в., без со-
мнения, явилась физика звезд.
Первые интуитивные попытки понять механизм работы звезды
предпринимались еще в начале XX в. Но для полновесной теории внут-
реннего строения звезд потребовались «три кита»: точные данные о
наблюдаемых параметрах звезд, теория ядерных реакций и быстро-
действующие компьютеры. Усилиями астрономов, физиков и инжене-
4
Глава 1. Звездные века человечества
ров-электронщиков эти три сла-
гаемых были созданы к середине
XX в. Разумеется, запрос шел не
от естествоиспытателей: теория
ядерных реакций и мощные ком-
пьютеры потребовались воен-
ным. Фактически создатели ядер-
ных бомб стали и отцами теории
эволюции звезд. Нет смысла от-
рицать, что физика звезд — дитя
атомной бомбы.
Уже первые сферически сим-
метричные модели звезд, не учи-
тывавшие ни вращения, ни нали-
чия магнитного поля, ни особен-
ностей химического состава, тем
не менее в целом неплохо описы-
Рис. 1.1. Фред Хойл.
вали наблюдаемые характеристики звезд. В научно-популярной лите-
ратуре часто цитируется высказывание знаменитого английского аст-
рофизика сэра Фреда Хойла о том, что «нет ничего проще звезды». Од-
нако вот как вспоминает эту историю английский астроном Питер
Фелгетт: «Как очевидец могу сказать, что замечание о простоте звезд
было сделано Фредом Хойлом (тогда еще не „сэром") на коллоквиуме,
который он проводил в старой обсерваторской библиотеке в Кембрид-
же. Насколько я помню, фраза Хойла, произнесенная с его изумитель-
ным северным акцентом, звучала так: „В принципе, звезда имеет до-
вольно простую структуру". В ответ на это профессор Редман (Redman
R. О.) заметил: «Вы бы тоже выглядели довольно простым, Фред, с рас-
стояния в десять парсеков» (Fellgett, 1995).
Глубокий смысл этого замечания открывается нам постепенно.
Чем детальнее мы изучаем звезды, тем более сложными выглядят их
структура и поведение. Так что впору согласиться с высказыванием
английского астронома Джона Брауна: «Вопреки известной реплике
Фреда Хойла, звезды не так уж просты, по крайней мере когда изуча-
ешь их с расстояния в 5 микропарсеков, как в случае с Солнцем»
(Brown, 1994).
К началу XXI в. астрономы накопили колоссальный материал о
свойствах и поведении звезд всевозможных типов. Базовые представ-
ления о физике звезд были подтверждены прямыми наблюдениями:
современные нейтринные детекторы уверенно видят процессы, проис-
Глава /. Звездные века человечества
5
Рис. 1.2. И. С. Шкловский.
ходящие в недрах Солнца, и непосредст-
венно фиксируют продукты термоядер-
ных реакций. В целом удалось понять и
основные физические процессы, ответ-
ственные за кризисные эпохи в жизни
звезд — их формирование, динамиче-
скую перестройку и гибель. Астроно-
мам уже стало казаться, что создание
картины Вселенной близится к завер-
шению: ведь звезды всегда считались
главным ее элементом. Но вдруг роди-
лось сомнение: а так ли уж велика в
эволюции Вселенной роль звезд?
Вернемся на 30 лет назад. Тогда
наш крупнейший астрофизик Иосиф
Самуилович Шкловский в очередном
издании своего бестселлера «Звезды:
их рождение, жизнь и смерть» писал: «Если задать наивный детский
вопрос, какие из космических объектов во Вселенной „самые глав-
ные", я не колеблясь отвечу: звезды. Почему? Ну, хотя бы потому, что
97% вещества в нашей Галактике сосредоточено в звездах. У многих,
если не у большинства, других галактик „звездная субстанция" состав-
ляет более чем 99,9% их массы. Похоже на то, что плотность крайне
разреженного, пока еще с достоверностью не обнаруженного межга-
лактического газа слишком мала, поэтому основная часть вещества
во Вселенной сосредоточена в галактиках, а следовательно, в звез-
дах... На современном этапе эволюции Вселенной вещество в ней на-
ходится преимущественно в звездном состоянии. Это означает, что
большая часть вещества Вселенной „скрыта" в недрах звезд и имеет
температуру порядка десятка миллионов градусов при очень высокой
плотности...».
На этом мы прервем цитату из книги Шкловского, чтобы удивить-
ся тому, как сильно за прошедшие годы изменилось представление ас-
трономов о составе Вселенной. Если иметь в виду среднюю плот-
ность энергии-массы во Вселенной, то теперь уже почти нет сомне-
ний, что около 74% ее принадлежит неведомой антигравитирующуй
сущности, условно называемой «темной энергией». Если же ограни-
читься обычной гравитирующей массой, на которую приходится око-
ло четверти средней плотности Вселенной, то примерно 22% заключе-
но в «темном веществе» неизвестной природы и только около 4% — в
6
Глава 1. Звездные века человечества
обычном барионном веществе, представленном в таблице Менделее-
ва. Именно в эти 4% умещаются все звезды, планеты, межзвездная и
межгалактическая среда. Но и в этой скромной 4-процентной группе
роль звезд оказалась не самой важной. Почти 4/5 массы барионного
вещества заключено в межгалактическом газе, и только 0,5% средней
плотности Вселенной сосредоточено в звездах! Даже если не прини-
мать в расчет загадочную темную энергию и непонятное темное ве-
щество (хотя наша Галактика в основном «сделана» именно из него),
то и в подгруппе обычного вещества звездам принадлежит всего око-
ло 10%. Как ни крути, но тезис о том, что Вселенная — это звезды, ока-
зался неверным.
Следует ли из этого, что несколько десятилетий назад астрономы
совершенно неверно представляли себе жизнь Вселенной? Чтобы про-
верить это, продолжим читать Шкловского: «Основная эволюция ве-
щества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Именно
там находился (и находится) тот „плавильный тигель", который обу-
словил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его
тяжелыми элементами. Именно там вещество по естественным зако-
нам природы превращается из идеального газа в очень плотный выро-
жденный газ и даже в „нейтронизированную" материю. Именно у не-
которых звезд на поворотных этапах их эволюции может реализовать-
ся пока еще далекое от ясности состояние „черной дыры". Вместе с
тем, если не говорить об особых, пока еще недостаточно исследован-
ных областях, окружающих ядра галактик, звезды (в среднем) занима-
ют около 10“25 объема Вселенной.
Огромное значение имеет исследование взаимосвязи между звез-
дами и межзвездной средой, включающее проблему непрерывного об-
разования звезд из конденсирующейся межзвездной среды. Наличие
звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во
Вселенной. Ведь звезды в основном излучают за счет необратимого
процесса превращения водорода в более тяжелые элементы, прежде
всего в гелий. Постоянно накапливающиеся во Вселенной „инертные"
(т. е. „мертвые") конечные продукты эволюции звезд — белые карли-
ки, нейтронные звезды и, по-видимому, „черные дыры" также подчер-
кивают необратимый характер эволюции Вселенной».
С удивлением следует признать, что к этой картине, нарисованной
Шкловским 30 лет назад, сегодня можно добавить лишь малосущест-
венные детали. Главным двигателем эволюции Вселенной по-прежне-
му считаются звезды. Происходящие в них и рядом с ними процессы
по-прежнему являются основным предметом астрономических иссле-
Глава 1. Звездные века человечества
7
Рис. 1.3. Туманность NGC 3582 со сложной структурой, находящаяся в области
звездообразования RCW 57. Видны плотные сгустки темной межзвездной пы-
ли, яркие звезды, которые сформировались за последние несколько миллио-
нов лет, поля светящегося водорода, ионизованного ими, и огромные петли из
газа, сброшенного умирающими звездами. В составе вещества туманности об-
наружены органические молекулы. Возможно, появление органических соеди-
нений в туманности, из которой 5 миллиардов лет назад сформировалось
Солнце, сыграло роль в возникновении жизни на Земле.
Изображение получено на 4-метровом телескопе «Виктор Бланко» Межамериканской
обсерватории Серро-Тололо в Чили.
дований. И чем глубже мы проникаем в физику звезд, тем более разно-
образной и красочной предстает перед нами их жизнь. В последнее
время нередко можно встретить термин «звездный зоопарк», которым
некоторые специалисты подчеркивают колоссальное разнообразие ти-
пов звезд. Реакцией на это служат попытки дать формальное определе-
8
Глава 1. Звездные века человечества
ние звезде как объекту астрономической картины мира. До сих пор ни
одно из определений не признано как исчерпывающее. В качестве ра-
бочего варианта можно использовать модифицированное нами опре-
деление В. В. Иванова (Санкт-Петербургский университет): звезда —
это гравитационно связанная непрозрачная для излучения масса ве-
щества, светимость которой в основном поддерживается происхо-
дящими в ней термоядерными реакциями. Впрочем, и это определе-
ние вряд ли устоит под напором новых фактов.
Как уже было сказано, основные этапы звездной эволюции на ка-
чественном уровне астрономы поняли в 1950-1970-е гг. Количествен-
ная теория спокойных, длительных этапов эволюции одиночных
звезд была создана в 1980-е гг., и тогда же выяснились качественные
сценарии эволюции тесных двойных звезд. Но ключевые, переходные
моменты жизни звезд, связанные с их рождением, внутренней пере-
стройкой и гибелью, мы до сих пор понимаем лишь в самых общих
чертах. Даже о процессах, происходящих на поверхности звезд (осо-
бенностях химического состава, температурных «пятнах», динамике
активных областей), астрономы пока имеют лишь весьма общее пред-
ставление. Что уж тут говорить о звездных недрах!
Лишь в самые последние годы стали развиваться новые удивитель-
ные методы исследования звезд. Оптическая интерферометрия позво-
ляет теперь прямо измерять размер и даже форму звезд. Высокоточ-
ные космические фотометры открыли большие возможности перед ас-
тросейсмологией: выходящие из глубин на поверхность звезды звуко-
вые волны изменяют структуру фотосферы, позволяя нам с помощью
оптических телескопов получать информацию о звездных недрах.
Важную роль в этих исследованиях играют сейчас космические те-
лескопы. Их угловое разрешение в десятки раз выше, чем у наземных
инструментов, а спектральный диапазон вообще ничем не ограничен.
Плеяда великих космических телескопов NASA: оптический «Хаббл»,
инфракрасный «Спитцер», рентгеновский «Чандра» и гамма-телескоп
«Комптон» — открыла перед астрофизикой новые горизонты, особенно
сильно обогатив наши представления о взаимодействии звезд с окру-
жающей их околозвездной и межзвездной средой. Для изучения внут-
ренних процессов в звездах сейчас создаются специализированные
космические инструменты. Например, запущенный 27 декабря 2006 г.
ракетой «Союз» (Россия) с космодрома Байконур (Казахстан) европей-
ский астрономический спутник COROT (Convection, Rotation and pla-
netary Transits) имеет на борту телескоп диаметром всего 30 см, но об-
ладает непревзойденной точностью фотометрических измерений
Глава 1. Звездные века человечества
9
Рис. 1.4. Космический телескоп COROT: слева — подготовленный к запуску;
справа — в процессе наблюдения за прохождением планеты по диску звезды
(рисунок D. Ducros, CNES). Размер спутника: длина 4,1 м, диаметр 2 м (без па-
нелей солнечных батарей). Полная масса 630 кг, масса научной аппаратуры
300 кг. Точность наведения телескопа 0,5". Мощность канала связи 1,5 Гбит/су-
тки. Основной вклад в создание этой космической обсерватории внес Нацио-
нальный центр космических исследований Франции (Centre national d’etudes
spatiales - CNES).
звезд (поскольку его наблюдениям не мешает нестабильность земной
атмосферы). COROT замечает изменение блеска солнцеподобной звез-
ды при ее покрытии землеподобной планетой; этим методом он уже
открыл несколько таких планет. Но этот инструмент очень полезен и
для исследования физики звезд. Ему под силу решать задачи звездной
сейсмологии, регистрируя малые колебания блеска, вызванные звуко-
выми волнами, идущими из недр звезды.
Наземная астрономия, ограниченная оптическим атмосферным
«окном», тем не менее тоже быстро развивается, используя возможно-
сти вычислительной техники. Диаметры телескопов стремительно
растут, успешно перешагнув деформационный предел пассивных зер-
кал, очевидно, составляющий 6 метров. Применение активной оптики
уже позволило превзойти 10-метровый рубеж, и не видно препятст-
вий (кроме финансовых) для создания 30-метрового телескопа. Кроме
этого, на всех крупнейших телескопах уже второе десятилетие успеш-
но применяются системы адаптивной оптики, восстанавливающие
почти до идеального качества изображения, искаженные неоднород-
10
Глава 1. Звездные века человечества
Рис. 1.5. Проект 42-метрового телескопа E-ELT обсерватории ESO для наблюде-
ний в оптическом и ближнем ИК диапазонах с системой адаптивной оптики,
которая позволит довести угловое разрешение до 0,001". Предполагается, что
к 2017 г. он будет установлен в либо Чили, либо на Канарских островах.
ной атмосферой Земли. Для изучения протяженных объектов эти сис-
темы не особенно пригодны, поскольку угловой размер исправленно-
го поля зрения весьма мал, но при изучении звезд эффективность
этой технологии очень высока. Таким образом, появление доступных
быстродействующих компьютеров позволило существенно увеличить
как размер телескопов, так и качество даваемых ими изображений.
В результате эффективность телескопов теперь возрастает существен-
но быстрее их стоимости.
Наиболее интригующие вопросы исследования звезд касаются
сейчас их формирования и конечных этапов эволюции. Изучать звез-
Глава 1. Звездные века человечества
11
Рис. 1.6. Вариант установки телескопа E-ELT и его откатывающегося купола,
ду в эпоху ее рождения и в эпоху смерти сложно, поскольку на этих
этапах звезда изменяет свои физические параметры в очень широком
диапазоне. Протозвездный объект проходит путь от холодного меж-
звездного облака, состоящего из молекул и твердых частиц, до плот-
ного плазменного шара. Умирающая звезда распадается на слои, сре-
ди которых одни имеют ядерную плотность, а другие рассеяны до со-
стояния вакуума. Если же происходит взрыв звезды, то плотность
энергии превосходит всё, с чем сталкивались физики в лаборатории.
Изучать такие экзотические объекты очень интересно, но очень слож-
но. Для этого требуются приборы с экстремальными характеристика-
ми (и часто — с экстремальной ценой).
Помимо уже созданных крупных оптических телескопов 8-10-мет-
рового калибра, грядущее десятилетие обещает нам два новых гранди-
озных инструмента: оптический телескоп E-ELT (European Extremely
Large Telescope) с составным главным зеркалом диаметром 42 м и ра-
диоинтерферометр ALMA (Atacama Large Millimeter Array) миллимет-
рового и субмиллиметрового диапазонов. Оба инструмента создает Ев-
ропейская южная обсерватория (ESO). В то время как оптический ги-
гант пока лишь проектируется, радиотелескоп уже строится. Его со-
оружают на плато Чахнантор в северной чилийской пустыне Атакама,
на высоте 5100 м. Это одно из самых сухих мест на Земле, идеально
подходящее для наблюдений в коротковолновом диапазоне. Проект
ALMA начат в 2003 г.; первые антенны были поставлены в 2007 г., а пер-
Рис. 1.7. Многоантенный радиотелескоп ALMA в Чили будет состоять из 64 па-
раболических рефлекторов диаметром по 12 м каждый. Имея возможность пе-
ремещаться, они смогут располагаться на расстояния от 150 м до 14 км друг
от друга.
вый двухантенный интерферометр заработал в 2008 г. Полностью сис-
тема будет завершена в 2012 г. В техническом смысле ее отличает не
только рекордная для астрономических сооружений высота (где чело-
веку весьма нелегко работать), но и рекордные характеристики обору-
дования. Ее приемники будут фиксировать излучение в диапазоне от
30 до 950 ГГц, до сих пор не исследованном. А специализированный
компьютер-коррелятор будет обрабатывать сигналы от антенн со ско-
ростью 1,6 • 1016 (16 миллионов миллиардов!) операций в секунду.
Еще одним важным прорывом в области астрономических наблю-
дений стала их автоматизация, также ставшая возможной благодаря
внедрению компьютеров. На современных обсерваториях автоматизи-
ровано практически всё: подготовка программы наблюдений, кон-
троль погоды, открытие башни телескопа и его наведение на объект,
выполнение наблюдений и обработка их результатов. Еще недавно
остряки ехидно замечали, что осталось лишь автоматизировать подго
товку статей к печати, и астроном сможет не вставать с дивана. Одна-
ко за последнее время удалось продвинуться и в этом направлении:
при наблюдении кратковременных явлений, требующих быстрого
подключения дополнительных инструментов (например, при исследо-
вании оптического послесвечения гамма-всплесков), телескопы обме-
ниваются информацией через интернет без участия человека. Факти-
Глава 1. Звездные века человечества
13
чески это не что иное, как автоматическая экспресс-публикация ре-
зультатов наблюдений. Впрочем, не замечено, чтобы астрономы ста-
ли проводить больше времени на диване.
Применение автоматических телескопов для патрульных наблюде-
ний приносит неожиданные находки. Некоторые звезды, казавшиеся
ранее абсолютно стабильными, демонстрируют кратковременные
вспышки. Самым потрясающим и до сих пор загадочным явлением ос-
таются гамма-всплески, часть из которых, несомненно, связана с ката-
строфами массивных звезд в далеких галактиках. Повышенное внима-
ние астрофизиков к наиболее мощным взрывам во Вселенной объяс-
няется как минимум двумя причинами: во-первых, до сих пор загадо-
чен источник их энергии и не ясно, как ведет себя вещество в столь
экстремальных условиях, а во-вторых, взрывы звезд — это самые мощ-
ные маяки, просвечивающие насквозь почти всю Вселенную и помо-
гающие изучать динамику ее самых удаленных областей. Особенно
много внимания в связи с этим уделяется сейчас вспышкам сверхно-
вых типа 1а, как считается, эталонным источникам света для всех кос-
мологических эпох, позволяющим измерять фотометрические рас-
стояния до самых далеких галактик. В каждой отдельной галактике
эти события происходят редко — примерно раз в столетие, поэтому
накопить данные об этих явлениях можно лишь путем систематиче-
ского наблюдения множества далеких галактик.
Результат автоматизации поиска сверхновых поражает. К приме-
ру, скромный телескоп KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope)
диаметром всего 0,76 м на Ликской обсерватории в Калифорнии те-
перь ежегодно открывает около 80 сверхновых; это существенно боль-
ше, чем еще недавно обнаруживали все обсерватории мира. Каждую
ясную ночь KAIT автоматически фотографирует избранные участки
неба, получая в неделю около 7000 изображений галактик. Свежий
портрет каждой галактики автоматически сравнивается с ее предыду-
щими снимками для выявления кандидатов в сверхновые. И только на
последнем этапе подключаются люди: студенты-астрономы просмат-
ривают подозрительные изображения для отбраковки следов астерои-
дов, а также треков высокоэнергичных заряженных частиц (космиче-
ских лучей), попадающих в ПЗС-матрицу. В принципе и этот этап рабо-
ты тоже можно было бы автоматизировать, но для студентов это по-
лезная практика (Ratcliffe, 2008).
Раз уж речь зашла о наблюдении сверхновых, то нелишним будет
еще раз подчеркнуть роль звезд в изучении Вселенной. Несмотря на
свой микроскопический вклад в массу нашего мира, звезды по-преж-
14
Глава 1. Звездные века человечества
нему дают нам наилучшую информацию о нем. Знания о первых сот-
нях тысяч лет эволюции Вселенной приносит реликтовое излучение,
историю следующих миллиардов лет мы изучаем по звездам. Самое
поразительное открытие в космологии за последние 40 лет — ускоре-
ние расширения Вселенной — сделано путем наблюдения за вспышка-
ми сверхновых звезд в далеких галактиках. Если это открытие безого-
ворочно подтвердится, то перед физикой откроются совершенно но-
вые горизонты.
Таким образом, эпоха изучения звезд отнюдь не близится к завер-
шению. Напротив, уникальные свойства звезд позволяют все полнее
использовать полученные о них знания для развития других наук. Се-
годня звезды — это и объект изучения, и уникальная космическая ла-
боратория.
Где еще мы сможем исследовать поведение вещества в магнитных
полях с напряженностью в тысячи раз выше внутриатомной? Только у
намагниченных нейтронных звезд плотность энергии поля доходит до
1011 Тл (1015 Гс), что соответствует массовому эквиваленту плотности
поля в полтонны на кубический сантиметр! Где, если не у поверхности
черных дыр, можно исследовать квантово-гравитационные эффекты?
Какой источник релятивистских частиц может сравниться со взрывом
сверхновой? В конце концов, как, не разобравшись до конца в эволю-
ции звезд, мы сможем предугадать судьбу нашего Солнца, а значит, и
свою собственную судьбу? Все это делает науку о звездах лидером ас-
трономических исследований.
Литература
Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.
Brown J. С. // The Observatory. 1994. Vol. 114. Р. 124.
Fellgett Р. В. Simple stars // The Observatory. 1995. Vol. 115. P. 95.
Ratcliffe M. State of the Universe 2008: New images, discoveries, and events. Sprin-
ger and Praxis. 2008. P. 174.
Наава
НЕБО ЗВЕЗД И СОЗВЕЗДИИ
В. Г. Сурдин
2.1. Что такое созвездие
Одно из древнейших понятий современной астрономии, до сих пор
не вышедшее из употребления, — это созвездие. Само слово «созвез-
дие» (лат. constellatio) в прямом смысле означает «коллекция (или
группа) звезд». В астрономии этот термин претерпел определенную
эволюцию и приобрел свое окончательное значение сравнительно не-
давно — менее века назад.
Но уже много тысяч лет назад люди начали выделять на ночном
небе выразительные группы звезд — астеризмы, которые помогали за-
поминать узор звездного неба и с его помощью ориентироваться в
пространстве и во времени. Именно астеризмы стали предшественни-
ками созвездий. В быту мы и сейчас, как правило, называем созвез-
диями лишь наиболее яркие, выразительные, легко запоминающиеся
группы звезд. Довольно долго и астрономы не задумывались о точ-
ных границах созвездий, хотя и включали в них не только яркие, но и
окружающие их тусклые звезды. Однако с изобретением телескопа
(XVII в.) и особенно фотографии (XIX в.) возникла проблема: для изу-
чения оказались доступны миллионы звезд, которым надо было да-
вать обозначения, включающие имена созвездий, а точных границ со-
звездий не существовало. Поэтому астрономы решили поделить весь
небосвод на площадки с точно установленными и легко воспроизво-
димыми границами, стараясь при этом не сильно отступать от истори-
ческой традиции.
Впрочем, у каждого народа были свои традиции деления звезд на
созвездия. Заметно различалось даже количество традиционных со-
звездий: у древних европейцев их были десятки, у китайцев — сотни.
Очевидно, слишком крупные созвездия как небесные ориентиры не
имеют смысла, а слишком мелкие и многочисленные трудны для запо-
минания, да и ярких звезд на все не хватило бы. Используемые совре-
менными астрономами созвездия в большинстве своем включают в
16
Глава 2. Небо звезд и созвездий
Дубхе а
Алькор
Мицар
е
♦
Алиот
Мегрец
-—
Мерак
Рис. 2.1. Асте-
ризм Ковш - са-
мая популярная
часть созвездия
Большая Медве-
дица (а может
быть, и всего
звездного неба).
У
Фекда
Р
п.
• Бенетнаш
себя яркие звезды и носят названия, традиционные для европейской
культуры.
В современном смысле созвездие — это участок небесной сферы
со всеми проецирующимися на него с точки зрения земного наблюда-
теля небесными объектами. Современные астрономы делят все небо
БЛИЗНЕЦЫ
ОРИОН
Л1
* .тс2
♦тс3
Беллатрикс *тс4
ТЕЛЕЦ
МАЛЫЙ ПЕС
ЭРИДАН
ЕДИНОРОГ L
БОЛЬШОЙ ПЕС
^Ригель
* Бетельгейзе •
ЗАЯЦ
Рис. 2.2. Созвездие Орион и его соседи на небесной сфере
2.1. Что такое созвездие
17
3750 3500 3250 3000 2750 2500 2250 2000 1750 1500 1250 1000 750 500 250
Световые годы
Рис. 2.3. Пространственное положение звезд созвездия Орион. Справа нахо-
димся мы — наблюдатели.
Расстояния до основных звезд созвездия Орион
Звез- да Расстояние до Земли, св. лет Звез- да Расстояние до Земли, св. лет Звез- да Расстояние до Земли, св. лет
а 465 V 543 о 1 136
₽ 949 544 т 331
Y 250 о1 543 и 1560
8 1065 о2 171 ф' 1546
£ 1257 л1 120 ф2 116
Л 152 л2 203 28
£ 1 ПО л3 26 х2 3 364
1 1384 л4 734 ф1 1470
К 1560 л5 761 V2 1026
X 175 л6 556 со 654
м 155 р , 362
на 88 созвездий, что естественным образом согласуется с возможно-
стями человеческого мозга. Можно напомнить, что крупные страны
обычно поделены на 50-100 регионов (областей, штатов), что наибо-
лее популярные настольные игры разворачиваются на поле из 64-100
клеток, и т. д. По-видимому, это оптимальное количество объектов
для нашей оперативной памяти.
Границы между этими 88 созвездиями проведены в виде прямых
ломаных линий по дугам небесных параллелей (это малые круги не-
бесной сферы, параллельные небесному экватору) и кругов склоне-
Рис. 2.4. Пространственное положение звезд Ковша. Хотя здесь, как и в Орио-
не, мы видим удаленные друг от друга в пространстве звезды, тем не менее яс-
но видна группа из 5 звезд, расположенных почти на одинаковом расстоянии
от Солнца. Многолетние наблюдения показали, что звезды этой группы и в
пространстве движутся параллельно. По-видимому, они связаны общим про-
исхождением. На самом деле их существенно больше; в Ковше оказались
лишь некоторые члены этого «движущегося скопления».
Расстояния до Земли (св. годы):
а Дубхе 125
Р Мерак 79
у Фекда 85
5 Мегрец 81
е Алиот 81
Мицар 79
т| Бенетнаш 101
ния (большие полукруги, перпендикулярные экватору) в системе эква-
ториальных координат эпохи 1875 г. Современные названия созвез-
дий и их границы были установлены решениями Международного ас-
трономического союза (МАС) в 1922-1935 гг. Впредь эти границы и на-
звания созвездий решено считать неизменными (см. Приложение 1).
Хотя большинству читателей следующее замечание покажется
тривиальным, тем не менее, как показывает опыт, его необходимо сде-
лать. Говоря о созвездии, следует понимать, что это не определенная
область в космическом пространстве, а лишь некоторый диапазон на-
правлений с точки зрения земного наблюдателя. Поэтому неправиль-
но было бы сказать: «Космический корабль полетел в созвездие Пе-
гас». Точнее будет сказать так: «Космический корабль полетел в на-
правлении созвездия Пегас». Звезды, образующие узор любого созвез-
2.1. Что такое созвездие
19
Рис. 2.5. Изменение конфигурации звезд Ковша Боль- *'
шой Медведицы за 300 тыс. лет в результате движе-
ния звезд в пространстве.
дия, расположены от нас, как правило, на са-
мых разных расстояниях. Кроме звезд в каж-
дом созвездии могут быть видны и очень дале-
кие галактики, и близкие объекты Солнечной
системы — все они в момент наблюдения отно-
сятся к данному созвездию. Но со временем не-
бесные объекты могут перемещаться из одно-
го созвездия в другое. Быстрее всего это проис-
ходит с близкими и быстро движущимися объ-
ектами: Луна проводит в одном созвездии не
более двух-трех суток, планеты — от несколь-
ких дней до нескольких лет. Даже некоторые близкие звезды за послед-
нее столетие пересекали границы созвездий, другие же пересекут их в
ближайшее — по астрономическим масштабам — время (табл. 2.1).
-150 000 лет
5а
Б / \
8; \
Настоящее время
У-у а
------у
I +150 000 лет
Y
Таблица 2.1
Яркие звезды, которые недавно пересекли или в ближайшие столетия
пересекут границы созвездий (по Moore, 2000, р. 260)
Звезда Звездная величина Войдет в созвездие Год
р Орла 5,0 Дельфин 1992
у Резца 4,6 Голубь 2400
е Индейца 4,7 Тукан 2640
е Скульптора 5,3 Печь 2920
X Южной Гидры 5,1 Тукан 3200
ц Лебедя 4,8 Пегас 4500
X Пегаса 4,8 Рыбы 5200
ц Кассиопеи 5,1 Персей 5200
т| Стрельца 3,1 Южная Корона 6300
Q Золотой Рыбы 4,7 Живописец 6400
Видимая площадь созвездия определяется телесным углом, кото-
рый оно занимает на небе; обычно его указывают в квадратных граду-
сах. Для сравнения: диски Луны или Солнца занимают на небе пло-
щадь около 0,2 кв. градуса, а площадь всей небесной сферы — около
41 253 кв. град.
Названия созвездиям даны в честь мифологических персонажей
(Андромеда, Кассиопея, Персей и т. п.) или животных (Лев, Дракон,
20
Глава 2. Небо звезд и созвездий
Таблица 2.2
Знаки Зодиака: секторы эклиптики, через которые проходит годичный путь Солнца
Символ и название Эклиптическая долгота, ° Дата вхождения Солнца (2000 г.)
т Овен 0-30 20 марта
б Телец 30-60 19 апреля
н Близнецы 60-90 20 мая
Рак 90-120 21 июня
Л Лев 120-150 22 июля
пт Дева 150-180 22 августа
Весы 180-210 22 сентября
пъ Скорпион 210-240 23 октября
Стрелец 240-270 22 ноября
Ъ Козерог 270-300 21 декабря
Водолей 300-330 20 января
X Рыбы 330-360 19 февраля
Большая Медведица и т. п.), в честь примечательных объектов древно-
сти или современности (Весы, Жертвенник, Компас, Телескоп, Микро-
скоп и т. п.), а также просто по названиям тех предметов, которые на-
поминают фигуры, образованные яркими звездами астеризма (Тре-
угольник, Стрела, Южный Крест и т. п.). Часто одна или несколько яр-
чайших звезд в созвездии имеют собственные имена, например Сири-
ус в созвездии Большой Пес, Вега в созвездии Лира, Капелла в созвез-
дии Возничий, и т. п. Как правило, названия звезд связаны с названия-
ми созвездий, например обозначают части тела мифологического пер-
сонажа или животного.
Созвездия — это памятники древней культуры человека, его ми-
фов, его первого интереса к звездам. Историкам астрономии и мифо-
логии они помогают понять образ жизни и мышления древних лю-
дей. Современным астрономам созвездия помогают ориентироваться
на небе, быстро оценивать взаимное положение объектов и возмож-
ность их наблюдения в данной местности и в данное время.
2.2. Древние созвездия
Первые представления людей о звездном небе дошли к нам из допись-
менного периода истории: они сохранились в материальных памятни-
ках культуры. Археологи и астрономы выяснили, что наиболее древ-
ние астеризмы человек выделил на небе еще в каменном веке, более
15 тысячелетий назад. Некоторые исследователи считают, что первые
2.2. Древние созвездия
21
небесные образы появились од-
новременно с рождением пер-
вых рисунков, воплощенных в
наскальной живописи, когда
развитие левого (логического)
полушария головного мозга че-
ловека позволило отождест-
вить предмет с его плоским изо-
бражением.
Жизненно важную роль
для древнего человека играли
два светила — Солнце и Луна.
Наблюдая за их движением, лю-
ди открыли некоторые важные
явления. Так, они заметили,
что дневной путь Солнца по не-
бу зависит от сезона: он подни-
мается к северу весной и опус-
кается к югу осенью. Они заме-
Рис. 2.6. Прецессия земной оси.
тили также, что Луна и яркие
«подвижные звезды», которые позже
греки назвали «планетами», движутся среди звезд примерно по тому
же пути, что и Солнце. И еще они заметили, что в разные сезоны года
различные, но вполне определенные звезды восходят незадолго до на-
ступления утра, а другие звезды заходят сразу после захода Солнца.
Чтобы запомнить движение Солнца, Луны и планет, люди отмеча-
ли важнейшие звезды, лежащие на пути движущихся светил. Позже,
создав себе богов, они отождествили некоторых из них со звездами на
небе. Древние шумеры, жившие на Ближнем Востоке 5000 лет назад,
дали названия многим известным созвездиям, особенно в Зодиаке —
области неба, через которую проходят пути Солнца, Луны и планет. По-
хожие группы звезд выделяли жители долины Тигра и Евфрата, Фини-
кии, Греции и других областей Восточного Средиземноморья.
Как известно, гравитационное влияние Луны и Солнца на нашу
планету вызывает медленное конусообразное движение земной оси,
что приводит к перемещению точки весеннего равноденствия по эк-
липтике с востока на запад. Это явление называют прецессией, т. е.
предварением равноденствия. Под влиянием прецессии за несколько
тысячелетий заметно изменяется относительно неподвижных звезд
положение земного экватора и связанного с ним небесного экватора,
в результате иным становится годичный ход созвездий по небу: для
22
Глава 2. Небо звезд и созвездий
Рис. 2.7. Созвездие Большой Медведицы. Гравюра из атласа Яна Гевелия
«Уранография» (1690).
жителей определенных географических широт одни созвездия со вре-
менем становятся наблюдаемыми, а другие на многие тысячелетия
скрываются под горизонтом. Но Зодиак всегда остается Зодиаком, по-
скольку плоскость земной орбиты практически неизменна; Солнце
всегда будет перемещаться по небу среди тех же звезд, что и сегодня.
В 275 до н. э. греческий поэт Арат в поэме «Явления» описал из-
вестные ему созвездия. Как показали исследования современных ас-
трономов, Арат в «Явлениях» использовал гораздо более раннее описа-
ние небесной сферы. Поскольку прецессия земной оси меняет види-
мость созвездий от эпохи к эпохе, список созвездий Арата позволяет
датировать первоисточник поэмы и определить географическую ши-
роту наблюдений. Независимые исследователи пришли к сходным ре-
зультатам: Е. Маундер (1909) датировал первоисточник 2500 г. до н. э.,
А. Кромеллин (1923) — 2460 до н. э., М. Овенден (1966) — ок. 2600 г. до
н. э., А. Рой (1984) — ок. 2000 до н. э., С. В. Житомирский — ок. 1800 г.
до н. э. При этом расположение наблюдателей, видевших эти созвез-
дия, относится всеми исследователями приблизительно к 36° с. ш.
Теперь мы называем описанные Аратом созвездия «древними». Че-
рез 4 века после Арата греческий астроном Птолемей описал 48 со-
2.2. Древние созвездия
23
Рис. 2.8. Карта звездного неба (планисфера) голландского картографа
Фредерика де Вита (Frederik de Wit, 16107-1698).
звездий, указав в них положения ярчайших звезд. Из этих созвездий
47 сохранили свои имена до наших дней, а одно большое созвездие —
Арго, корабль Язона и аргонавтов, - было в XVIII в. разделено на четы-
ре меньших созвездия: Киль, Корму, Паруса и Компас.
Разумеется, разные народы делили небо по-разному. Например, в
Китае в древности была распространена карта, на которой звездное
небо делилось на четыре части, в каждой из них насчитывалось по
семь созвездий, т. е. всего 28 созвездий. А монгольские ученые XVIII в.
насчитывали 237 созвездий. В европейской науке и литературе закре-
пились те созвездия, которыми пользовались древние жители Среди-
земноморья. Из этих стран, включая Северный Египет, в течение года
можно видеть около 90% всего небосвода (недоступна лишь окрест-
ность южного полюса мира). Однако народам, живущим вдали от эк-
ватора, для наблюдения недоступна значительная часть небосвода:
на полюсе видна только половина неба, на широте Москвы — около
70%. Поскольку даже для жителей Средиземноморья не были доступ-
ны самые южные звезды, эту часть неба поделили на созвездия толь-
ко в новое время, в эпоху географических открытий.
В результате прецессии точка весеннего равноденствия за прошед-
шие с античных времен 2 тысячелетия переместилась из созвездия
24
Глава 2. Небо звезд и созвездий
Тельца через Овен в созвездие Рыб. Это привело к кажущемуся смеще-
нию всего зодиакального ряда созвездий на два положения (посколь-
ку отсчет по традиции начинается от того созвездия, в котором распо-
ложена точка весеннего равноденствия). Например, Рыбы поначалу
были одиннадцатым зодиакальным созвездием, а теперь — первое; Те-
лец был первым — стал третьим. Примерно в 2600 г. точка весеннего
равноденствия переместится из Рыб в Водолей, и тогда это созвездие
станет первым в Зодиаке. Заметим, что зодиакальные знаки, которы-
ми пользуются астрологи для обозначения равновеликих участков эк-
липтики, жестко связаны с точками равноденствия и следуют за ни-
ми. Два тысячелетия назад, когда были написаны классические руко-
водства, которыми до сих пор пользуются астрологи, зодиакальные
знаки располагались в одноименных им созвездиях Зодиака. Но пере-
мещение точек равноденствия привело к тому, что зодиакальные зна-
ки теперь расположены в других созвездиях. Солнце теперь попадает
в определенный знак Зодиака на 2-5 недель раньше, чем доберется
до одноименного созвездия.
2.3. Созвездия нового времени
Описанные Птолемеем созвездия много веков верой и правдой служи-
ли морякам и проводникам караванов в пустыне. Но после кругосвет-
ных плаваний Магеллана (1518-1521) и других мореплавателей стало
ясно, что морякам нужны новые путеводные звезды для успешной на-
вигации в южных широтах. В 1595-1597 гг. во время экспедиции гол-
ландского купца и путешественника Фредерика де Хоутмана (Frede-
rick de Houtman, 1571-1627) вокруг мыса Доброй Надежды к острову
Ява он и его штурман Питер Диркзоон Кейзер (Pieter Dirckszoon Key-
zer, известный также как Петрус Теодори, Petrus Theodori, 1540-1596)
выделили на небе 12 новых южных созвездий: это были Журавль, Золо-
тая Рыба, Индеец, Летучая Рыба, Муха, Павлин, Райская Птица, Тукан,
Феникс, Хамелеон, Южная Гидра и Южный Треугольник. Эти звездные
группы стали общеизвестными, когда немецкий астроном Иоганн Бай-
ер (1572-1625) изобразил их в своем атласе «Уранометрия» (Urano-
metria, 1603). С этого момента на звездных картах появились Apus, Cha-
maeleon, Dorado, Grus, Hydrus, Indus, Musca (сам Байер называл его
Apis - пчела), Pavo, Phoenix, Triangulum Australe, Tucana и Volans.
Появление новых созвездий на южном небе подтолкнуло некото-
рых энтузиастов к переделу северного небосвода. Несколько новых со-
звездий изобразил на своем небесном глобусе в 1613 г. голландский
богослов, астроном и картограф Петер Планциус (Petrus Plancius,
2.3. Созвездия нового времени
25
1552-1622). Но в научный обиход их ввел в 1624 г. Якоб Барч Qakob
Bartsch, 1600-1633), немецкий врач, математик и астроном, зять Ио-
ганна Кеплера. Правда, закрепились на небе из них только два — Жи-
раф и Единорог.
Еще семь в основном северных созвездий (Гончие Псы, Лисичка,
Малый Лев, Рысь, Секстант, Щит и Ящерица) были введены польским
астрономом Яном Гевелием (1611-1687), использовавшим звезды в об-
ластях неба, не охваченных созвездиями Птолемея. Их описание опуб-
ликовано в атласе «Уранография» (Prodromus astronomiae), изданном
уже после смерти Гевелия, в 1690 г. Французский астроном Никола Луи
де Лакайль (1713-1762), проводя наблюдения на мысе Доброй Надеж-
ды в 1751-1753, выделил и привел в своем «Каталоге звезд южного не-
ба» («Coelum australe stelliferum», 1763) еще 17 южных созвездий, на-
звав их преимущественно в честь инструментов науки и искусства:
Живописец, Киль, Компас, Корма, Микроскоп, Насос, Наугольник, Ок-
тант, Паруса, Печь, Резец, Сетка, Скульптор, Столовая Гора, Телескоп,
Циркуль и Часы, Они стали последними из 88 созвездий, используе-
мых сейчас астрономами.
Разумеется, попыток переименовать участки ночного неба было
значительно больше числа новых созвездий, сохранившихся до на-
ших дней. Многие составители звездных карт в XVII-XIX вв. пробова-
ли вводить новые созвездия. Например, первый русский звездный ат-
лас Корнелия Рейссига, изданный в Петербурге в 1829 г., содержал 102
созвездия. Но далеко не все предложения такого рода безоговорочно
принимались астрономами. Иногда введение новых созвездий было
оправдано; пример тому — раздел крупного созвездия южного неба
Корабль Арго на четыре части: Корму, Киль, Паруса и Компас. По-
скольку эта область неба чрезвычайно богата яркими звездами и про-
чими интересными объектами, против ее деления на небольшие со-
звездия никто не возражал. При общем согласии астрономов на небе
разместились великие научные инструменты — Микроскоп, Телескоп,
Циркуль, Насос, Печь (лабораторная), Часы. При этом некоторые со-
звездия посвящались конкретным людям. Например, созвездие Antlia
(Насос) Никола Лакайль назвал в честь изобретателя воздушного на-
соса Роберта Бойля (1627-1691).
Но случались и неудачные попытки переименования созвездий.
Например, европейские монахи не раз пытались «христианизировать»
небесный свод, т. е. изгнать с него героев языческих легенд и населить
персонажами Священного писания. Созвездия Зодиака при этом заме-
нялись изображениями 12 апостолов и т. д. Буквально перекроил все
26
Глава 2. Небо звезд и созвездий
звездное небо некто Юлиус Шиллер из Аугсбурга, издавший в 1627 г.
атлас созвездий под заглавием «Христианское звездное небо...». Но, не-
смотря на огромную силу церкви в те годы, новые названия созвездий
не получили признания. (Впрочем, при внимательном рассмотрении
среди созвездий можно найти библейских персонажей: взять хотя бы
созвездие Голубь.)
Было также немало попыток дать созвездиям имена здравствую-
щих монархов и полководцев: Карла I и Фридриха II, Станислава II и Ге-
орга III, Людовика XIV и даже великого Наполеона, в честь которого хо-
тели переименовать созвездие Орион. Но ни одному новому имени, по-
павшему «на небо» по политическим, религиозным и прочим конъюнк-
турным соображениям, не удалось долго на нем удержаться.
Не только имена монархов, но даже названия научных приборов
не всегда задерживались на небесах. Так, в 1789 г. астроном Венской
обсерватории Максимиллиан Хелл (1720-1792) предложил выделить
созвездие Tubus Herschelii Major (Большой телескоп Гершеля) в честь
знаменитого 20-футового рефлектора Вильяма Гершеля. Поместить
это созвездие он хотел между Возничим, Рысью и Близнецами, по-
скольку именно в Близнецах Гершель открыл планету Уран в 1781 г.
А второе небольшое созвездие Tubus Herschelii Minor, в честь 7-футо-
вого рефлектора Гершеля, Хелл предложил выделить из слабых звезд
Тельца к востоку от Гиад. Однако даже такие милые астрономическо-
му сердцу идеи не нашли поддержки.
Немецкий астроном Иоганн Боде (1747-1826) предложил в 1801 г. ря-
дом с созвездием «Корабль Арго» выделить созвездие Lochium Funis
(Морской лаг) в честь прибора для измерения скорости судна, а рядом с
Сириусом он хотел разместить созвездие Officina Typographica (Типо-
графия) в честь 350-летия изобретения печатного станка. В 1806 г. анг-
лийский ученый Томас Юнг (1773-1829) предложил между Дельфином,
Малым Конем и Пегасом выделить новое созвездие «Вольтова батарея»
в честь гальванического элемента, изобретенного в 1799 г. итальянцем
Алессандро Вольта (1745-1827). Все эти инициативы не нашли призна-
ния. Не удержалось на небе и созвездие «Солнечные часы» (Solarium).
Происходила эволюция и в названиях сохранившихся созвездий.
Некоторые сложные названия со временем упростились: «Лисичка с
гусем» стала просто Лисичкой; «Южная Муха» стала просто Мухой
(поскольку введенная Планциусом и Барчем «Северная Муха» быстро
исчезла); «Химическая Печь» стала Печью, а «Компас Мореплавате-
ля» — просто Компасом. Еще сильнее эволюционировали границы со-
звездий.
2.4. Границы созвездий
27
2.4. Границы созвездий
В течение многих столетий созвездия не имели четко установленных
границ. Сначала на картах и звездных глобусах созвездия вообще не
разграничивались, а просто обозначались соответствующими назва-
нию рисунками. Позже созвездия стали разделять кривыми замысло-
ватыми линиями, не имевшими стандартного положения. Поэтому с
момента образования Международного астрономического союза
(МАС) одной из первых его задач стало размежевание звездного неба.
На I генеральной ассамблее МАС, проходившей в 1922 г. в Риме, астро-
номы решили, что пора окончательно поделить всю небесную сферу
на части с точно обозначенными границами и этим, кстати, положить
конец всяким попыткам перекраивать звездное небо. В названиях со-
звездий было решено придерживаться европейской традиции.
Нужно заметить, что хотя названия созвездий остались традици-
онными, ученых совершенно не интересовали фигуры созвездий, ко-
торые принято изображать, мысленно соединяя прямыми линиями
яркие звезды. На звездных картах эти линии рисуют лишь в детских
книгах и школьных учебниках; для научной работы они не нужны. Те-
перь астрономы называют созвездиями не группы ярких звезд, а уча-
стки неба со всеми находящимися на них объектами, поэтому пробле-
ма определения созвездия сводится только к проведению его границ.
Но и границы между созвездиями оказалось провести не так-то
легко. Над этим заданием работало несколько известных астрономов,
стремясь сохранить историческую преемственность и по возможно-
сти не допустить попадания звезд с собственными именами (Вега,
Спика, Альтаир, ...) и устоявшимися обозначениями (а Лиры, р Пер-
сея, ...) в «чужие» созвездия. При этом границы между созвездиями ре-
шено было сделать в виде ломаных прямых, проходящих только по ли-
ниям либо постоянного склонения, либо постоянного прямого восхо-
ждения, поскольку так легче закрепить эти границы в математиче-
ской форме. Правда, сетка экваториальных координат не остается не-
подвижной относительно далеких звезд: связанная с экватором Зем-
ли, она, как и вся наша планета, испытывает прецессию вокруг полю-
са эклиптики с периодом около 25 800 лет и раскрывом конуса около
23,5°. Границы созвездий были проведены по сетке экваториальных
координат эпохи 1875 г. Поскольку базовая точка экваториальных ко-
ординат — точка весеннего равноденствия — «ползет» по эклиптике
со скоростью 50,3" в год, уже сейчас на картах эпохи 2000 г. сетка ко-
ординат в некоторых местах сдвинулась относительно границ созвез-
дий почти на 2°, что заметно на глаз.
28
Глава 2. Небо звезд и созвездий
Рис. 2.9. Карта из «Звездного атласа» А. А. Михайлова, изданного Московским
обществом любителей астрономии в 1920 г. Отмечены звезды до 5,75™ Эпоха
(сетка координат) 1920.0.
На генеральных ассамблеях МАС в 1925 и 1928 гг. были приняты
списки созвездий и утверждены границы большинства из них.
В 1930 г. по поручению МАС бельгийский астроном Эжен Дельпорт
опубликовал карты и подробное описание новых границ для всех 88
созвездий. Но и после этого еще вносились некоторые уточнения, и
только в 1935 г. решением МАС в этой работе была поставлена точка:
раздел неба был закончен.
2.5. Названия созвездий
Каноническими являются латинские названия созвездий; ими пользу-
ются астрономы всех стран в своей научной практике. Но в каждой
стране для общественного употребления названия созвездий перево-
дят на собственный язык. Иногда эти переводы небесспорны. Напри-
мер, в русском языке сейчас нет единой традиции названия созвез-
дия Centaurus: его переводят и как Центавр, и как Кентавр (оправда-
нием последнего служит тот факт, что в мифологии этот персонаж
2.5. Названия созвездий
29
Рис. 2.10. Карта из «Атласа звездного неба», созданного сотрудниками ГАИШ
МГУ К. В. Куимовым, А. П. Гуляевым и Д. Н. Пономаревым под редакцией А. П. Гу-
ляева (М.: Космосинформ, 1998). Отмечены звезды до 6,5™. Эпоха 2000.0.
без вариантов называется кентавром)1. С годами менялась традиция
перевода таких названий, как Cepheus (Кефей, Цефей), Coma Bereni-
ces (Волосы Вероники, Волосы Береники), Canes Venatici (Борзые Соба-
ки, Гончие Собаки, Гончие Псы) и др. Поэтому в книгах разных лет и
разных авторов названия созвездий могут немного различаться.
В конце концов, это дело вкуса. У профессионалов, использующих ла-
тинские названия, таких проблем не возникает.
1 В античности латинское «с» во всех случаях звучало как «к».
30
Глава 2. Небо звезд и созвездий
На основе полных латинских наименований для созвездий были
приняты и сокращенные трехбуквенные обозначения: Lyr для Lyra,
UMa для Ursa Major, и т. п. (см. Приложение 1). Обычно их использу-
ют при указании ярких звезд в созвездиях: например, звезда Вега, яр-
чайшая в созвездии Лиры, обозначается как a Lyrae (родительный
падеж от Lyra) или кратко — a Lyr. Сириус — а СМа, Алголь — 0 Per,
Алькор — 80 UMa, и т. д. Кроме того, были приняты и четырехбуквен-
ные обозначения созвездий, но сейчас они практически не использу-
ются.
Кроме официально утвержденных, в каждой стране существуют и
свои собственные, народные названия созвездий, но обычно они отно-
сятся не к созвездию в целом, а к расположенному в нем астеризму —
выразительной группе ярких звезд. Например, на Руси семь ярких
звезд в созвездии Большой Медведицы называли Ковш, Телега, Лось,
Коромысло и т. д., в созвездии Ориона выделялись Пояс и Меч под на-
званиями Три Царя, Аршинчик, Кичиги, Грабли. Звездное скопление
Плеяды, не выделенное астрономами в отдельное созвездие, тем не
менее у многих народов имело собственное имя: на Руси его зовут
Стожары, Решето, Улей, Лапоть, Гнездо, Утиное гнездо и т. п.
2.6. Имена и обозначения звезд
В нашей Галактике более 100 млрд звезд. Около 1% из них занесено в
каталоги, а остальные безымянны и даже не считаны. Звезда, попав-
шая в каталог, получает индивидуальное обозначение: обычно это ли-
бо порядковый номер, либо комбинация координат звезды. Но в раз-
ных каталогах эти номера могут различаться. Не существует офици-
альных документов, регламентирующих имена звезд, но есть тради-
ция, которая поддерживается астрономами при составлении карт и
атласов звездного неба. (Мы опускаем здесь тему продажи имен
звезд, уверенные, что наш читатель ясно понимает нечистоплотность
этого «бизнеса».)
Однако у всех ярких звезд и даже у многих слабых кроме научно-
го обозначения есть и собственное имя; эти имена они получили еще
в древности. Многие из ныне употребляющихся имен звезд, напри-
мер Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель, имеют арабское происхожде-
ние, другие происходят из греко-римской традиции. Сейчас астроно-
мам известно около трех сотен исторических имен звезд. Это навига-
ционные звезды, которыми издавна пользовались для ориентации пу-
тешественники и охотники. Часто это названия частей тех фигур, ко-
торые дали название всему созвездию: Бетельгейзе (в созвездии Ори-
2.6. Имена и обозначения звезд
31
он) — «плечо гиганта» или «подмышка великана», Денебола (в созвез-
дии Лев) — «хвост льва», Алгениб и Маркаб (в Пегасе) — это «крыло» и
«седло», Фомальгаут (в Южной Рыбе) — «рот рыбы», Ахернар (в Эрида-
не) — «конец реки», и т. д. Фактически это перевод на арабский указа-
ния места звезды в звездном каталоге, включенном Птолемеем в свой
«Альмагест». Разумеется, у разных народов одна и та же звезда назы-
вается по-разному: например, «плечо» Ориона — Бетельгейзе — у буш-
менов называется «Самка антилопы».
В Приложении 2 указаны имена, обозначения и блеск (в звездных
величинах визуального диапазона) для некоторых популярных звезд.
В основном это ярчайшие звезды, а группа слабых звезд в созвездии
Тельца: Альциона, Астеропа, Атлас, Майя, Меропа, Плейона, Тайгета и
Электра — это знаменитые Плеяды.
Начав в конце XVI в. детальное изучение неба, астрономы столкну-
лись с необходимостью иметь обозначения для всех без исключения
звезд, видимых невооруженным глазом, а позже — в телескоп. В пре-
красно иллюстрированной «Уранометрии» (1603) Иоганна Байера
(1572-1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями
легендарные фигуры, звезды впервые были обозначены строчными
(маленькими) буквами греческого алфавита приблизительно в поряд-
ке убывания их блеска: а — ярчайшая звезда созвездия, 0 — вторая по
блеску, и т. д. Если созвездие было богато звездами и 24 букв грече-
ского алфавита не хватало, Байер использовал латинский алфавит:
сначала все строчные буквы, а если и их не хватало, то и заглавные,
но не далее буквы Q. Полное обозначение звезды по системе Байера
состоит из буквы и латинского названия созвездия. Например, Сири-
ус — ярчайшая звезда Большого Пса (Canis Major) — обозначается как
a Canis Majoris, или сокращенно а СМа; Алголь, вторая по яркости
звезда в Персее, обозначается как 0 Persei, или 0 Per.
Позже Джон Флемстид (1646-1719), первый Королевский астро-
ном Англии, занимавшийся определением точных координат звезд,
ввел систему их обозначения, не связанную с блеском. В каждом со-
звездии он обозначил звезды номерами в порядке увеличения их пря-
мого восхождения, т. е. в том порядке, в котором они пересекают не-
бесный меридиан. Так, Арктур, он же а Волопаса (a Bootis), обозначен
по Флемстиду как 16 Bootis. На современных картах звездного неба
обычно нанесены древние собственные имена ярких звезд (Сириус,
Канопус,...) и греческие буквы по системе Байера; обозначения Байе-
ра латинскими буквами используют редко. Остальные, менее яркие
звезды обозначают цифрами по системе Флемстида.
32
Глава 2. Небо звезд и созвездий
Особый интерес при изучении эволюции звезд представляют пере-
менные звезды, изменяющие со временем свой блеск. Для них приня-
та специальная система обозначений, стандарт которой установлен
«Общим каталогом переменных звезд» (адрес в интернете: www.sai.
msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs или lnfml.sai.msu.ru/GCVS/gcvs). Пе-
ременные звезды обозначаются латинскими прописными буквами от
R до Z, а затем комбинациями каждой из этих букв с каждой из после-
дующих от RR до ZZ, после чего используются комбинации всех букв
от А до Q с каждой последующей, от АА до QZ (из всех комбинаций ис-
ключается буква), которую легко спутать с буквой I). Число таких бук-
венных комбинаций 334. Поэтому, если в каком-то созвездии открыто
большее число переменных звезд, они обозначаются буквой V (от va-
riable — переменный) и порядковым номером, начиная с 335. К каждо-
му обозначению прибавляется трехбуквенное обозначение созвездия,
например R CrB, S Car, RT Per, FU Ori, V557 Sgr и т. д. Обозначения в
этой системе принято давать лишь переменным звездам нашей Галак-
тики. Яркие переменные из числа звезд, обозначенных греческими бу-
квами (по Байеру), других обозначений не получают.
Особую группу переменных звезд представляют, условно говоря,
однократные переменные — вспышки новых и сверхновых (хотя у но-
вых бывают и рекуррентные вспышки). При безличном обсуждении
этих явлений термины «новая» и «сверхновая» пишут с маленькой бук-
вы: например, в 1975 г. наблюдалась вспышка новой в созвездии Лебе-
дя. Но при обозначении конкретного события (или самой звезды) эти
слова пишут с большой буквы: Новая Лебедя 1975 (Nova Cyg 1975,
NCyg 1975), Сверхновая 1987А (Supernova 1987А, SN 1987А). Подроб-
нее о переменных звездах и их обозначениях рассказано в главе 6.
По мере публикации все более глубоких каталогов звездного не-
ба, содержащих данные о более тусклых звездах, в научную практику
регулярно вводятся новые системы обозначения, принятые в каждом
из этих каталогов. Поэтому весьма серьезную проблему представляет
кросс-идентификация звезд в разных каталогах: ведь одна и та же
звезда может иметь десятки различных обозначений. Создаются спе-
циальные базы данных, облегчающие поиск сведений о звезде по раз-
личным ее обозначениям; наиболее полные из них поддерживаются в
Центре астрономических данных в Страсбуре (cdsweb.u-strasbg.fr).
Традиция включать в имя звезды название созвездия, в котором
она расположена, потенциально таит в себе некоторое неудобство.
Мы уже знаем (раздел 2.1), что звезды в результате собственного дви-
жения пересекают границы созвездий. Например, р Орла теперь еле-
2.6. Имена и обозначения звезд
33
дует искать в созвездии Дельфин. Со временем подобная путаница бу-
дет лишь возрастать (см. табл. 2.1).
Перемещаясь в пространстве относительно Солнца, звезды не
только время от времени пересекают границы созвездий, но и меня-
ют свое расстояние от нас, а значит, и видимый блеск. Патрик Мур
(Р. Moore), ссылаясь на расчеты Джоселин Томкин (J. Tomkin), приво-
дит список звезд, которые за прошедшие и предстоящие несколько
миллионов лет становились или станут ярчайшими светилами наше-
го небосвода (табл. 2.3). Разумеется, предполагалось, что светимость
указанных звезд остается неизменной, а их видимый блеск меняется
только из-за расстояния. Кроме этого, не принималась в расчет воз-
можность неожиданного и, как правило, кратковременного увеличе-
ния блеска других светил: новых, сверхновых и прочих переменных.
Такие события происходят регулярно, и прогнозировать их мы пока
не умеем. Например, блеск Миры Кита обычно не поднимается выше
2т, но иногда возрастает до 1,7Ш, а в 1772 г. достиг 1,2™. Неправильная
переменная у Кассиопеи в 1936 г. достигла 1,6™, а затем не поднима-
лась выше 2,2™. Но самый непредсказуемый и вспыльчивый характер
демонстрирует очень массивная звезда ц Киля (ц Саг). Впервые ее за-
нес в каталог Эдмунд Галлей в 1677 г. как звезду 4™, но к 1730 г. она
стала одной из ярчайших звезд в созвездии Киль. Однако к 1782 г. она
значительно потускнела и стала недоступной для наблюдения, но в
1820 г. ее блеск вновь стал возрастать. В 1843 г. она на некоторое вре-
мя увеличила свой блеск до -0,8™, став второй по яркости после Си-
риуса, а между 1900 и 1940 гг. ее визуальный блеск опять упал до 8™,
сделав звезду недоступной для невооруженного глаза. Сейчас блеск
этого беспокойного гипергиганта подрос до 6,2™; вероятно, в ближай-
шее время (в масштабе миллиона лет) можно ожидать взрыва этой
массивной звезды.
Однако мы условились при составлении табл. 2.3 не принимать в
расчет яркие, но кратковременные явления. Вообще, обращаясь к
этой таблице, нужно иметь в виду ее приблизительный характер. На
временах в миллионы лет может заметно меняться светимость звезд,
особенно массивных. К тому же не все измеренные данные настолько
точны, чтобы безоговорочно приписывать приоритет яркости опреде-
ленной звезде. Например, удаляющийся от нас Канопус (а Саг) сего-
дня имеет блеск -0,72™, но около 3,4 млн лет назад был вдвое ближе
и, вероятно, имел блеск -2,2™, так что он мог поспорить за первенст-
во в яркости с р Б. Пса и Стрельца. Поэтому таблица призвана лишь
продемонстрировать, что за время порядка миллиона лет взаимное
34
Глава 2. Небо звезд и созвездий
движение звезд может существенно преобразить картину ночного не-
ба. Ведь за это время большинство близких звезд не только заметно
изменяет свой видимый блеск, но и перемещается на фоне более дале-
ких звезд на десятки градусов, нарушая привычные нам фигуры со-
звездий.
Таблица 2.3
Ярчайшие звезды в прошлом и будущем (по Moore, 2000, р. 260)
Год Звезда Звездная величина Минимальное расстояние, св. годы Нынешняя зв. величина Нынешнее расстояние, св. годы
-4 700 000 е Большого Пса -4,0 34 1,50 490
-4 400 000 Р Большого Пса -3,7 37 1,98 710
-1 200 000 Q Стрельца -2,7 8 2,60 78
-1 000 000 QЗайца -2,1 5,3 3,55 78
-300 000 Альдебаран -1,5 21,5 0,87 65
-240 000 Капелла -0,8 28 0,08 42
-60 000 Сириус -1,6 7,8 -1,44 8,6
+300 000 Вега -0,8 17 0,03 25
+ 1 190 000 Р Возничего -0,4 28 1,90 82
+ 1 250 000 бЩита -1,8 9,2 4,70 160
+ 1 500 000 у Дракона -1,4 28 2,24 101
+2 290 000 и Весов -0,5 30 3,60 127
+2 900 000 HR 2853 -0,9 14 5,60 280
+3 500 000 у Геркулеса -0,6 44 3,75 137
+4 600 000 Р Лебедя -0,5 80 3,08 390
Вернемся к собственным именам звезд. Некоторые выдающиеся
(но отнюдь не самые яркие) звезды нередко называют именами астро-
номов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, «Летя-
щая звезда Барнарда» названа в честь американского астронома Эду-
арда Эмерсона Барнарда, обнаружившего в 1916 г. ее рекордно бы-
строе собственное движение на небе. Следом за ней по скорости соб-
ственного движения идет «звезда Каптейна», названная в честь от-
крывшего этот факт нидерландского астронома Якобуса Корнелиуса
Каптейна. Известны также «гранатовая звезда Гершеля» (темно-крас-
ная звезда ц Сер), «звезда ван Маанена» (ближайший одиночный бе-
лый карлик), «звезда ван Бисбрука» (светило рекордно малой массы),
«звезда Пласкетта» (рекордно массивная двойная звезда), «звезда Бэб-
кока» (светило с рекордно сильным магнитным полем) и еще некото-
рые, в общем около двух десятков замечательных звезд. Следует заме-
2.6. Имена и обозначения звезд
35
Таблица 2.4
Некоторые звезды, названия которых связаны с именами астрономов
Звезда Астроном <*2000.0 §2000.0 Обозначения, характеристика
Гранатовая звезда Гершеля Herschel W. (1738-1822) 21h 43,6m +58° 47' ц Сер. Холодный темно-красный сверхгигант (М2 lae). V = 4,1т
Летящая звезда Барнарда Barnard Е. Е. (1857-1923) 17h 57,9m +4° 41' Звезда с наибольшим собственным движением. V = 9,5я1
Звезда Каптейна Kapteyn J. С. (1851-1922) 5h ll,2m +45° 01' Звезда со вторым по величине соб- ственным движением. V = 8,8я1
Звезда ван Маанена Van Maanen А. (1884-1946) 0h 49,0m +5° 23' Ближайший одиночный белый кар- лик. V = 12,4я1.
Звезда Кшеминского Krzeminski W. 1 lh 21,3m -60° 37' V779 Cen, Cen Х-3. Затменная двой- ная с нейтронной звездой. V = 13,3я1
Звезда Пшибыльского Przybylski A. (1913-1986) llh 37,6m -46° 43' HD 101065. Звезда с необычным хи- мическим составом. V = 8,0я1
Объект Сакураи Sakurai Y. 17h 52,5m -17’41' V4334 Sgr. Новоподобная (1996 г.), ядро планетарной туманности. V = 2U1 Iя1
Объект Кувано Kuwano N. 20h21,2m +21° 34' PU Vul. Симбиотическая новоподоб- ная (1977 г.). V= 17 + 9т
Звезда Поппера Popper D. M. 14h 15,0m -46° 17' HD 124448. Первая звезда с большим избытком гелия. V= 10я1. Спектр ВЗр
Звезда Лёйтена Luyten W.J. (1899-1994) 7h 27,4m +5° 14' BD+05°1668. Чрезвычайно малень- кая звезда. V = 9,9я1
Звезда Тигардена Teegarden B. 2h 53,0m +16° 53' S0025300.5+165258. Ошибочно при- нята за третью от Солнца. V = 15,4я1
тить, что эти имена никем не утверждены: астрономы используют их
неофициально, как знак уважения к работе своих коллег.
Для примера возьмем «звезду Пшибыльского», необычные свойст-
ва которой были открыты в 1960 г. Она располагается на южном небе,
в созвездии Кентавра, и с территории России не видна. Зато в южных
широтах ее может увидеть любой желающий, если у него есть би-
нокль: звезда довольно яркая, 8-й звездной величины. Ее поверхность
вдвое горячее, чем у Солнца, а химический состав совершенно необы-
чен — такие звезды астрономы относят к спектральному классу Ар.
Открыл и исследовал эту удивительную звезду польский астроном Ан-
тонин Пшибыльский (1913-1986), человек с очень интересной судь-
36
Глава 2. Небо звезд и созвездий
бой; научной работой он занимался в Австралии на обсерватории Ма-
унт-Стромло (см.: Сурдин, 2002). За прошедшие полвека астрономы
исследовали тысячи других необычных звезд (а чтобы их найти, были
изучены сотни тысяч «обычных»), но более удивительного светила,
чем звезда Пшибыльского, пожалуй, найдено не было.
У этой звезды содержание элементов группы железа в десятки раз
ниже обычного, характерного для подавляющего большинства других
звезд. Зато у нее много химических элементов группы лантаноидов —
крайне редких как на Земле, так и в космосе. В таблице Менделеева
лантаноиды выделены отдельной строкой внизу; по своим химиче-
ским свойствам они очень похожи друг на друга, а за низкую природ-
ную концентрацию названы «редкоземельными элементами». Среди
всех лантаноидов у звезды Пшибыльского особенно много гольмия —
тяжелого металла, близкого по весу к вольфраму, платине и золоту.
Гольмий и на Земле настолько редок, что его свойства еще детально не
изучены, ни на одном космическом теле — кроме звезды Пшибыльско-
го — он вообще не обнаружен! Такое впечатление, что на этой звезде
собрался весь гольмий нашей Галактики. Звезда Пшибыльского не под-
дается объяснению и, видимо, еще долго будет оставаться загадкой.
Как пишут его коллеги, сам астроном Антонин Пшибыльский был
чрезвычайно скромным человеком. Ему бы и в голову не пришло дать
звезде свое имя. Но с момента открытия все называют это уникаль-
ное светило «звездой Пшибыльского».
Еще один малоизвестный пример — звезда Поппера. Эту первую
звезду с экстремально высоким содержанием гелия открыл астроном
Дэниел Поппер еще в 1942 г., но до сих пор похожих звезд обнаруже-
но лишь несколько десятков. Все они почти не содержат водорода, но
очень богаты гелием. Светимость таких звезд чрезвычайно велика
для их массы. Сама звезда Поппера при массе в 1 М0 имеет свети-
мость 1O4L0 и радиус 13/?0. Только в 2006 г. было окончательно выяс-
нено, как образуются такие звезды. Два белых карлика в тесной двой-
ной системе постепенно сближаются и в конце концов сливаются в
одну звезду, в результате чего в этом конгломерате вновь начинаются
термоядерные реакции.
Поскольку мы обсуждаем имена звезд, то нужно вспомнить про
объект Сакураи в созвездии Стрелец. В 1996 г. его открыл японский ас-
троном-любитель Сакураи: вероятно, это второй пример после Грана-
товой звезды Гершеля, когда светило за пределами Солнечной систе-
мы получило имя любителя науки. Объект Сакураи часто называют
самой быстрорастущей из всех известных звезд. В 1996 г. этот объект
2.6. Имена и обозначения звезд
37
был размером с Землю и имел температуру поверхности около
50 000 К (типичный молодой белый карлик), а спустя всего полгода он
увеличился в сотни раз и превратился в желтый сверхгигант с темпе-
ратурой около 6000 К, окутав себя непрозрачной оболочкой из угле-
родных пылинок. Похоже, что эта умирающая звезда — ядро планетар-
ной туманности — продемонстрировала последнюю гелиевую вспыш-
ку (см. главу 8). Обнаружение столь редких объектов делает честь ас-
трономам-профессионалам и тем более любителям.
Разумеется, никаких дипломов «на право владения» именами
звезд их первооткрывателям не дают. Со временем такого рода имена
звезд обычно забываются. Остаются лишь их сухие каталожные обо-
значения, а фамилии старых астрономов, не знакомых следующему по-
колению исследователей, перестают упоминаться. Как видим, в этом
вопросе астрономы заметно скромнее биологов, делающих свои име-
на официальной составной частью названий животных и растений.
Литература
Дагаев М. М. Наблюдения звездного неба. М.: Наука, 1988.
Зигель Ф. Ю. Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне.
М.: Наука, 1986.
Карпенко Ю. А. Названия звездного неба. М.: Наука, 1985.
Кузьмин А. В. Звездная летопись цивилизации // Природа. 2000. № 8. С. 32-41.
Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. М.: УРСС, 2002.
Рей Г. Звезды: Новые очертания старых созвездий. М.: Мир, 1969.
Сурдин В. Г. Небо. М.: Слово, 2000.
Сурдин В. Г. Звезда Пшибыльского // Наша школа. 2002. № 10. С. 4-9.
Уллерих К. Ночи у телескопа: путеводитель по звездному небу. М.: Мир, 1965.
Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. М.: Наука, 1984.
Ян Гевелий. Описание всего звездного неба. Гданьск, 1690. (Johannis Hevelii. Ura-
nographia totum caelum stellatum. Gedani, anno MDCXC) / Под ред. П. В. Щег-
лова. Ташкент: ФАН, УзССР, 1968. Доступно на сайте Astronet: http://www.
astronet.ru/db/msg/1190041/index.html
Bakich М. Е. The Cambridge Guide to the Constellations. Cambridge: Cambridge Uni-
versity Press, 1995.
Moore P. The Data Book of Astronomy. IOP, 2000.
Плава
ПОЧЕМУ МЫ ВИДИМ
ЗВЕЗДЫ
В. Г. Сурдин
Наивные вопросы иногда позволяют глубже взглянуть на вещи. По-
чему днем не видно звезд? Почему ночью небо темное? Сколько
звезд на небе? Почему мы видим звезды? В этой главе мы попытаемся
ответить на некоторые из них, но вряд ли эти ответы удовлетворят
вас до конца. Чем проще вопрос, тем, как правило, глубже зарыт от-
вет...
3.1. Сколько звезд на небе?
Были времена, причем не столь отдаленные, когда шутливое прозви-
ще астрономов — «звездочеты» — точно соответствовало роду их заня-
тий: астрономы поштучно считали звезды на небе. Конец этому «звез-
дочетству» положило изобретение фотографии, открывшее перед уче-
ными такие бездны небесные, в которых, кажется, и вправду звездам
нет числа. Сегодня составитель крупного каталога не сможет точно
вам ответить, сколько объектов он внес в свой труд. Не удивляют уже
фразы типа «в нашем каталоге около миллиарда звезд» или «на небе
около 6 млн звезд до 13-й звездной величины». Но в эпоху визуаль-
ных наблюдений каждое светило знали «в лицо», каждая звезда была
на учете.
В середине XIX в. первый директор Пулковской обсерватории Васи-
лий Яковлевич Струве (1793-1864) писал: «Число звезд, которые вид-
ны без помощи телескопа, весьма незначительно. Г-н Аргеландер в сво-
ей „Уранометрии" дает список 3256 звезд, видимых невооруженным
глазом, от Северного полюса до 36° южного склонения, т. е. немного ме-
нее чем на восьми десятых небесного свода. Для других двух десятых в
окрестностях южного небесного полюса нужно прибавить 844 звезды.
Мы будем иметь тогда на всем небесном своде 4100 звезд, видимых че-
ловеком со средним зрением. Это число увеличивается почти до 6 000
для лиц, наделенных острым зрением» (Струве, 1953, с. 9).
3.1. Сколько звезд на небе?
39
К этому фрагменту работы Струве дано примечание ее переводчи-
ка (М. С. Эйгенсона) и редактора (А. А. Михайлова): «Одной из причин
резкого различия числа действительно визуально подсчитанных
звезд с тем числом, которое (неточно) оценивается при общем созер-
цании неба без фиксирования зрения на каком-нибудь одном опреде-
ленном его участке, может быть большая чувствительность бокового
зрения, в котором участвуют периферические части сетчатки, по срав-
нению с прямым зрением. Поэтому при общем созерцании звездного
неба нам кажется (и это ощущение вполне соответствует действитель-
ности), что на небе звезд очень много. „Открылась бездна, звезд пол-
на, звездам числа нет..." — весьма точно передал это ощущение бес-
численности звезд в своем знаменитом стихотворении М. В. Ломоно-
сов. При звездных же подсчетах мы не просто созерцаем все небо, по-
падающее в наше, весьма широкое у людей с нормальным зрением,
поле зрения, а фиксируем рассматриваемую звезду в области желто-
го пятна с его пониженной относительно боковых областей сетчатки
чувствительностью».
К особенностям нашего зрения мы еще вернемся, а пока посмот-
рим на результаты подсчетов современных астрономов. Таблицу 3.1
составили сотрудники Национальной солнечной обсерватории Сакра-
менто Пик (США). Как видим, с точностью до одной звезды указано
только количество самых ярких звезд, без особого труда различимых
невооруженным глазом. Начиная с 6™ приводится приближенное ко-
личество звезд, все менее точное по мере продвижения к слабым све-
тилам. Причин для этого немало: различная спектральная чувстви-
тельность глаза, фотопластинки и других приемников света, неодно-
родная заселенность неба звездами и др.
Таблица 3.1
Количество звезд на всем небе, имеющих блеск
ярче указанной звездной величины (Star Numbers, 2001)
Видимая величина Колич. звезд Видимая величина Колич. звезд Видимая величина Колич. звезд, млн Видимая величина Колич. звезд, млн
0я7 4 5т 1602 10”7 0,340 15™ 36,9
1 15 6 4 800 11 0,927 16 83,7
2 48 7 14 000 12 2,46 17 182
3 171 8 42 000 13 6,29 18 374
4 513 9 121000 14 15,5 19 733
Любопытно, что самые яркие звезды «предпочитают» южное полу-
шарие неба: Сириус (а Б. Пса, -1,46™), Канопус (а Киля, -0,72™), Толи-
40
Глава 3. Почему мы видим звезды
ман (а Кентавра, -0,29™). И только четвертая по рангу звезда оказа-
лась на северном небе: Арктур (а Волопаса, -0,04™). Для оценки коли-
чества звезд (N) ярче определенной величины в фильтре V (близком к
визуальному диапазону) можно использовать формулу, аппроксими-
рующую данные этой таблицы:
lg W = 0,754 + 0,4896 V+ 0,001159 V2 - 0,000235 V3.
У большинства людей практический предел при наблюдении
звезд лежит между 5™ и 6™. Но возможности глаза улучшает оптика.
Даже применение простого полевого бинокля 7x50 (т. е. 7-кратный с
объективами диаметром 50 мм) делает доступными звезды 9™. В теле-
скоп можно увидеть еще более слабые звезды, хотя наблюдение в оку-
ляр одним глазом немного снижает общую чувствительность зрения.
Табл. 3.2 демонстрирует возможности нашего зрения, усиленные оп-
тической техникой. В третьей колонке указано примерное расстоя-
ние, на котором глаз различает свет обычной свечи.
Таблица 3.2
Предельная звездная величина (Ицт) при визуальных наблюдениях
Диаметр объектива, мм vUm Свеча (км) Количество звезд Примечание
7 4,5* 1,4 900 Глаза человека
50 8,8* 9,8 98 000 Бинокль 7x50
100 9,6 14 226 000 4-дюймовый рефрактор
150 10,4 20 509 000 6-дюймовый самодельный рефлектор
500 13,0 68 6,3 млн Дорогой любительский телескоп
1000 14,6 140 26 млн Рефлектор университетского класса
2 400 16,5 340 124 млн «Хаббл» в космосе
10 000 19,5 1 300 1 млрд «Кек» с адаптивной оптикой
* — наблюдение ведется двумя глазами.
Для оценки предельной звездной величины при визуальных на-
блюдениях одним глазом в инструмент с объективом диаметром d
(выраженном в миллиметрах) можно использовать формулу:
Him = -0,4 + 5 lg d.
Но пользоваться этой формулой нужно с учетом нескольких об-
стоятельств. Во-первых, предполагается, что глаз хорошо адаптирован
к темноте. Для этого нужно провести в полной темноте хотя бы чет-
верть часа (см. рис. 3.1). Во-вторых, предполагается, что наблюдается
участок неба, расположенный высоко над горизонтом. Ведь земная ат-
3.1. Сколько звезд на небе?
41
Рис. 3.1. Величины предельно
слабых звезд, доступных наше-
му невооруженному глазу, в за-
висимости от времени его темно-
вой адаптации. Пороговая чувст-
вительность глаза практически
недостижима, поскольку ночное
небо не бывает абсолютно тем-
ным, а светится за счет излуче-
ния атмосферы, космической пы-
ли и далеких звезд.
Время пребывания в темноте, мин
мосфера ослабляет яркость звезд. Менее всего свет поглощается при
наблюдении объектов в зените: в этом случае луч зрения проходит
сквозь «воздушный океан» по кратчайшему пути. Но чем ниже опуска-
ется звезда, тем большую толщу воздуха преодолевает ее свет и тем
сильнее он поглощается и рассеивается. Чтобы исправить наблюдае-
мую яркость светила в желто-зеленом диапазоне спектра (фильтр V)
за дополнительное поглощение света в атмосфере (как говорят астро-
номы, «привести наблюдения к зениту»), нужно к наблюдаемой звезд-
ной величине прибавить Дги:
Высота звезды над горизонтом Ат Высота звезды над горизонтом Ат
90° 0,00я1 20° 0,43я1
70 0,01 15 0,65
50 0,06 10 0,99
40 0,12 5 1,77
30 0,23 3 2,61
Эти поправки даны для наблюдателя на уровне моря; при увеличе-
нии высоты обсерватории они уменьшаются. При этом предполагает-
ся, что качество неба отличное (чистый сухой воздух, полное отсутст-
вие облаков). При худшем качестве неба (высокая влажность или за-
пыленность, тонкие перистые облака) поправка становится все боль-
ше и неопределеннее, особенно вблизи горизонта. У самого горизонта
для желтых лучей ослабление света достигает 5т и даже более. Это
42
Глава 3. Почему мы видим звезды
не удивительно, ведь по сравнению с зенитом количество воздуха на
луче зрения у горизонта увеличивается почти в 40 раз!
А велико ли поглощение света при наблюдении в зените? Для ас-
тронома, работающего на уровне моря, чистая атмосфера в зените ос-
лабляет свет в визуальной области спектра на 0,22™, а в фотографиче-
ской — на 0,44™. К этим цифрам можно отнестись по-разному. Кто-то
скажет, что это очень много, и пожалеет астрономов, вынужденных
наблюдать Вселенную со дна воздушного океана. Но если вдуматься,
наша атмосфера — это настоящее чудо: защищая все живое от губи-
тельных потоков космической радиации, она почти не препятствует
изучению Вселенной. Ведь сжатая до плотности воды, наша атмосфе-
ра покрыла бы Землю слоем толщиной в 10 м; и при этом — такая про-
зрачность!
Наконец, последнее, что нужно помнить, занимаясь подсчетом
звезд: все приведенные выше числа и формулы справедливы только
при отсутствии рассеянного света. Темнота — друг астронома! Но най-
ти ее нелегко. Ночное освещение городов, рассеянный в воздухе лун-
ный свет (особенно вблизи полнолуния), полярные сияния, серебри-
стые и перламутровые облака... Всё это мешает обнаружению тусклых
звезд. Но раз уж мы заговорили о ночной темноте, то самое время заду-
маться...
3.2. Почему ночью небо темное?
Открылась бездна, звезд полна,
Звездам числа нет, бездне - дна.
М. В. Ломоносов.
Вечернее размышление о божьем величестве
при случае великого северного сияния
«Почему ночью небо темное?» — наивно спросил в 1823 г. немецкий ас-
троном и врач Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840), чем оконча-
тельно сформулировал один из классических парадоксов космологии,
называемый теперь фотометрическим парадоксом Ольберса.
На первый взгляд, ответ на этот «детский вопрос» предельно
прост: днем близкое к нам Солнце освещает поверхность Земли, а его
рассеянный в атмосфере свет создает эффект голубого неба; ночью же
нас достигает лишь свет очень далеких звезд, который не в состоянии
разогнать космическую тьму. Однако проблема состоит в том, что ес-
ли в бесконечном пространстве Вселенной равномерно рассеяны оди-
наково и вечно излучающие звезды, если действительно «звездам чис-
3.2. Почему ночью небо темное?
43
ла нет, бездне — дна», то в любом на-
правлении на небосводе луч нашего
зрения обязательно должен встре-
тить какую-либо из звезд, а значит,
вся поверхность неба должна пред-
ставляться нам ослепительно яркой,
подобной поверхности Солнца — ти-
пичной звезды. В действительности
же ночное небо темное!
Ольберс был не первым, кто, пе-
реступив через привычное (ведь
«ночь» и «тьма» — почти синонимы!),
ощутил парадоксальность бытия.
До него аналогичную идею еще в
1744 г. высказал швейцарский астро-
ном Жан Шезо (Jean-Philippe-Loys de
Cheseaux, 1718-1751). Поэтому в не-
Рис. 3.2. Генрих Вильгельм Ольберс.
которых книгах фотометрическую проблему космологии называют
парадоксом Шезо—Ольберса. Однако можно вспомнить, что эту же
проблему примерно в те же годы обсуждал Эдмонд Галлей (1656—
1742), а еще раньше - Иоганн Кеплер (1571-1630), который в 1610 г.
приводил факт темноты ночного неба как аргумент против безгранич-
ной Вселенной, заполненной бесконечным количеством звезд. Впро-
чем, еще в 1576 г. вопросом «почему ночное небо темное?» задавался
английский математик Томас Диггес (Thomas Digges, 1546-1595). Но у
истории науки, как и у истории вообще, нет сослагательного наклоне-
ния: именно Ольберсу удалось четко сформулировать проблему и
привлечь к ней внимание.
Для объяснения фотометрического парадокса сам Ольберс пред-
положил, что в межзвездном пространстве имеется рассеянное веще-
ство, которое поглощает свет далеких звезд. Хотя спустя столетие
межзвездное поглощение света действительно было обнаружено, оно
не смогло разрешить парадокс ночной тьмы: в безграничной и веч-
ной Вселенной, однородно заполненной звездами, сами пылинки на-
грелись бы до температуры звездной поверхности и светились бы как
звезды.
Позже немецкий астроном Хуго Зелигер (Hugo von Seeliger,
1849-1924) сформулировал другой космологический парадокс — гра-
витационный. Он заключается в том, что, согласно ньютоновской тео-
рии тяготения, в бесконечной Вселенной, однородно заполненной ве-
44
Глава 3. Почему мы видим звезды
ществом, сила тяготения не имеет определенной конечной величины.
Два парадокса классической космологии явно указывали на то, что
требуется изменить либо законы ньютоновой физики, либо представ-
ления об устройстве Вселенной как о бесконечном и однородном вме-
стилище бесконечного количества звезд. Второй путь казался легче,
поскольку в начале XX в. астрономы еще очень мало знали о глубинах
Вселенной.
В рамках классической физики оба парадокса нашли разрешение
в модели иерархического строения Вселенной, разработанной Кар-
лом Вильгельмом Шарлье (1862-1934), профессором астрономии и ди-
ректором обсерватории Лундского университета (Швеция). В 1908 г.
он опубликовал новую теорию строения Вселенной; в окончательном
виде она была изложена Шарлье в 1922 г. Согласно ей, Вселенная пред-
ставляет собой бесконечную совокупность входящих друг в друга сис-
тем все возрастающего порядка сложности: отдельные звезды образу-
ют галактику первого порядка, совокупность галактик первого поряд-
ка образует галактику второго порядка (Метагалактику), совокуп-
ность галактик второго порядка образует галактику третьего поряд-
ка, и т. д. до бесконечности. На основании такого представления о
строении Вселенной Шарлье пришел к выводу о том, что в бесконеч-
ной иерархической Вселенной фотометрический и гравитационный
парадоксы устраняются, если расстояния между равноправными сис-
темами достаточно велики по сравнению с их размерами, что приво-
дит к непрерывному уменьшению средней плотности космической
материи по мере перехода к системам все более высокого порядка.
Однако идея Шарлье не подтвердилась. Хотя определенная иерар-
хия звездных систем во Вселенной обнаружилась — многие галактики
объединены в скопления, а те в еще большие сверхскопления, — тем
не менее по мере роста пространственного масштаба вещество во Все-
ленной распределяется все более однородно, и его средняя плотность
стремится к постоянной величине, а не к нулю, как того требует мо-
дель Шарлье.
Изучив распределение далеких галактик, Эдвин Хаббл (1889—
1953) и другие астрономы к середине XX в. надежно доказали, что в
больших масштабах наша Вселенная в высочайшей степени однород-
на и изотропна. С другой стороны, открытое Хабблом расширение
Вселенной показало, что чем дальше расположены галактики и их
звезды, тем быстрее они удаляются от нас. Когда это выяснилось, не-
которые исследователи решили, что один лишь эффект красного сме-
щения может объяснить темноту ночного неба, поскольку свет, испу-
3.3. Видны ли звезды днем?
45
щенный далекими звездами, достигая Земли, оказывается за преде-
лом оптического диапазона спектра. Однако другие исследователи
сходились во мнении, что более важным является ограничение воз-
раста Вселенной. Действительно, за время, прошедшее с начала рас-
ширения нашего мира (около 14 млрд лет), до нас дошел свет лишь от
ограниченного числа (порядка 10 млрд) галактик, а этого слишком ма-
ло, чтобы сделать ночное небо светлым.
Все же удивительно, как много важных свойств природы понадо-
билось выяснить, чтобы ответить на детский вопрос «почему ночью
темно?» Сколь многое удалось понять о свойствах звезд и строении
Вселенной, оттолкнувшись от такого «элементарного» факта, как тем-
нота ночного неба! На самом деле фотометрический и гравитацион-
ный парадоксы были окончательно разрешены только в релятивист-
ской теории эволюционирующей Вселенной, разработанной на осно-
ве общей теории относительности Эйнштейна. Но мы сейчас не ста-
нем углубляться в эту тему, а поговорим о более простых, но не менее
любопытных вещах.
3.3. Видны ли звезды днем?
Если спросить: «Сколько звезд на небе видно днем?», то многие сочтут
это простеньким вопросом для школьной викторины. Каждый второй
пятиклассник ответит на него, не задумываясь: «Днем можно увидеть
лишь одну звезду — Солнце, да и то в безоблачную погоду». Но уже
восьмиклассник, быть может, вспомнит, что читал или слышал о воз-
можности увидеть звезды днем из глубокого колодца. Действительно,
существует старое и довольно распространенное убеждение, что
днем можно увидеть на небе звезды, если смотреть со дна глубокого
колодца. Время от времени это утверждают вполне авторитетные ав-
торы. Например, Франсуа Араго в своей «Общепонятной астрономии»
(СПб., 1861) отвел этой теме отдельную главу (т. 1, книга 5, гл. VIII
«О видении звезд в колодцах»). Он начинает со свидетельств класси-
ков: «Аристотель говорит, что со дна колодца можно видеть звезды
(„О возникновении животных", кн. V). Там же он упоминает, что дабы
лучше рассмотреть звезды, употребляют длинные трубы. Но все ука-
зывает, что подобные трубы действовали наподобие колодцев и не за-
ключали в себе никаких стекол. Подобно Стагириту, Плиний также
уверяет, что, поместившись на дне узкой впадины, можно видеть звез-
ды среди белого дня. Может быть, этот знаменитый философ, по сво-
ему обыкновению, заимствовал наблюдение у Аристотеля без всякой
проверки? Во всяком случае, мне кажется, что нельзя ссылаться на
46
Глава 3. Почему мы видим звезды
Рис. 3.3. Сэр Роберт Болл в своей книге
«Star-Land» (Бостон, 1889) дает подроб-
ные рекомендации, как наблюдать
днем звезды со дна высокой печной
трубы, объясняя эту возможность тем,
что в темной трубе зрение человека
становится более острым.
скольких последовательных дней,
бы его камина».
Плиния как на поруку в выше-
приведенном факте».
Далее Араго цитирует книгу
известного немецкого астронома
Христофа Шейнера (1575-1650):
«Мне сказывал один весьма обра-
зованный и достойный доверия
испанец, что всякому известно в
Испании, что в открытых глубо-
ких колодцах небо и звезды, бле-
стящие чрез отражение, как в
зеркале, весьма ясно видны даже
в полдень и что он сам часто ви-
дел это собственными глазами...
Коимбрские студенты и другие
наблюдатели утверждают, что
звезды видны со дна весьма глу-
боких колодцев».
Наконец, в «Астрономии» сэ-
ра Джона Гершеля Араго нашел
следующие слова: «Яркие звез-
ды, проходящие через зенит, мо-
гут даже быть видимы простым
глазом лицами, находящимися
на дне глубокой и узкой впади-
ны, как, например, колодца или
рудной шахты. Я сам слышал от
знаменитого художника, как мне
кажется, Троутона, что первое
обстоятельство, обратившее его
внимание на астрономию, со-
стояло в регулярном появлении,
в известный час, в течение не-
жой звезды по направлению тру-
Эти описания вызывают у Араго доверие: «Предполагая на основа-
нии вышеприведенных свидетельств, что некоторые звезды видимы
простым глазом со дна колодца или сквозь длинную черную трубу ка-
мина, мне кажется явление это объясняется весьма просто». Угол зре-
ния нашего невооруженного глаза превышает 100°, указывает Араго,
3.3. Видны ли звезды днем?
«следовательно, неподвижный глаз, обращенный к небесному своду,
получает лучи от всех точек атмосферы, занимающих круговое про-
странство более 100° в поперечнике». Эти лучи, проходя через глазное
яблоко, заливают сетчатку рассеянным светом, на фоне которого сла-
бое изображение звезды не выделяется. Но «остановите, с помощью
длинной трубки, большую часть света, падающего на роговую оболоч-
ку, и в ту же минуту лучи звезды, сосредоточенные в одну точку сет-
чатки, возьмут перевес над освещающими ту же точку прямо и путем
рассеяния».
Для подтверждения своих рассуждений Араго напоминает, что
четкая фокусировка изображения в телескопе помогает заметить сла-
бые объекты: «Дальнозоркий, в счастливом положении, в котором мы
его здесь помещаем, может очень хорошо видеть звезды там, где бли-
зорукий не откроет и малейшего их следа».
Нужно признать, что в целом интуиция не подвела Араго. Он
очень прозорливо описывает процесс видения слабых объектов на яр-
ком фоне, указывая на необходимость конечного превышения сигнала
источника над средним сигналом от фона (иначе источник не домини-
рует над случайными флуктуациями яркости фона). Сегодня такие
рассуждения считаются азбукой астрофизики, но ясное понимание
этих вещей сложилось лишь во второй половине XX в., после появле-
ния электронных приемников света. Однако прав ли был Араго в кон-
кретном случае: помогает ли труба без стекол увидеть днем звезды?
Надо сказать, в свое время книги Араго были очень популярны.
Возможно, этим и объясняется широкое распространение уверенно-
сти в замечательных астрономических свойствах колодцев. Во вся-
ком случае, немало писателей упоминает об этом в своих произведе-
ниях: помните, у Киплинга — звезды видны в полдень со дна глубоко-
го ущелья.
А что говорит об этом эксперимент? Автор этой главы смотрел на
ясное дневное небо со дна 18-метровой зачерненной трубы вертикаль-
ного солнечного телескопа Государственного астрономического ин-
ститута им. П. К. Штернберга в Москве и увидел... лишь ослепительно
яркое небо. Пытаясь обнаружить «эффект колодца», некоторые естест-
воиспытатели проявляли любознательность с еще большим разма-
хом. Великий путешественник XIX в. Александр Гумбольдт, пытаясь
увидеть звезды днем, опускался в глубокие шахты Сибири и Амери-
ки, но безрезультатно. В XX в. тоже находились беспокойные головы.
Например, журналист «Комсомольской правды» Л. Репин в номере от
24 мая 1978 г. писал: «Говорят, что и среди бела дня можно увидеть
48
Глава 3. Почему мы видим звезды
звезды на небе, если спуститься в глубокий колодец. Однажды я ре-
шил проверить, правда ли это, спустился в шестидесятиметровый ко-
лодец, а звезд так и не смог разглядеть. Только маленький квадратик
ослепительно синего неба».
Еще одно надежное свидетельство: опытный любитель астроно-
мии из города Спрингфилд (штат Массачусетс, США) Ричард Сандер-
сон так описывает свои наблюдения в журнале «Skeptical Inquirer»
(1992, vol. 17, р. 74): «Как-то лет 20 назад, когда я работал практикан-
том в планетарии спрингсфилдского Музея науки, мы с коллегами ста-
ли спорить об этом древнем поверии. Наш спор услышал директор
музея Франк Коркош и предложил разрешить его экспериментально:
он отвел нас в подвал музея, где начиналась высокая и узкая печная
труба. В нее вела маленькая дверца, в которую мы смогли просунуть
свои головы. Я помню чувство возбуждения от перспективы среди бе-
ла дня увидеть ночные светила.
Посмотрев вдоль дымохода наверх, я увидел сияющий кружок на
фоне непроницаемой черноты печного нутра. От окружающей темно-
ты зрачки моих глаз расширились, и клочок неба заблестел еще ярче.
Я сразу понял, что с помощью этого „прибора" мне не удастся уви-
деть днем звезды. Когда мы выбрались из музейного подвала, дирек-
тор Коркош заметил, что только одну звезду удается наблюдать днем
в хорошую погоду: это — Солнце».
Итак, легенда не подтверждается: ночные звезды не видны днем
из глубокого колодца, равно как и из высокой трубы. Однако не бу-
дем торопиться с выводами: сквозь некоторые трубы звезды видны
даже днем. Речь идет об астрономических трубах — телескопах. Ас-
трономы иногда наблюдают звезды днем, например, для определения
их положения по отношению к Солнцу. А первой звездой, которую
увидели днем в телескоп, был яркий Арктур (а Волопаса). Это уда-
лось французскому астроному Морену в 1635 г., через 25 лет после из-
готовления Галилеем первого телескопа. Как видите, даже в телескоп
наблюдать звезды днем не так-то просто. «Я с радости чуть не уронил
трубу», — вспоминал этот случай Морен. После него это открытие не-
зависимо повторили французский астроном Жан Пикар (1669 г.) и анг-
лийский естествоиспытатель Роберт Гук (1677 г.). Попробуем же разо-
браться, почему телескоп — т. е. труба с линзами — позволяет видеть
звезды днем, а простая труба без линз — нет.
Прежде всего давайте подумаем: почему звезды днем не видны?
Да просто потому, что небо слишком яркое от рассеянного солнечно-
го света. Если по какой-то причине рассеянный свет ослабнет, напри-
3.3. Видны ли звезды днем?
49
Рис. 3.4. Глаз человека: вид снаружи и схема строения. Светочувствительны-
ми элементами являются палочки и колбочки (колбочки ответственны за цве-
товосприятие). Биполярные и ганглиозные клетки осуществляют суммацию
сигналов, поступающих от светочувствительных рецепторов в мозг.
мер произойдет полное солнечное затмение, то яркие звезды и плане-
ты станут прекрасно видны днем. Так же хорошо они видны в откры-
том космическом пространстве или с поверхности Луны. Почему же
рассеянный в атмосфере солнечный свет скрывает их от нас? Ведь
свет самих звезд при этом не ослабевает.
Чтобы понять это, нужно вспомнить механизм нашего зрения.
Свет попадает в глаз через зрачок — аналог отверстия диафрагмы объ-
ектива. Глазные линзы — роговица и хрусталик — фокусируют свет и
создают изображение на задней поверхности глаза, покрытой свето-
чувствительным слоем — сетчаткой, которая включает большое чис-
ло элементарных приемников света (рецепторов) — колбочек и пало-
чек. Несколько упрощая, можно сказать, что каждая клетка-рецептор
передает в мозг информацию о потоке падающего на нее света, а мозг
синтезирует из этих отдельных сообщений (сигналов) цельную карти-
ну увиденного.
Глаз — очень сложный приемник информации, но в некотором ро-
де он подобен «умному» электронному устройству, например радио-
приемнику. У глаза также есть система автоматической регулировки
усиления, которая снижает его чувствительность при ярком свете и
50
Глава 3. Почему мы видим звезды
повышает в темноте. Есть у него и система шумоподавления, которая
сглаживает восприятие случайных флуктуаций светового потока —
как по времени, так и по поверхности сетчатки. Эта система имеет оп-
ределенные пороговые характеристики. Поэтому, например, глаз не за-
мечает быстрой смены изображений (на этом основан принцип ки-
но); не замечает он и малых флуктуаций яркости.
Когда мы наблюдаем звезду ночью, поток света от нее на один ре-
цептор хотя и мал, но существенно превосходит поток от темного не-
ба, падающий на соседние клетки. Поэтому мозг фиксирует это как
значимый сигнал. Но днем на все рецепторы попадает так много све-
та от неба, что небольшая добавка в виде света звезды, приходящая
на один из этих элементов, не ощущается мозгом как реальное разли-
чие потоков света, а «списывается на флуктуации». Звезда может
стать видимой на фоне дневного неба только в том случае, если по-
ток света от нее сравним с потоком от площадки неба, которую зра-
чок проецирует на одну светочувствительную клетку. Угловой размер
этой площадки называется разрешающей способностью глаза и со-
ставляет у человека 1-2'.
Из всех звездообразных объектов лишь очень яркая Венера ино-
гда видна на дневном небе. Но и ее увидеть очень непросто: небо дол-
жно быть идеально чистым, и нужно хотя бы приблизительно знать,
в каком месте на небе в данный момент она находится. Все остальные
планеты и звезды имеют блеск значительно слабее, чем у Венеры, по-
этому увидеть их без телескопа днем совершенно невозможно. Впро-
чем, некоторые астрономы утверждают, что им удавалось днем на-
блюдать Юпитер, который раз в 7-8 слабее Венеры (Sampson, 2003).
Но это возможно лишь при идеальных условиях: раннее утро (Солнце
невысоко и атмосфера еще чистая, что снижает рассеянный свет),
Юпитер в максимуме блеска, он проецируется на самую темную об-
ласть голубого неба и расположен рядом с заметным объектом — Лу-
ной. Только при таком сочетании условий и известной настойчиво-
сти некоторым наблюдателям (не всем!) удавалось заметить Юпитер.
Но вот ярчайшую звезду нашего небосвода — Сириус, поток света от
которого почти в 15 раз слабее, чем от Венеры, и вдвое слабее, чем от
Юпитера, пока еще никому не удалось увидеть днем на уровне моря.
Говорят, что Сириус видели днем высоко в горах, на фоне темно-фио-
летового неба. Это не удивительно: яркость неба высоко в горах на по-
рядок меньше, чем на уровне моря.
Мы и сами можем легко убедиться, что яркий фон способен
скрыть от нас светлые точки. Вот что советует по этому поводу Яков
33. Видны ли звезды днем?
51
Рис. 3.5. Опыт Перельмана.
Исидорович Перельман в своей «Занимательной астрономии» (М.; Л.,
Гостехиздат, 1949, с. 155): «Несложный опыт может наглядно пояснить
это исчезновение звезд при дневном свете. В боковой стенке картон-
ного ящика пробивают несколько дырочек, расположенных наподо-
бие какого-нибудь созвездия, а снаружи наклеивают лист белой бума-
ги. Ящик помещают в темную комнату и освещают изнутри: на проби-
той стенке явственно выступают тогда освещенные изнутри дыроч-
ки — это звезды на ночном небе. Но стоит только, не прекращая осве-
щения изнутри, зажечь в комнате достаточно яркую лампу — и искус-
ственные звезды на листе бумаги бесследно исчезают: это „дневной
свет" гасит звезды».
С влиянием яркого фона мы разобрались: он снижает контраст ме-
жду изображением звезды и неба на сетчатке глаза, делая звезду не-
видимой. Но почему в таком случае телескоп позволяет нам без труда
наблюдать днем ночные светила? Разумеется, объектив телескопа со-
бирает значительно больше света, чем зрачок глаза. Но, казалось бы,
в этом смысле изображения звезды и кусочков неба равноценны: при
наблюдении в телескоп поток света от них, достигающий глаза, увели-
чивается в одинаковое число раз, приблизительно равное отношению
площади объектива к площади зрачка. Но в данном случае гораздо
важнее оказывается другое свойство телескопа: он улучшает разре-
шающую способность глаза, увеличивая угловой размер наблюдае-
мых объектов. При этом та же площадка неба проецируется на боль-
шее число рецепторов сетчатки, и, значит, на каждый из них прихо-
дится пропорционально меньше света. Например, если телескоп уве-
личивает угловой размер объектов в А раз, то наблюдаемая яркость
неба уменьшается в А2 раз. Однако звезда имеет очень малый угловой
размер, и ее свет по-прежнему попадает на один рецептор. Но теперь
добавочный свет звезды уже кажется «солидным» на фоне уменьшен-
ной яркости неба.
52
Глава 3. Почему мы видим звезды
Что же получается: берем телескоп с большим увеличением и мо-
жем рассматривать днем самые слабые звезды? Нет, к сожалению, это
не так. Земная атмосфера неоднородна, она бурлит, поэтому изображе-
ние звезды размывается и имеет вполне определенный угловой раз-
мер, хотя и очень малый. Ночью при хорошей погоде высоко в горах
он составляет около 1", а днем на уровне моря — не менее 2-3". Поэто-
му, если телескоп увеличивает более чем в 30-60 раз, угловой размер
звезды для наблюдателя превышает разрешающую способность глаза
(1-2'), и ее изображение попадает сразу на несколько фоторецепто-
ров. Звезда перестает восприниматься глазом наблюдателя как точеч-
ный объект: она воспринимается как маленький кусочек неба, т. е. как
протяженный объект. Поэтому в более сильном увеличении телескопа
смысла нет: яркость изображения звезды будет ослабевать так же, как
яркость неба. При 45-кратном увеличении телескопа, которое пред-
ставляется оптимальным для дневных наблюдений, яркость неба эф-
фективно снижается в 452« 2000 раз, и на фоне неба становятся вид-
ны ярчайшие звезды и планеты.
Нетрудно оценить, какие именно звезды становятся при этом вид-
ны. В ясную погоду дневное небо имеет яркость примерно -5т на
квадратную минуту дуги, т. е. приблизительно на один рецептор сет-
чатки. Блеск Венеры около -4т. Поэтому будем считать, что звезда
становится видна, если ее блеск не более чем на 1Ш меньше поверхно-
стной яркости неба с квадратной минуты. Как мы выяснили, исполь-
зуя телескоп, можно понизить яркость неба не более чем в 2000 раз,
т. е. примерно на 8т. Значит, яркость неба снизится до (~5т + 8т) = Зт
с квадратной минуты и станут видны звезды с блеском до 4т. Опыт
астрономических наблюдений показывает, что так оно и есть. Наш
простой расчет оказался верен.
Разобравшись с телескопом, вернемся к колодцу. Может ли наблю-
датель, опустившись на дно колодца, уменьшить тем самым видимую
яркость неба? В принципе может. Но не с помощью системы линз
(ведь колодец — не телескоп), а чисто геометрически, перекрыв все по-
ле своего зрения, за исключением маленькой области, поток света от
которой станет сравним с потоком от звезды. Однако для этого сидя-
щему на дне колодца наблюдателю отверстие должно быть видно
под углом менее 1'. При диаметре колодца в 1 м его глубина должна
быть более 1/sin Г = 3,4 км! Но даже при этом наблюдателю будет
видна лишь светлая точка, яркость которой увеличится на несколько
секунд, если какая-либо звезда пройдет точно через зенит. При всем
желании трудно считать эту процедуру «наблюдением звездного не-
3.3. Видны ли звезды днем?
53
ба». Да и колодец такой еще поискать надо! (Хотя шахты подобной
глубины существуют.) А что касается вероятности прохода яркой звез-
ды точно через зенит (±0,5'), то, предоставив проверку это расчета чи-
тателю, можно утверждать: не одно тысячелетие пришлось бы наблю-
дателю ожидать этого мгновения!
При проведении дневных наблюдений звезд у высокой трубы есть
несомненное преимущество перед глубоким колодцем. Если колодец
играет роль обыкновенной диафрагмы, просто ограничивая поле на-
шего зрения, но при этом не снижая яркости неба, то непрозрачная
труба, устремляясь в верхние слои атмосферы, создает внутри себя
воздушный канал, в котором практически нет рассеянного солнечно-
го света. Если такая труба пройдет через всю толщу атмосферы, то
сквозь нее в любое время суток мы увидим ночное небо! Впрочем,
трубу не обязательно устремлять в космос (хотя такое сооружение
было бы очень полезным не только для наблюдения звезд). Посколь-
ку большая часть воздуха заключена в приземном слое толщиной
10-15 км, то нам вполне хватило бы именно такой трубы. Те, кто ле-
тал на самолете на больших высотах, знает, что с высоты 10-12 км
днем бывают хорошо видны яркие звезды. Они видны даже с верши-
ны Эвереста (около 9 км).
Вернемся, однако, к нашему колодцу. Мы выяснили, что рассказы
о дневных наблюдениях звезд из колодца оказались мифом. Но как
же родился этот миф? Мы можем лишь догадываться об этом. Воз-
можно, находясь на дне колодца или вертикальной шахты, кто-то дей-
ствительно заметил проходящую по небу Венеру. Но это очень малове-
роятно и в принципе возможно лишь в тропических странах, где Вене-
ра бывает видна в зените. Лично мне кажется более правдоподобной
такая ситуация: опустившись в колодец или глубокую пещеру, люди
замечали освещенные Солнцем пылинки на фоне темных стен. Воз-
можно, именно их и принимали за звезды?
По-видимому, расследование этого мифа нельзя считать закончен-
ным. Необходимо внимательнее присмотреться к иллюзиям нашего
зрения, к неожиданным сочетаниям природных условий, к редким фи-
зическим эффектам. В этом немалую помощь может оказать каждый
любознательный читатель. Например, любитель астрономии Рамиро
Круз из Хьюстона (штат Техас, США) решил сам проверить слухи о
том, что Сириус можно увидеть на дневном небе. Он разыскивал звез-
ду в юго-западной части неба в апреле 1992 г. незадолго до захода
Солнца. Заметим, Рамиро знал, где искать! Невооруженным глазом
ему удавалось заметить Сириус не ранее, чем за 21 минуту до захода
54
Глава 3. Почему мы видим звезды
Солнца. А вооружившись полевым биноклем 7x50, он обнаруживал
звезду за 43 минуты до захода (Sky and Telescope, 1993, vol. 85, № 2, p.
112). Этих данных нам достаточно, чтобы оценить яркость неба в мо-
мент обнаружения звезды.
Хьюстон находится на 30° с. ш., значит, небесный экватор пересе-
кает там горизонт под углом 90° - 30° = 60°. Поскольку наблюдения
проводились сразу после весеннего равноденствия, Солнце было вбли-
зи экватора и тоже заходило за горизонт под углом 60°. За минуту
Солнце проходит по небу дугу в 360°/(24 ч х 60 мин) = 0,25°. Значит,
высота Солнца над горизонтом (а) за t минут до захода была:
а = 0,25° • sin 60° • t = 0,2° • t (мин).
С помощью этой формулы, принимая во внимание наблюдения Ра-
миро Круза, мы легко вычислим, что невооруженный глаз видит звез-
ду Сириус при высоте Солнца над горизонтом не более ан =
= 0,2° х 21 = 4,5°, а с помощью бинокля - при аБ = 0,2° х 43 = 9°. Воору-
жившись «Курсом практической астрофизики» Д. Я. Мартынова (М.:
Наука, 1977, с. 300), мы выясняем, что в ясный день близ уровня моря
при высоте Солнца над горизонтом 4,5° и 9° яркость неба в зените со-
ставляет соответственно 7 и 13% от ее яркости в полдень. Таким обра-
зом, глаз замечает Сириус, когда яркость неба по сравнению с полу-
денной уменьшается примерно в 15 раз. Вспомним, что блеск Сириу-
са как раз в 15 раз меньше блеска Венеры. Следовательно, Сириус при
низком Солнце (4-5° над горизонтом) обладает такой же относитель-
ной яркостью на небе, как Венера в полдень. Если приблизительно
знать, где они в данный момент располагаются, то увидеть их невоо-
руженным глазом можно.
Бинокль же помогает увидеть звезду при более ярком небе, по-
скольку усиливает яркость точечного источника, незначительно ме-
няя поверхностную яркость неба. Спасибо Рамиро Крузу из Хьюсто-
на, проделавшему и описавшему полезный эксперимент, который
лег в основу наших расчетов. Теперь и в самом деле можно пове-
рить, что днем в высокогорье или с борта самолета виден Сириус:
ведь на высоте в 5-7 км небо днем раз в 15-20 темнее, чем на уров-
не моря.
Было бы интересно продолжить подобные наблюдения в горах и с
борта самолета. Их результаты могут заинтересовать, например, раз-
работчиков зондов для исследования Марса, на котором невозможно
применить магнитный компас, но сквозь атмосферу которого даже
днем должны быть видны яркие навигационные звезды.
3.4. Почему человек ночью видит звезды?
55
3.4. Почему человек ночью видит звезды?
Этот вопрос кажется совершенно бессмысленным, но лишь на первый
взгляд. В самом деле: человеку не обязательно видеть звезды на не-
бе — без них вполне можно прожить. В космосе множество разных
объектов и явлений, но мы их не замечаем без специальной техники.
Почему же наш глаз видит звезды, причем не две, не двести и не мил-
лиарды, а несколько тысяч? Существует ли этому разумное объясне-
ние? Попробуем разобраться.
Одно из незабываемых впечатлений в жизни каждого человека —
ясное ночное небо, в черной глубине которого сияют тысячи огонь-
ков — звезды. Они так прекрасны, что даже не возникает желания заду-
маться — а почему мы их видим? «Ну как же иначе? — удивитесь вы. —
Разве можно не видеть звезд?» Очень даже можно! Яркость звезд чрез-
вычайно мала. Даже у самых ярких среди них она находится вблизи
порога чувствительности нашего зрения. Будь этот порог чуть-чуть вы-
ше, на небе не было бы ни одной звезды. И при этом наше дневное зре-
ние практически не потеряло бы своего качества. Днем мы бы просто
не заметили перемены в своем зрении. Тем не менее эволюция зачем-
то дала нам способность видеть звезды. Но зачем? Не для того же, что-
бы некоторые из нас занимались астрономией...
Известно, что глаза наших далеких диких предков практически не
отличались от наших. И не только глаза: не отличалась и вся централь-
ная нервная система, на периферийной части которой расположены
глаза. Значит, наши далекие предки тоже видели звезды. Но в повсе-
дневной жизни троглодита звезды уж точно не играли никакой роли.
Зачем же Homo sapiens (и не он один) видит эти ночные огоньки?
Вспомним, что чувствительности нашего зрения не хватает, например,
чтобы увидеть миллионы окружающих звездных систем — галактик.
С точки зрения эволюции это вполне закономерно: далекие галактики
никак не влияли на жизнь наших предков. Однако мы не замечаем на
небе даже астероидов, хотя сотни тысяч этих опасных микропланет
носятся буквально у нас под носом, заполняя всю Солнечную систему
и представляя для нас определенную угрозу. А звезды глаз человека
почему-то видит, хотя они ничем нам не угрожают и вообще (да про-
стят меня астрологи!) не оказывают на нас никакого влияния. Способ-
ность видеть звезды, казалось бы, никак не облегчает нам борьбу за су-
ществование. Или все-таки облегчает?
Один из важнейших принципов биологической эволюции - эконо-
мия ресурсов. Повышение чувствительности наших рецепторов и со-
ответствующее улучшение органов чувств — зрения, слуха или обоня-
56
Глава 3. Почему мы видим звезды
ния — требует дополнительных ресурсов, поэтому их чувствитель-
ность не поднимается выше того уровня, который необходим для вы-
живания. На протяжении миллионов лет наш глаз испытал множест-
во метаморфоз, пока научился видеть и днем и ночью. Природе при-
шлось изрядно потрудиться, создавая механизмы адаптации к ярко-
му солнечному свету и механизмы регистрации слабого света звезд.
Неужели звездная россыпь на ночном небе имела жизненное значе-
ние для предков человека и подобных ему животных?
Оказывается, имела. И вот почему. Ясно, что естественный отбор
благоволит к тем, кто видит не только днем, но и ночью, причем не
только при луне, но и в безлунную ночь, когда единственным источни-
ком света служит само ночное небо. Ведь это только на первый взгляд
кажется, что ночное небо совершенно черное. Каждый, кто выгляды-
вал ночью из палатки, знает, что ночное небо не абсолютно темное —
оно слабо, но вполне заметно светится! Чтобы в безлунную ночь раз-
личать дорогу и силуэт врага или жертвы, минимальная чувствитель-
ность зрения должна соответствовать яркости ночного неба.
Астрономы установили, что примерно половина излучения ночно-
го неба — это свет звезд. В большинстве своем это звезды нашей Га-
лактики, но не все, а только те, что удалены от Земли не более чем на
1 000 пк (более далекие скрыты за облаками межзвездной пыли). А та-
ких близких и видимых звезд около 100 миллионов. Примерно столь-
ко же в сетчатке нашего глаза палочек — клеток, ответственных за
темновое зрение. Поэтому далекие звезды не видны по отдельности,
а сливаются в сплошной темно-серый фон. Попробуем оценить,
сколько звезд в виде отдельных ярких точек на этом фоне сможет
увидеть наш глаз.
Следует учесть, что разрешающая способность ночного зрения ни-
же, чем дневного. Причин две. Во-первых, при слабом свете зрачок
глаза расширяется, и начинает сказываться сферическая аберрация
роговицы и хрусталика, снижающая четкость изображения (в фото-
графии это соответствует открытой диафрагме объектива). Во-вто-
рых, при низкой освещенности мозг суммирует сигналы от несколь-
ких соседних палочек, чтобы результирующий сигнал стал заметнее:
поскольку качество картинки невысокое, эффективный размер «пик-
селей» можно укрупнить.
Существует простой способ убедиться, что наш глаз умело ис-
пользует прием «чувствительность за счет качества». Как известно, яс-
ное и четкое изображение возникает только в центре поля зрения. Ес-
ли мы смотрим на предмет в упор, то видим его мельчайшие детали,
3.4. Почему человек ночью видит звезды?
57
но стоит немного отвести взгляд в сторону, как изображение расплы-
вается, и мелкие детали становятся неразличимы. Зато недостаток
четкости «бокового зрения» компенсируется его повышенной чувстви-
тельностью к свету: часто слабую звезду, невидимую «в упор», удает-
ся легко различить боковым зрением, если немного отвести взгляд в
сторону.
Итак, в режиме ночного зрения на каждый зрительный элемент
сетчатки нашего глаза попадает свет от нескольких далеких звезд, при-
мерно от дюжины. Чтобы изображение близкой звезды проявилось на
этом фоне как яркая точка, она должна освещать глаз в десятки раз
сильнее этой группы далеких звезд, т. е. в сотни раз сильнее, чем каж-
дая из них в отдельности. Зная фотометрический закон — «освещен-
ность падает обратно пропорционально квадрату расстояния от источ-
ника света», — нетрудно вычислить, что такая «заметная» звезда долж-
на быть раз в 20-30 ближе к нам, чем далекие 100 миллионов звезд фо-
на. Много ли таких близких звезд, да и есть ли они вообще?
Если радиус сферы уменьшить, для определенности скажем, в 25
раз, то ее объем уменьшится в 253 » 15 000 раз. Легко видеть, что из
100 миллионов звезд, равномерно распределенных в пространстве и
освещающих наше небо, в этой малой сфере вокруг нас остается око-
ло 6000. Именно они должны быть заметны нашему глазу как яркие
точки на однородном фоне ночного неба. Удивительно, но наш прибли-
зительный расчет оказался весьма точен: именно столько звезд видит
здоровый глаз человека на чистом загородном небе (см. табл. 3.1).
Вот так биологическая эволюция и борьба с ночными хищниками
за свое существование подарила нам в итоге радость созерцания кра-
соты звездного неба. Не такими уж бесполезными оказались звезды.
Они действительно освещают наш ночной мир.
А теперь давайте пофантазируем. Нам, людям, ведущим дневной
образ жизни, для пассивной защиты от хищников достаточно глаз,
различающих несколько тысяч звезд. Но ведь существуют ночные
хищники, для которых темное время суток — это время активной жиз-
ни. Их глаза много чувствительнее наших. Вот бы увидеть ночное
небо глазами совы!
Оказывается, в принципе это возможно: уже не раз звучали пред-
ложения переделать глаз человека, чтобы он стал в сотни раз чувстви-
тельнее к свету. Дело в том, что природа не использовала все свои воз-
можности. Наш глаз можно сделать лучше. Для этого нужно заменить
простой хрусталик нашего глаза качественной многослойной линзой
большего диаметра и перевернуть светочувствительную поверхность
58
Глава 3. Почему мы видим звезды
Рис. 3.5. Так мы видим созвездие Орион в хороших условиях наблюдения (чис-
тое и темное загородное небо, идеальное зрение).
Рис. 3.6. Приблизительно так видит это созвездие сова.
глаза — сетчатку, которая сейчас почему-то расположена у нас задней
стороной к свету. После этого мы без труда сможем увидеть миллио-
ны звезд Млечного Пути и даже другие далекие галактики. Без всяко-
го телескопа! Правда, человеку со «звездными» глазами днем, скорее
V. 4. Почему человек ночью видит звезды?
59
Рис. 3.7. В этой небольшой области созвездия Персей 3,6-метровый канадо-
франко-гавайский телескоп CFHT, установленный на вершине Мауна Кеа (Га-
вайские острова), «видит» тысячи звезд и десятки галактик. А невооружен-
ный глаз не замечает на этом участке неба абсолютно ничего.
всего, придется ходить в плотных темных очках, спасаясь от яркого
солнечного света.
Впрочем, не будем спешить. Возможно, природа когда-нибудь са-
ма изберет этот путь. Если человечество начнет расселяться по плане-
там Солнечной системы, то на далеких от Солнца планетах смогут
жить люди только со «звездными» глазами. А пока... Чтобы насладить-
ся видом звездного неба, нужно чуть-чуть больше узнать об устройст-
ве глаза и использовать некоторые нехитрые приемы.
Наш глаз — поразительный оптический прибор. Он совершенство-
вался миллионы лет и стал очень чувствительным и зорким. Воспри-
имчивость глаза к слабому свету выше, чем у самой хорошей фото-
пленки, и практически такая же, как у цифровой фотокамеры. Ночью
глаз видит слабые звезды, а днем спокойно переносит яркий солнеч-
ный свет, от которого вмиг чернеет любая фотопленка.
По четкости изображения с нашим глазом могут тягаться только
лучшие фотоаппараты с дорогими объективами. Здоровый глаз разли-
чает по отдельности вот эти две точки в тексте (:) с расстояния в
60
Глава 3. Почему мы видим звезды
Рис. 3.8. Карта Луны, составленная английским
врачом и естествоиспытателем Уильямом Гиль-
бертом (1544-1603).
3-5 м. Попробуйте про-
верить свои глаза! С та-
кого расстояния угол ме-
жду этими точкам со-
ставляет всего 1-2'.
Разрешающая спо-
собность человеческого
глаза настолько высока,
что позволяет разли-
чать детали на поверх-
ности некоторых небес-
ных тел. Первые карты
лунной поверхности бы-
ли составлены еще до
изобретения телескопа.
Используя природные
светофильтры (облака,
дым костра, воздушную
массу у горизонта), мы
без труда различаем
крупные пятна на поверхности Солнца. А люди с особенно острым зре-
нием видят спутники Юпитера (это вполне надежный факт) и, возмож-
но, даже фазы Венеры (это не вполне достоверное утверждение).
Глаза нужно беречь, как дорогой прибор. Яркий солнечный свет
вреден для зрения: глаза нужно прятать за темными стеклами очков.
Ни в коем случае не смотрите на Солнце, особенно через оптические
приборы — бинокли и телескопы. Иначе недолго потерять зрение!
К наблюдениям ночного неба глаза нужно подготовить. Выйдя из
ярко освещенной комнаты на темную улицу, сразу можно и не разгля-
деть звезды. Не торопитесь, отойдите от фонарей и ярких окон и подо-
ждите минут 5-7, пока глаза привыкнут к темноте, и на небе начнут
«появляться» сначала яркие, а затем все более слабые звезды. Полное
привыкание к темноте (так называемая темновая адаптация) занима-
ет около получаса.
В заключение этого рассказа о видимости звезд еще раз вспом-
ним, что звездный небосвод играет роль не только в жизни человека.
Небо видят все — и животные, и даже растения; но все — по-разному.
У каждого живого существа основой зрения служат светочувствитель-
ные клетки. Но в остальном конструкция глаз различается очень силь-
но. У растений и некоторых простых животных вообще нет глаз как
3.4. Почему человек ночью видит звезды?
61
отдельного органа. Например, у дождевого червя одиночные светочув-
ствительные клетки распределены по всей поверхности тела, поэтому
он не видит изображения, а лишь чувствует, с какой стороны от него
светлее. Днем он может заметить свет неба и определить, что выбрал-
ся на поверхность земли, но не более того. А вот на теле пиявки не-
большие скопления зрительных клеток окружены с трех сторон тем-
ным непрозрачным пигментом, поэтому к зрительным клеткам свет
проникает только с одной стороны, и пиявка может заметить движе-
ние жертвы или хищника, а возможно, и бегущие по небу облака.
Даже у высокоразвитых животных глаза сильно различаются чув-
ствительностью к свету и четкостью восприятия. Например, у ночных
животных — крыс или сов — зрение намного чувствительнее, чем у че-
ловека; для них небо усеяно звездами гораздо гуще, чем для нас.
Зато по остроте зрения у человека почти нет соперников. Пожа-
луй, в этом отношении ему не уступают лишь обезьяны, крысы и хищ-
ные птицы. А вот кошка, курица или лошадь видят во много раз ме-
нее четко. Что уж говорить о хомячке или пчеле, которые не могут
различить даже дисков Луны и Солнца: эти светила кажутся им таки-
ми же «точками», как нам звезды или планеты. Кстати, обычный чело-
век не отличит звезду от планеты: они нам кажутся точками одинако-
вого размера. Но встречаются счастливцы с особенно острым зрени-
ем, которые видят спутники Юпитера и, кажется, даже Венеру в
форме серпа (ведь у нее те же фазы, что и у Луны).
С другой стороны, мелкая пчела или стрекоза хотя и не могут по-
хвастаться особенно резким зрением, зато различают движения в
10-20 раз более быстрые, чем может различить человек. Для челове-
ка полет по небу метеора или вспышка молнии длятся мгновение, а
для стрекозы это целый кинофильм.
Так что не будем особенно восторгаться своим зрением, а лучше
станем его беречь и тренировать. Ведь оно дарит нам такое наслажде-
ние, как созерцание звездного небосвода!
Литература
Бондарко В. М., Данилова М. В., Красильников Н. Н., Леушина Л. И., Невская А. А.,
Шелепин Ю. Е. Пространственное зрение. СПб.: Наука, 1999.
Вавилов С. И. Глаз и Солнце. М.: Наука, 1976.
Линдсей П., Норман Д. Переработка информации у человека. М.: Мир, 1974.
Пэдхем Ч., Сондерс Дж. Восприятие света и цвета. М.: Мир, 1978.
Роуз А. Зрение человека и электронное зрение. М.: Мир, 1977.
Глава 3. Почему мы видим звезды
Роч Ф., Гордон Дж. Свечение ночного неба. М.: Мир, 1977.
Островский М. А., Сакина Н. Л., Федорович И. Б., Чеснов В. М. Физики и световая
чувствительность глаза // Природа. 2001. № 6. С. 70-77.
Струве В. Я. Этюды звездной астрономии. М.: Из-во АН СССР, 1953. С. 9.
Уокер Г. Астрономические наблюдения. М.: Мир, 1990.
Хьюбел Д. Глаз, мозг, зрение. М.: Мир, 1990.
Star Numbers, 2001. Сайт National Solar Observatory Sacramento Peak:
http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html
Sampson R. D. The Visibility of Jupiter During the Day // The Journal of the Royal
Astronomical Society of Canada. 2003. Vol. 97, № 3. P. 144.
^Тпава
НАБЛЮДАЕМЫЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД
И ИХ КЛАССИФИКАЦИЯ
Н. Н. Самусь, В. Г. Сурдин
4.1. Блеск и светимость звезд
4.1.1. Яркие и слабые звезды. Звездные величины
При взгляде на небо сразу же бросается в глаза различие звезд по бле-
ску. Ярчайшая звезда ночного неба — Сириус (а Большого Пса), — уже
чуть-чуть поднявшись над горизонтом, привлекает нас своим сияни-
ем, тогда как соседние с ней звезды становятся заметными лишь на
довольно большой высоте (3-5°). Звезды Ковша Большой Медведицы
легко увидеть даже на городском небе в полнолуние, а за городом в
ясную безлунную ночь невооруженный глаз замечает на небе несколь-
ко тысяч звезд. Взглянув же на небо в бинокль, сразу понимаешь, что
есть и множество звезд, блеск которых слишком слаб для невоору-
женного глаза.
Еще в глубокой древности астрономы попытались выразить разли-
чия в блеске звезд числами. Звезды были разделены на шесть групп,
названных звездными величинами. Самые яркие светила назвали звез-
дами первой величины, немного более тусклые — звездами второй ве-
личины и т. д. Самые тусклые звезды, которые может различить глаз
(конечно, невооруженный: телескоп изобрели гораздо позже), отне-
сли к звездам шестой величины. Обычно это деление звезд по блеску
на шесть групп связывают с именем Гиппарха (II в. до н. э.), который
впервые применил это деление в составленном им звездном каталоге.
Таким образом, говоря о «звездной величине», имеют в виду блеск, а
вовсе не размер звезды.
Все звезды — и самые яркие, и самые слабые — всегда казались ас-
трономам светящимися точками, не имеющими размеров. Лишь в на-
чале XX в. удалось измерить угловой размер некоторых из них, а со-
всем недавно, в конце XX в., были получены изображения дисков неко-
64
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.1. Марс (слева) и созвездие Орион (справа) над Долиной монументов
(США). Низко над горизонтом видны только наиболее яркие звезды.
торых особенно крупных и близких звезд. Разумеется, они совершен-
но неразличимы для глаза, даже вооруженного хорошим телескопом.
Мы можем лишь догадываться о причинах, побудивших древних
ученых ввести именно шесть групп, шесть звездных величин. Тем бо-
лее удивительно, что понятие звездной величины дожило в науке до
наших дней и им пользуются современные астрономы! Конечно, в на-
ши дни понятие звездной величины получило точное определение. Те-
перь это не группы звезд примерно одинакового блеска. Видимая
звездная величина — это число, которое можно определить для каж-
дой звезды как характеристику ее блеска с точки зрения земного на-
блюдателя.
4.1.2. Видимая звездная величина
Какую физическую величину мы воспринимаем как блеск звезды? Из-
мерения показали, что наш глаз чувствует создаваемую звездой осве-
щенность, то есть количество света, падающего за единицу времени
на площадку единичной площади, ориентированную перпендикуляр-
но лучам. Наше восприятие освещенности подчиняется психофизиче-
скому закону Вебера—Фехнера: при изменении освещенности в гео-
4.1. Блеск и светимость звезд
65
метрической прогрессии
наше ощущение меняет-
ся в арифметической про-
грессии. Это открытие
было сделано в XIX в., но
уже древние астрономы
бессознательно следова-
ли этой закономерности:
они так поделили звезды
на величины, что в сред-
нем отношение освещен-
ностей, создаваемых звез-
дами первой и второй ве-
личин, почти в точности
равно отношению осве-
щенностей от звезд вто-
рой и третьей величин, и
т. д. Современные астро-
номы сохранили эту тра-
дицию, чуть-чуть уточ-
нив ее: ныне отношение
освещенностей, создавае-
мых светилами со звезд-
ними величинами, разли- Рис-4-2- Ярчайшая звезда ночного неба Сири-
чающимися на единицу, ус (слева) и созвездие Орион (справа) над го-
3 рами Ирана.
по определению прини-
мают равным V100 = 2,5118864...» 2,512. Десятичный логарифм этой
величины (IglO2/5) в точности равен 0,4. Таким образом, отношению
освещенностей, равному 100, соответствует различие в блеске точно
на 5 звездных величин. Для краткости выражение «звездная величи-
на» после соответствующего числа записывают в виде верхнего индек-
са т (от лат. magnitude - величина). Например, выражение «5 звезд-
ных величин» астроном запишет как 5т.
Приняв некоторую звезду за эталон и приписав ей определенную
звездную величину (вообще говоря — произвольную), можно сравни-
вать с ней по световому потоку все другие звезды и определять их
звездные величины. Если Ц и Ь2 — освещенности, создаваемые первой
и второй звездами, а тщ и т2 — их звездные величины, то
— = 2,512™2-mi или гщ-ni2 = -2,5-lgf— j.
^2 1^27
66
Глава 4. Характеристики звезд
Звезды
Планеты
1000
-4
-3
-2
-1
О
+1
+2
+3
Сириус
Канопус
а Кентавра
Арктур
Процион
Спика
Поллукс
Регул
Полярная звезда
Мицар
Звездная величина
Венера
Юпитер
Сатурн
100
10
Относительный блеск
Знак минус во второй
из этих формул означает,
что чем ярче звезда, тем
меньше значение ее зве-
здной величины. Почти
точное совпадение коэф-
фициентов в этих форму-
лах (2,512 и 2,5) возникло
случайно, просто потому,
что 1g 2,512... = 0,4 = ’/2,5-
Применяя эти форму-
лы, можно распростра-
нить понятие звездной ве-
личины на светила, недос-
тупные невооруженному
глазу, вплоть до сколь
угодно слабых. Величины
звезд, которые могут на-
блюдать космические и
крупнейшие наземные те-
лескопы, приближаются
к 30™. Разумеется, блеск
Рис. 4.3. Звездные величины типичных ярких
объектов ночного неба, доступных для наблюде-
ния даже в крупных городах с интенсивным ноч-
ным освещением. Для планет указан диапазон
блеска, поскольку изменение взаимного положе-
ния Солнца, планеты и Земли меняет как долю
видимого нами освещенного полушария плане-
ты (ее фазу), так и расстояние до нее.
в звездных величинах
не всегда выражается це-
лым числом, ведь совре-
менные наземные прибо-
ры позволяют измерить
блеск звезды с точностью
до сотой или даже до ты-
сячной доли звездной ве-
личины (а за пределами атмосферы точность еще выше). В результате
измерений выяснилось, что у некоторых исключительно ярких звезд
блеск сильнее, чем у звезд первой величины; пришлось присвоить им
нулевую и даже отрицательную звездную величину. Так, блеск Сириу-
са равен -1,5™. В звездных величинах можно измерять блеск не только
звезд, но и планет, Луны, Солнца, вообще любых небесных светил. По-
ток света от Солнца соответствует -26,8™, а от Луны в полнолуние он
составляет -12,7™.
На темном небе при нормальном зрении невооруженный глаз ви-
дит звезды до 6™, и таких звезд на всем небе около 5000; их называют
4.1. Блеск и светимость звезд
67
Рис. 4.4. Полный диапазон бле-
ска небесных объектов, дос-
тупных для астрономических
наблюдений с Земли. Для при-
мера указан блеск некоторых
характерных объектов. Про-
межуток между Венерой и
полной Луной занимают яр-
кие болиды, между Сириусом
и тусклыми звездами — яркие
кометы. Предельная величи-
на звезд, доступных глазу при
наблюдении в телескоп (18™)
предполагает наземные на-
блюдения в условиях хороше-
го астроклимата, но без ис-
пользования системы актив-
ной оптики, уменьшающей ат-
мосферное размытие изобра-
жений. Нижний предел бле-
ска (+28™) будет смещаться
вниз по мере строительства
более крупных телескопов на
Земле и в космосе.
-30
-25
-20
-15
-10
----26,8 Солнце
-----12,7 полная Луна
-5 - ------4,4 Венера (макс.)
-— -1,5 Сириус (самая яркая звезда)
25
30 -
самая тусклая звезда доступная
невооруженному глазу
— +18 самая тусклая звезда, доступная
глазу, вооруженному телескопом
самый тусклый объект,
доступный телескопу
яркими, и они входят в специальный Каталог ярких звезд. Слабых
звезд намного больше, чем ярких. В каталог В 1.0 Морской обсервато-
рии США входят звезды примерно до 21ш, и всего в нем около миллиар-
да звезд.
4.1.3. Цвет звезд
До сих пор мы обсуждали визуальные звездные величины, измеряе-
мые человеческим глазом или прибором, имеющим такую же относи-
тельную чувствительность к лучам разного цвета, что и глаз челове-
ка. Но звездную величину можно измерить и при помощи приборов,
по-иному чувствительных к лучам разной длины волны, чем глаз. То-
гда результаты получатся разными для звезд одинакового визуально-
го блеска, но разного цвета. (Невооруженный глаз уверенно чувствует
различия цвета у ярких звезд; сравните, например, цвет белого Риге-
ля и красной Бетельгейзе в созвездии Орион.) Принято по определе-
нию, что для белых звезд спектрального класса АО (см. раздел 4.2),
свет которых не ослаблен межзвездной пылью, звездные величины
должны быть одинаковыми при измерении любыми приборами.
68
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.5. Хотя наш глаз не может различить угловой размер реальных звезд
(менее 0,07") и даже размер их изображений, размытых атмосферой Земли
(обычно не более 5"), яркие звезды кажутся наблюдателю большими, чем сла-
бые: так проявляется рассеяние света в детекторе, свойственное не только
глазу, но и фотоэмульсии и даже электронным приемникам, таким как
ПЗС-матрицы. Поэтому на картах звездного неба принято яркие светила обо-
значать кружками большего диаметра.
Когда в астрономии стали применять фотографию, то обнаружи-
ли, что на снимках ночного неба красноватые звезды кажутся намно-
го слабее, чем белые и голубоватые звезды такого же визуального бле-
ска. Дело в том, что первые фотоэмульсии были более чувствительны
к голубым, чем к желтым и красным лучам, по сравнению с нашими
глазами. Тогда родилось понятие фотографической звездной величи-
ны (не вполне строгое, потому что фотоэмульсии бывают разные, с
различной чувствительностью к лучам разного цвета). Фотографиче-
ские величины красных звезд больше, чем визуальные (поскольку
блеск этих звезд в голубых лучах меньше).
Некоторые приборы более чувствительны к красным и менее чув-
ствительны к голубым лучам, чем глаз; измеренные с такими прибора-
ми величины красных звезд меньше по числовому значению, чем ви-
зуальные. Цвет звезды можно оценить, сравнив ее звездные величи-
ны, измеренные приборами, чувствительными к различным областям
спектра. Для этого вычисляют показатель цвета — разность соответст-
вующих звездных величин. Например, из фотографической (mpg) и ви-
4.1. Блеск и светимость звезд
69
зуальной (mv) звездной величины можно составить показатель цвета
(CI - color index): CI = mpg - mv.
Цвет звезд можно определить и одним прибором, чувствительным
в широком диапазоне спектра, если помещать перед ним различные
цветные светофильтры и сквозь них проводить измерения блеска. Час-
то используют светофильтры В (blue, голубой) и V (visual, визуальный,
т. е. желто-зеленый). Показатель цвета (В - V), представляющий собой
разность звездных величин, измеренных с фильтрами В и V, заменил в
современной астрофизике величину CI. Показатель цвета (В-V) ра-
вен нулю для белых звезд, отрицателен для голубоватых и положите-
лен для красных.
Все звездные величины, о которых мы говорили до сих пор (фото-
графические, визуальные, величины В nV), являются видимыми звезд-
ными величинами. Они получены при наблюдении с Земли и поэтому
в большей степени отражают различие в расстояниях до звезд, чем ис-
тинную разницу в мощности их излучения. К тому же пространство
между Землей и звездами не пустое — в нем встречаются поглощаю-
щие свет межзвездные газово-пылевые облака. Только учтя разницу в
расстояниях до звезд и в степени межзвездного поглощения их света,
можно использовать видимые звездные величины для сравнения ис-
тинной светимости (мощности излучения) звезд.
Заметим, что в ослабление видимого блеска звезд вносит нема-
лый вклад и земная атмосфера. Она в разной степени ослабляет лучи
разного цвета (сильнее — голубые, слабее — красные), и ее оптиче-
ские свойства сильно зависят от места наблюдения и от высоты звез-
ды над горизонтом: оба фактора влияют на толщину воздушного
столба вдоль луча зрения. А от места наблюдения к тому же зависит
еще и чистота воздуха. Все эти факторы приходится учитывать в про-
цессе измерений, приходится, как говорят астрономы, исправлять ви-
димые звездные величины за поглощение света в земной атмосфере.
Приводимые в таблицах звездные величины фактически относятся к
наблюдателю за пределами земной атмосферы.
4.1.4. Расстояния в астрономии
Расстояние от Земли до Солнца составляет около 150 млн км; его на-
зывают астрономической единицей (а. е.) и употребляют для указа-
ния расстояний в пределах Солнечной системы. Солнце — ближай-
шая звезда. Из других звезд ближе всего к нам тройная система — яр-
кая двойная звезда а Кентавра и ее слабенький спутник Проксима
Кентавра, причем Проксима из этих трех самая близкая — она еще
70
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.6. Самая яркая звезда на этом фото (в центре) на самом деле является
одним из карликов рекордно низкой светимости и видна так хорошо на фото
лишь потому, что удалена от нас менее всех прочих звезд. Это Проксима (11Ш)
в созвездии Кентавр.
чуть-чуть ближе к нам, чем а Кентавра, чем и заслужила свое назва-
ние: латинское proxima означает «ближайшая». Она дает нам пример
того, что видимый блеск определяется не только расстоянием до звез-
ды: Проксима чуть ближе к нам, чем а Кентавра, но слабее каждого
из ее компонентов примерно на 10™. Расстояние от Земли до Прокси-
мы 267 000 а. е. Как видим, для измерения расстояний до звезд астро-
номическая единица оказывается слишком мелкой.
В научно-популярной литературе расстояния до звезд часто указы-
вают в световых годах. Это название обманчиво: световой год — еди-
ница не времени, а длины, равная расстоянию, которое луч света про-
ходит за год. Расстояние до Проксимы составляет 4,2 св. года. В про-
фессиональной астрономической литературе расстояния до звезд
обычно выражают в парсеках (пк) — это расстояние, с которого радиус
земной орбиты, ориентированный перпендикулярно лучу зрения, ви-
ден под углом 1". А поскольку угловая секунда равна У206265 радиана,
то 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года. Вообще, угол, под которым от звез-
4.1. Блеск и светимость звезд
71
ды виден радиус земной орбиты, называют ее параллаксом («парсек»
как раз и означает «параллакс + секунда»). В этих единицах расстоя-
ние до Проксимы составляет 1,3 пк.
4.1.5. Светимость и абсолютная звездная величина
Истинную светимость звезды выражают с помощью абсолютной
звездной величины. Чтобы от видимых величин (ти) перейти к абсо-
лютным (М), нужно рассчитать, какую звездную величину имела бы
звезда, если бы ее поместили на принятом стандартном расстоянии
10 пк от нас и при этом исключили поглощение света в межзвездном
пространстве:
М = m+ 5-51gr-A,
где М — абсолютная звездная величина, т — видимая величина, г —
расстояние (в парсеках), А — ослабление блеска звезды из-за меж-
звездного поглощения света, выраженное в звездных величинах. Поль-
зуясь этой формулой, нужно не забывать, что все три фотометриче-
ские величины (М, т и А) должны быть в одной системе: визуальной,
фотографической, В, V или любой другой, но обязательно в одной и
той же.
Абсолютная визуальная величина Солнца равна примерно +5. Сле-
довательно, если бы Солнце находилось от нас на «стандартном» рас-
стоянии 10 пк, то его можно было бы заметить невооруженным гла-
зом, но оно затерялось бы среди множества других звезд пятой вели-
чины. А если на «стандартное» расстояние приблизить Ригель (р Орио-
на), он стал бы звездой -7,5Ш; таких ярких звезд на нашем ночном не-
бе вовсе нет.
Итак, абсолютная величина звезды непосредственно связана с
мощностью ее излучения, которую астрономы называют светимо-
стью. Светимость звезды можно измерять в физических единицах
(скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в
единицах светимости Солнца. Значение светимости зависит от того, в
каком диапазоне спектра она измеряется, поэтому говорят об оптиче-
ской, инфракрасной, ультрафиолетовой и других светимостях звезды.
Если измерена полная мощность излучения звезды во всех диапазо-
нах электромагнитного спектра, то такую светимость называют боло-
метрической. У Солнца она составляет около 4 • 1026 Вт.
У большинства звезд абсолютные величины лежат в диапазоне от
-10 до +20. Различие на 30 абсолютных звездных величин означает
различие в светимости в триллион (1012) раз. Как видим, звезды разли-
чаются по светимости чрезвычайно сильно.
72
Глава 4. Характеристики звезд
4.2. Спектры звезд
4.2.1. Анджело Секки — отец астрофизики
Звезды — это раскаленные газовые шары с температурой поверхно-
сти примерно от 2000 до 100 000 К. Температурой поверхности опреде-
ляется цвет звезды. Голубые звезды значительно горячее красных.
Различия между холодными и горячими звездами ярче всего про-
являются в их спектрах. В 1860-е гг. итальянский астроном аббат Анд-
жело Секки (1818-1878) первым присоединил к своему телескопу спек-
троскоп и начал визуальные наблюдения спектров звезд. Это очень
трудная работа: свет звезды слаб, а растянутый в спектр, он вообще
еле заметен. К тому же нелегко изучить спектры большого числа
звезд, если приходится наводить телескоп и щель спектроскопа после-
довательно на одну звезду за другой. Первым из астрономов Секки
применил новый метод: он установил большую призму прямо перед
объективом телескопа, чтобы изображения всех звезд в поле зрения
телескопа сразу превращались в спектры. Благодаря этому он смог в
1860 и 1870-х гг. визуально изучить спектры более 4000 звезд. Мето-
дом Секки пользуются поныне, называя такой прибор «объективной
призмой», хотя правильнее было бы называть ее «предобъективной».
Секки впервые заметил, что спектры звезд различаются по сво-
ему виду и что в этих различиях есть определенная закономерность,
позволяющая разделить все звезды на несколько групп. В 1868 г. Сек-
ки разделил все звездные спектры на четыре типа. В спектрах I типа
хорошо видны только линии поглощения водорода. Спектры II типа
испещрены линиями поглощения более тяжелых элементов. Совре-
менные астрофизики не вполне корректно называют все элементы тя-
желее гелия «металлами»; так вот, в спектрах звезд II типа по Секки
доминируют линии «металлов». А к III и IV типам Секки отнес те звез-
ды, в спектрах которых наблюдаются уже не линии, а полосы погло-
щения. Позднее было установлено, что в спектрах одного из введен-
ных Секки «полосатых» типов доминируют полосы молекулы окиси
титана, а у звезд другого типа в спектрах преобладают полосы углеро-
да и его соединений. Полосы наблюдаются только в спектрах крас-
ных звезд, в «прохладных» атмосферах которых могут существовать
молекулы. В 1878 г. Секки ввел еще одну, пятую группу, выделив в нее
некоторые пекулярные спектры, не укладывавшиеся в обычную клас-
сификацию (звезды с эмиссионными линиями и новые звезды).
Работа Секки заметно опередила свое время, а его фигура настоль-
ко интересна, что достойна отдельного рассказа.
4.2. Спектры звезд
Рис. 4.7. Анджело Секки
Замечательный астрофи-
зик, автор первой классифи-
кации звездных спектров,
священник Пьетро Анджело
Секки (Pietro Angelo Secchi)
родился в Моденском герцог-
стве (территория современ-
ной Италии) 29 июня 1818 г.
В пятнадцатилетием возрас-
те он стал монахом ордена
иезуитов. В молодости Сек-
ки больше всего интересо-
вался физикой и математи-
кой, преподавал их в Рим-
ском колледже. Во время ре-
волюции 1848 г. иезуиты по-
чувствовали к себе нена-
висть народа и по рекоменда-
ции папы Пия IX покинули
Рим. Секки некоторое время
работал в Англии, затем в
США. Высокая репутация ученого обеспечила ему в 1849 г. разреше-
ние вернуться в Рим. В 1850 г. его назначили директором обсервато-
рии Римского коллежа. Современная Ватиканская обсерватория ве-
дет от нее свою историю. Так физик и математик Секки стал астроно-
мом, по сути, по решению церковного руководства.
Вверенная Секки обсерватория не имела большого телескопа. Но
помогла удача: помощник Секки получил крупное наследство и потра-
тил его на приобретение для обсерватории телескопа с объективом
диаметром 24 см и фокусным расстоянием 433 см; по тем временам —
совершенно превосходный прибор. Секки решил установить телескоп
в недостроенном здании церкви Св. Игнатия, где под предполагавший-
ся купол высотой 80 м и диаметром 17 м были возведены четыре мощ-
ные колонны — прекрасный фундамент для астрономического инстру-
мента.
Достижения Анджело Секки в астрофизике весьма велики. Собст-
венно, в момент его назначения на пост директора обсерватории та-
кой области науки еще не существовало. Поэтому нередко Секки на-
зывают «отцом астрофизики». Если считать, что астрофизика нача-
лась с обращенного в небо спектроскопа, то Секки, безусловно, заслу-
74
Глава 4. Характеристики звезд
жил это имя. Но он еще успевал читать лекции по астрономии и физи-
ке в Грегорианском университете, проводил систематические исследо-
вания в области земного магнетизма и метеорологии, а также зани-
мался различными вопросами классической астрономии. К тому же
он был усердным охотником за кометами и открыл три новые коме-
ты. В ранний период занятий астрономией Секки наблюдал планеты,
туманности, двойные звезды. В 1859 г., делая зарисовки Марса, он за-
метил две темные линии в области Большого Сирта и дал им назва-
ние «canali» (проливы), принятое потом Джованни Скиапарелли
(1835-1910) и ставшее чрезвычайно популярным благодаря Персива-
лю Ловеллу (1855-1916).
С помощью спектроскопа Секки не только изучал звезды, но и ус-
тановил различие между двумя типами туманностей: одни из них ока-
зались звездными системами, а другие — газовыми облаками. Всерьез
заинтересовавшись черными пустотами в Млечном Пути, которые
Вильям Гершель (1738-1822) считал «провалами в небесах», Секки на-
стаивал на том, что это гигантские облака темных газов, проецирую-
щиеся на светлый фон далеких звезд. Однако еще полстолетия астро-
номы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили гипотезу
Секки «маловероятной»; впоследствии именно эта гипотеза полно-
стью подтвердилась.
Но особенно интересовали Секки наблюдения Солнца. Год за го-
дом он каждый ясный день наблюдал, подсчитывал, зарисовывал сол-
нечные пятна. В 1860 г. он впервые сфотографировал солнечную коро-
ну. Именно Секки доказал, что протуберанцы, которые можно видеть
на краю диска во время полного солнечного затмения, действительно
находятся на Солнце, а не на краю Луны, и он же установил их связь с
солнечными пятнами. Свои взгляды на природу Солнца он изложил в
двухтомном труде «Солнце» (1870), который получил широкую извест-
ность.
20 сентября 1870 г. Рим был занят войсками Гарибальди и короля
Виктора Эммануила II. Светская власть папы была ликвидирована.
Римский колледж объявили государственной собственностью. Одна-
ко Секки воспротивился передаче государству обсерватории, и вла-
сти не решились пойти против авторитетнейшего ученого. До его
смерти обсерватория Римского колледжа называлась Папской обсер-
ваторией, а он оставался ее директором.
В 1877 г. Секки был избран иностранным членом-корреспонден-
том Санкт-Петербургской академии наук. Он умер в возрасте 60 лет
26 февраля 1878 г.
4.2. Спектры звезд 75
Рис. 4.8. Уильям Хёггинс, 1910 г.
В фойе новой Ватиканской
обсерватории, которая находит-
ся в городке Кастель-Гандольфо,
на территории летней резиден-
ции папы римского, висит боль-
шая картина художника Фанти-
ни. В ее центре — крупный порт-
рет астронома в одежде католи-
ческого священника, а по бо-
кам — виды звездного неба и не-
большие портреты нескольких
римских пап, сыгравших опреде-
ленную роль в астрономии (на-
пример, реформатора календаря
Григория XIII) или способствовав-
ших процветанию обсерватории.
Астроном-священник — это Анд-
жело Секки.
Разумеется, Секки не был
единственным «отцом астрофизи-
ки»: у серьезной науки всегда несколько «отцов». Спектры звезд изуча-
ли в те годы Йозеф Фраунгофер, Норман Локьер, Уильям Хёггинс. Осо-
бенно велика роль последнего. Хёггинс на собственные средства по-
строил обсерваторию и оборудовал ее прекрасной для той эпохи тех-
никой. Он одним из первых оценил значение открытого Г. Р. Кирхго-
фом и Р. В. Бунзеном в 1859 г. метода спектрального анализа для изуче-
ния небесных тел. Хёггинс сам сконструировал спектроскоп и начал
наблюдения звездных спектров параллельно с обширными лаборатор-
ными исследованиями. В 1863 г. он показал, что спектры Солнца и
звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испуска-
ется горячим веществом и проходит через вышележащие слои более
холодных поглощающих газов. В 1866 г. он впервые выполнил спектро-
скопические наблюдения вспышки новой звезды и обнаружил нали-
чие вокруг нее газовой оболочки, светящейся в линиях водорода.
Одним из первых Хёггинс использовал принцип Доплера—Физо
для определения лучевых скоростей звезд по сдвигу линий поглоще-
ния в их спектрах: в 1868 г. он измерил лучевую скорость Сириуса.
Хёггинс стал одним из пионеров еще одного замечательного изобрете-
ния XIX в. — фотографии. Он усовершенствовал методику астрофото-
графии и начиная с 1875 г. выполнял многочисленные фотографиче-
76
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.9. Спектр Солнца (позитив). Вдоль верхнего края полосы спектра указаны
длины волн (А), буквенные обозначения сильных линий поглощения по Фраун-
гоферу (К, Н, G, F, Ь...) и положение водородных линий серии Бальмера (Н5,
Ну...); вдоль нижнего края — принадлежность линий поглощения химическим
элементам Солнца или молекулам и атомам земной атмосферы.
ские спектральные наблюдения звезд, планет и Луны. Все наблюдения
он проводил вместе со своей женой и помощницей Маргарет. Совмест-
но они подготовили и издали в 1899 г. «Атлас типичных звездных спек-
тров», в котором приведены спектры
звезд разных типов и дана их интерпре-
тация. В частности, показано, что вид
спектра зависит от температуры фото-
сферы звезды.
Рис. 4.10. Если перед объективом телескопа по-
местить стеклянную призму, то на фотопластин-
ке вместо точечных изображений звезд получа-
ются черточки — изображения спектров звезд.
Изучая эти черточки под микроскопом, астроно-
мы стараются различить линии или полосы в
спектрах звезд.
4.2. Спектры звезд
77
И все же, несмотря на появление близких по духу работ, в облас-
ти звездной спектроскопии классификация Секки оставалась обще-
признанной вплоть до введения в начале XX в. более детальной Гар-
вардской классификации, построенной на основе фотографических
спектрограмм. В самом конце XIX в. директором Гарвардской обсерва-
тории (Кембридж, США) стал пришедший в астрономию из физики
Эдуард Пикеринг (1846-1919). Он ясно видел, как много могут дать
спектральные наблюдения звезд для понимания физических условий
на их поверхности, и предложил программу изучения спектров мно-
гих тысяч звезд всего неба. Эту программу удалось выполнить, фото-
графируя небо через объективную призму в Кембридже и на других
обсерваториях, в том числе в Южном полушарии.
4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд
...Классификация - это лишь один из методов (и, веро-
ятно, самый простой) отыскания порядка в мире. Под-
мечая сходные черты у многочисленных различных ин-
дивидуумов, мы сводим их к одному классу или типу и
тем самым вводим некоторую систему и порядок в за-
путанные явления природы.
Wolf A. Classification. Encyclopedia Britannica. 1954 г.
Эдуард Пикеринг считал, что первым шагом в науке должен быть
сбор наблюдательных данных, и поэтому в 1886 г. добился основания
специального фонда, который финансировала вдова Генри Дрэпера
(1837-1882) — богатого медика и очень известного любителя астроно-
мии, получившего первую фотографию спектра звезды. По замыслу
Пикеринга, фонд памяти Генри Дрэпера должен был поддержать дол-
госрочный проект по получению спектров возможно большего числа
звезд, а затем по классификации этих звезд в соответствии с их спек-
трами. Это было довольно сложное предприятие, поскольку фотогра-
фические наблюдения в ту пору были весьма трудоемкими, а принци-
пы спектральной классификации звезд еще не были проработаны ни
теоретически, ни практически.
Для проведения столь сложных работ была создана группа специа-
листов, но вскоре Пикеринг разочаровался в работе своих коллег-муж-
чин. «Даже моя горничная сделала бы эту работу лучше, чем они», —
как-то заявил он. А его горничной в то время была Вильямина Фле-
минг (1857-1911). Эта замечательная женщина выросла в Шотландии,
училась в бесплатной городской школе, а с 14 лет и до замужества пре-
78
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.11. Эдуард Пикеринг и Вильямина Флеминг (стоит в центре), руководи-
тель женской расчетной группы в Гарвардской обсерватории. 1891 г.
подавала там же. В 1877 г. она вышла замуж за Джеймса Флеминга, а
через год эмигрировала вместе с мужем в Бостон. Спустя еще год, ко-
гда Вильямина была беременна, муж ее бросил. Оставшись одна с ре-
бенком на руках, Вильямина была вынуждена наняться горничной;
так она и попала в семью профессора Эдуарда Пикеринга.
В 1881 г. Пикеринг нанял В. Флеминг для работы в обсерватории.
Сначала она выполняла секретарскую работу и проводила простые
математические вычисления, но вскоре доказала, что способна зани-
маться наукой. Она разработала систему классификации звезд по ви-
ду их спектра и за 9 лет упорного труда составила каталог спектров
более чем 10 000 звезд. Эта работа была опубликована в 1890 г. в виде
книги, названной «Каталог звездных спектров Генри Дрэпера». Дело в
том, что спектры звезд были получены с помощью 11-дюймового реф-
рактора, который принадлежал Генри Дрэперу и был подарен его вдо-
вой Гарвардской обсерватории.
Постепенно обязанности Вильямины Флеминг расширились, и
она была назначена руководителем группы из дюжины молодых
женщин, нанятых для проведения вычислений (сейчас это делают
4.2. Спектры звезд
79
Рис. 4.12. Эдуард Пикеринг и его «гарем» в Гарвардской обсерватории, 1912 г.
Этот коллектив создал спектральную классификацию, заложив фундамент
> физики звезд.
компьютеры) и работы с гарвардскими фотопластинками. Кроме то-
го. Флеминг редактировала все обсерваторские публикации. Ее рабо-
та была столь безупречна, что в 1898 г. ее назначили хранителем ар-
хива фотопластинок. Для астрономов собрание фотографий звездно-
го неба бесценно. Впервые на столь высокую должность назначили
женщину.
В 1906 г. Вильямина Флеминг стала первой американкой, избран-
ной в Лондонское Королевское астрономическое общество. В 1907 г.
она опубликовала исследование открытых ею на фотопластинках 222
переменных звезд, а в 1910 г. — работу, в которой говорилось об от-
крытии «белых карликов», маленьких, но очень горячих и плотных
звезд, имеющих белый цвет. Теперь мы знаем, что белые карлики —
это звезды на самой поздней стадии своей эволюции. Последняя,
очень важная работа Флеминг «Звезды с пекулярными спектрами» бы-
ла опубликована в 1912 г. Достижения этой незаурядной женщины,
бывшей горничной, приобретают особый смысл, если вспомнить, что
ее образование ограничилось бесплатной городской школой.
80
Глава 4. Характеристики звезд
В целом работа по классификации звездных спектров сродни од-
нообразному фабричному труду, поэтому может показаться, что за
это дело брались лишь необеспеченные женщины, но это не так.
В группу Пикеринга входили сотрудницы разного социального поло-
жения. Работу Вильямины Флеминг по усовершенствованию системы
спектральной классификации звезд продолжила Антония Мори
(1866-1952). Она родилась в г. Нью-Йорке в семье министра и натура-
листа. Племянница Генри Дрэпера и внучка Джона Вильяма Дрэпера
(физика, одного из пионеров фотографии в астрономии), она была из-
вестна не только как астроном, но и как орнитолог и натуралист.
В 1887 г. Антония окончила женский Вассар-колледж и с 1888 г. нача-
ла работать в Гарвардской обсерватории.
Мори усовершенствовала систему спектральной классификации.
Она обращала внимание не только на наличие или отсутствие опор-
ных линий, выбранных для классификации, но также учитывала их
ширину и резкость. Именно она впервые ввела в систему классифика-
ции звезд второй параметр — индексы а, b и с для звезд с диффузны-
ми, нормальными и резкими линиями. Это усложняло систему, дела-
ло ее громоздкой. Не получив одобрения Пикеринга, эта система дол-
гое время оставалась невостребованной. Однако в 1897 г. Мори соста-
вила каталог 681 яркой звезды северного неба с такой классификаци-
ей, и не зря! В 1905 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг на основе
системы Мори построил зависимость, которую мы теперь называем
диаграммой Герцшпрунга—Рассела (см. раздел 4.4) и которая служит
краеугольным камнем всей современной звездной астрофизики.
Нужно заметить, что кропотливая работа по классификации
звездных спектров, полученных с объективной призмой, вплоть до на-
ших дней в основном оставалась в женских руках: хорошая зритель-
ная память, аккуратность и усидчивость, необходимые для этой рабо-
ты, оказались более свойственны дамам. Лишь в самое последнее вре-
мя предпринимаются попытки переложить эту работу на компьюте-
ры, причем и этим занимаются в основном дамы.
Но вернемся в Гарвард начала XX в. Результатом программы Гар-
вардской обсерватории стал знаменитый каталог HD (каталог имени
Генри Дрэпера), содержащий классификацию спектров сотен тысяч
звезд. Огромный личный вклад в эту работу внесла великая тружени-
ца науки Энни Кэннон (1863-1941), которая вручную выполнила клас-
сификацию спектров почти 400 000 звезд. При работе над каталогом
была создана система классификации звездных спектров, с небольши-
ми изменениями общепринятая до сих пор, а каталог HD сохранил до
4.2. Спектры звезд
81
наших дней свое значение как важный источник сведений о спектрах
звезд.
Гарвардские астрономы решили обозначать спектральные классы
звезд буквами латинского алфавита — от А до Q. В целом они сохрани-
ли принципы классификации Секки — от простых спектров к слож-
ным, — но разработали ее более детально. Типу I по Секки соответство-
вали гарвардские классы А, В, С и D, типу II — классы от Е до L, типу
III — класс М, а типу IV — класс N. Кроме этого, гарвардские астрономы
отнесли все спектры с эмиссионными линиями к классу О, а спектры
планетарных туманностей — к классу Р. Последний класс Q служил
«долгим ящиком»: его приписывали совсем непонятным спектрам.
В ходе многолетней работы некоторые классы были исключены, а
между оставшимися обнаружился плавный переход, имеющий, как
оказалось, физический смысл (изменение температуры поверхности
звезд), но не согласующийся с алфавитным порядком. В окончатель-
ном варианте Гарвардской классификации спектральные классы, соот-
ветствующие трем первым типам по Секки, идут в следующем поряд-
ке: O-B-A-F-G-K-M.
Поскольку порядок спектральных классов отличается от алфавит-
ного, для его запоминания предложено множество мнемонических
фраз. Вероятно, самой удачной являются английская: «Oh, Be A Fine
Girl, Kiss Me!» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня!»). Не столь
удачный русский вариант приписывают московскому астроному
С. Н. Блажко (1870-1956): «Один Бритый Англичанин Финики Жевал,
Как Морковь».
Плавный переход между спектральными классами позволил вве-
сти между основными «буквенными» классами «цифровые» подклас-
сы. Так, например, спектр класса F, наиболее похожий на спектры клас-
са А, определяют как F0, а наиболее похожий на спектры класса G —
как F9. Возможны и все промежуточные варианты: Fl, F2, F3,... F8. Ко-
гда астрономы вводили разбиение спектральных классов на более мел-
кие ступени, предполагалось, что десятью цифровыми подклассами
можно будет однородно покрыть весь интервал между буквенными
классами. Но практика показала, что иногда десяти подклассов слиш-
ком много и некоторые остаются неиспользованными, а иногда их не
хватает. Поэтому в каталогах сегодня можно встретить звезды «дроб-
ного» спектрального класса, например М4.5.
Сначала некоторые исследователи полагали, что спектральные раз-
личия между звездами вызваны различным содержанием химических
элементов в их атмосферах. Скажем, в спектрах звезд класса А сильны
82
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.13. Энергетические уровни атома водорода и излучательные переходы,
ответственные за наиболее важные серии спектральных линий. Указаны энер-
гии переходов с возбужденных уровней на основной (и = 1). Энергия связи
электрона на основном уровне составляет 13,6 эВ. Серия Лаймана лежит в
ультрафиолетовом диапазоне спектра, серия Бальмера - в оптическом, ос-
тальные — в инфракрасном.
только линии поглощения водорода — значит, это чисто водородные
звезды, а поскольку в спектрах звезд класса G (к ним относится и на-
ше Солнце) очень много линий металлов, то считали, что такие звезды
намного богаче металлами. Но к середине 1920-х гг. было установлено,
что содержание химических элементов в атмосферах большинства
нормальных звезд всех спектральных классов различается не слиш-
ком сильно; самым распространенным элементом в атмосферах почти
всех звезд является водород. Что касается гарвардской последователь-
ности спектральных классов (О—В—A—F—G—К—М), то выяснилось, что
вдоль нее систематически меняется температура поверхности звезды.
Она убывает от класса О к классу М. Среди звезд спектрального класса
О самые горячие имеют температуру поверхности 50 000 К. У Солнца,
звезды класса G2, температура поверхности составляет 5800 К. Самые
холодные звезды класса М имеют температуру около 2 000 К. В их спек-
трах видны полосы поглощения окиси титана.
4.2 Спектры звезд
83
К Н-Н8 Х4026 Н5
л,4472 Х4649
во 1 |; Li 1 исии еОп
В5 ы 1 1 1 q Таи
АО . 1 1 1 izez 21 аСМа
р Tri
А5
F0
8 Gem
GO
111
aCMi
II Г г Г I
aAur
Л4668
Х4227 G Ну 4384
К Н
F5
G5
КО
К5
МО
М3
М8
М8е
к Gem
a Boo
aTau
aOri
pPer
WCyg
oCet
Рис. 4.14. Типичные звездные спектры (позитивы). Справа указано обозна-
чение звезды, слева — ее спектральный класс с цифровым подклассом. Две
сильные линии в голубой области спектра (К и Н) принадлежат однократ-
но ионизованному кальцию; с линией Н сливается бальмеровская линия
водорода Не.
Любопытно, что более старая классификация звездных спектров,
предложенная Секки, верно отражала температурную последователь-
ность звезд, а следующая за ней Гарвардская классификация в своем
исходном виде не отражала ход этого важного физического парамет-
ра. Возможно, дело в том, что Секки проводил визуальные наблюде-
ния, видел цвет звезд и поэтому интуитивно или сознательно расста-
вил их в порядке остывания нагретого тела — от белого через желтый
к красному. Вот как выглядит его классификация.
84
Глава 4. Характеристики звезд
R-N
O-B-A-F-G-K-M
XS
Рис. 4.15. Основная схема Гар-
вардской классификации зве-
здных спектров. Многие годы
она выглядела именно так.
I класс: белые и голубые звезды с мощными линиями водорода
(современный класс А).
II класс: желтые звезды, линии водорода заметны и появляются
линии металлов (современные классы G и К).
III класс: оранжевые и красные звезды со сложными полосами в
спектре (современный класс М).
IV класс: красные звезды с линиями и полосами углерода в спек-
тре (современные углеродные звезды).
V класс: звезды с эмиссионными линиями в спектре (Be, Bf и др.).
С другой стороны, астрономы, работав-
шие над Гарвардской классификацией,
имели перед глазами черно-белые фото-
пластинки и ориентировались на «отпе-
чатки пальцев» звезд в виде полосок в их
спектре. Поэтому они систематизировали
спектры по интенсивности линий химиче-
ских элементов (в основном водорода), ко-
торая изменяется с ходом температуры отнюдь не монотонно
(рис. 4.16). Например, линии поглощения бальмеровской серии водоро-
да образуются при переходах электрона с первого возбужденного
(и = 2) на более высокие уровни (см. рис. 4.13). При низких температу-
рах таких атомов нет, поскольку все электроны на основном уровне.
С ростом температуры появляется все больше возбужденных атомов с
электронами на первом уровне — линии бальмеровской серии усили-
ваются, достигая максимума при температуре около 9400 К. Но даль-
нейший рост температуры ведет к более сильному возбуждению и ио-
низации атомов. В результате снижается число атомов с электроном
на первом уровне, и поглощение в линиях Бальмера ослабевает. Таким
образом, максимальной силы каждая серия спектральных линий дос-
тигает в определенном, довольно узком, диапазоне температуры.
Вернемся к Гарвардской классификации. Спектральные классы О,
В и А иногда называют «ранними», а классы К и М — «поздними». Это от-
голосок старой теории: когда-то думали, что с возрастом звезды осты-
вают. С переходом к более «поздним» классам, т. е. к более низким тем-
пературам меняется и цвет звезд. Звезды класса О глаз видит голубова-
тыми, класса А — белыми, F — желтоватыми, G — желтыми, К — красно-
ватыми, М — красными. Соответственно меняется и показатель цвета,
поэтому его значение грубо указывает спектральный класс звезды.
Один из классов, введенных Секки, — тот, в который попадают звез-
ды с полосами углерода в спектрах, — в классической гарвардской схе-
4.2. Спектры звезд
85
~ Спектральный
ВО АО FO GO КО МО класс
Показатель
Рис. 4.16. Относительная интенсивность линий поглощения различных эле-
ментов в спектрах звезд главной последовательности. В спектроскопии при-
нято следующее обозначение элементов: нейтральный водород (Н I) и гелий
(Не I), однократно ионизованный гелий (Не II) и кальций (Са II), двукратно ио-
низованный кремний (Si III), и т. п.
ме отсутствует. Но Секки оказался прав и в этом случае: гарвардскую
классификацию пришлось дополнить. Звезды с углеродными полоса-
ми в спектре отнесли к двум новым классам — R и N; сейчас их приня-
то объединять в один класс С. Еще один известный сейчас класс звезд
с молекулярными полосами не заметил и Секки. В спектрах таких
звезд, относимых ныне к классу S, видны полосы окиси циркония. При
этом звезды классов М, С и S имеют одинаково низкие температуры.
Таким образом, у холодных звезд вид спектра может быть связан не
только со значением температуры, но и с чем-то еще.
Чтобы объяснить расщепление спектральной классификации у хо-
лодных звезд, пришлось вернуться к старой идее о том, что это расще-
пление отражает реальные различия в химическом составе звездных
атмосфер, прежде всего в относительном содержании кислорода и уг-
лерода. Звезды, в атмосферах которых много кислорода, показывают
в спектре полосы окиси титана и составляют спектральный класс М.
Если же в атмосфере преобладает углерод, спектр звезды попадает в
класс С. Промежуточный случай — звезды класса S. Цвет у звезд клас-
сов С и S очень красный. У них большие положительные показатели
Цвета. Если у звезд класса М показатель цвета (В - V) обычно не пре-
вышает 2т, то среди углеродных звезд не редкость объекты с огромны-
ми значениями (В - V), скажем, в 5т.
После описанных дополнений Гарвардская спектральная класси-
фикация приняла следующий вид (рис. 4.18) Пришлось дополнить и
Шуточную фразу: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart» —
«•..прямо сейчас, дорогая!».
86
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.17. Спектры двух звезд класса А: сверхгиганта (HR 1040) и карлика
(0 Vir), на которых ясно видна разница в толщине линий водорода. Фон рисун-
ка демонстрирует относительный размер этих звезд.
Позже Гарвардская классификация спектров подверглась еще од-
ному важному усовершенствованию. Среди звезд одинаковой темпе-
ратуры выявились экземпляры, очень сильно различающиеся по све-
тимости. Причина может быть только одна — у них разный размер.
Пришлось разделить звезды на карлики, субгиганты, гиганты и сверх-
гиганты. К счастью, выяснилось, что по спектру можно определить, яв-
ляется ли звезда гигантом или карликом: физические условия в атмо-
сферах звезд одинаковой температуры, но разной светимости немно-
го различаются, что проявляется в интенсивности и ширине некото-
рых спектральных линий.
С физической точки зрения понять это легко: при сравнимых мас-
сах гиганты значительно больше карликов, следовательно, сила тяже-
сти у их поверхности гораздо ниже. Поэтому у гигантов очень протя-
женная атмосфера, и наш взгляд может проникнуть лишь в самые
верхние, разреженные ее слои. А в разреженном газе атомы сталкива-
1Л/М C(=R-N)
WN /
Р, Q, W(WR) — О — В — A — F — G — К — М — L — Т
WC XS
Рис. 4.18. Современная расширенная схема Гар-
вардской классификации звездных спектров.
ются редко и не ме-
шают друг другу из-
лучать и поглощать
кванты на строго оп-
ределенных частотах
спектральных линий.
4.2. Спектры звезд
87
06.5
ВО
В6
А1
А5
F0
F5
GO
G5
КО
К5
МО
М5
F4p
М4.5е
В1е
HD12993
HD158659
HD 30584
HD116608
HD9547
HD10032
BD610367
HD 28099
HD 70178
HD 23524
SAO 76803
HD 260655
Yale 1755
HD 94028
SAO 81292
HD 13256
Рис. 4.19. Типичные спектры звезд главной последовательности. Слева — спек-
тральный класс, справа - обозначение звезды по одному из популярных ката-
логов. Три нижние полосы демонстрируют особые спектры, на что указывает
дополнительная буква в обозначении: е — эмиссионные линии в спектре, р —
пекулярный спектр (в данном случае - слабые линии металлов, указываю-
щие на малое их содержание в атмосфере звезды).
Поэтому в спектрах гигантов линии узкие, а у карликов с их плотной
атмосферой и частыми столкновениями атомов линии в спектре бо-
лее широкие. Кроме этого, при одинаковой температуре газа относи-
тельное число нейтральных, возбужденных и ионизованных атомов за-
висит от плотности: чем выше плотность, тем чаще происходят встре-
чи ионов и электронов, приводящие к рекомбинации. Именно поэтому
вид спектра при одинаковой температуре зависит от плотности газа.
Итак, классификация звездных спектров стала двумерной: поми-
мо спектральных классов, в основном указывающих температуру по-
верхности звезды, были введены и классы светимости, указывающие
размер звезды. Чаще всего используют следующие классы светимо-
сти, обозначаемые римскими цифрами, иногда с добавлением буквы:
О — гипергиганты (звезды самой высокой светимости);
1а — яркие сверхгиганты;
lb — более слабые сверхгиганты;
II — яркие гиганты;
III — нормальные гиганты;
IV — субгиганты;
V — карлики (звезды главной последовательности).
При обозначении спектра класс светимости записывают после
спектрального класса. Так, спектр Солнца относится к классу G2 V (кар-
88
Глава 4. Характеристики звезд
лик спектрального класса G2). А вот так классифицируют некоторые
яркие звезды: Сириус (а Большого Пса) - Al V, Канопус (а Киля) -
F0II, Арктур (а Волопаса) - К2 III, Вега (а Лиры) - АО V, Ригель (Р Орио-
на) — В8 1а, Процион (а Малого Пса) — F5 IV-V, Бетельгейзе (а Орио-
на) — М2 lab. Как видим, иногда приходится использовать промежуточ-
ные значения класса светимости (lab — это между 1а и 1b).
Эволюция спектральной классификации звезд, наверное, никогда
не прекратится: новые исследования постоянно требуют ее расшире-
ния. И оно происходит, причем — в обе стороны: как в область самых
горячих, так и в область наиболее холодных звезд и звездоподобных
объектов. Слева от звезд класса О появились еще более горячие звез-
ды типа Вольфа—Райе с температурой до 100 000 К и мощными эмис-
сионными линиями в спектрах, указывающими на истечение газа из
атмосферы. Этот класс обозначают буквой W (иногда WR). При более
детальном описании добавляют еще одну букву, указывающую хими-
ческий элемент: в спектрах типа WN видны полосы ионов азота, но
нет углеродных полос; в спектрах типа WC нет полос азота, но есть
многократно ионизованные углерод и кислород.
Иногда слева от класса W можно встретить еще два класса спек-
тров — Р и Q. Класс Р — это эмиссионные спектры планетарных туман-
ностей, которые в определенном смысле можно считать крайне разре-
женными, «улетающими» оболочками старых звезд. Возбуждающие
их свечение ядра планетарных туманностей (то есть остатки звезд)
имеют температуру поверхности до 200 000 К, поэтому их и помести-
ли слева от самых горячих нормальных звезд. Буква Q употребляется
для обозначения спектров, наблюдаемых при вспышках новых звезд.
На правом конце Гарвардской схемы тоже прибавление. Совсем не-
давно были введены новые спектральные классы L и Т, как бы продол-
жающие главную последовательность (V класс светимости) в сторону
самых холодных звезд. Звезды классов L и Т — так называемые корич-
невые карлики, их температуры ниже 2000 К. Их спектры, подобно
спектрам классов М, С и S, также богаты молекулярными полосами.
Подробнее об этих и других особенных звездах мы расскажем далее.
4.23. Развитие спектральной классификации
Даже описанный выше современный вариант Гарвардской спектраль-
ной классификации звезд не является полным. Рассмотрим, напри-
мер, звезды спектральных классов от В до F. Еще на ранних этапах ра-
бот по классификации спектров было замечено, что существенная до-
ля звезд этих классов показывает необычные спектры со множеством
4.2. Спектры звезд
89
сильных линий обычно не самых распространенных в звездных атмо-
сферах химических элементов — кремния, хрома, стронция, редкозе-
мельных металлов. У других звезд этих же спектральных классов уси-
лены линии марганца и ртути. Поначалу считали, что спектральная по-
следовательность звезд класса А раздвоена: есть «нормальные» звезды
класса А, и есть необычные, пекулярные, для спектров которых приду-
мали обозначение Ар (р — от англ, peculiar). К нашему времени осозна-
но, что спектральная пекулярность не ограничивается классом А: она
затрагивает и соседние классы, а кроме того, эта пекулярность имеет
различные разновидности. Установлено, что речь идет о реально суще-
ствующих отличиях в содержании химических элементов в атмосфе-
рах не самых холодных звезд. Поэтому такие звезды называют химиче-
ски пекулярными. Их особенности связаны с необычно сильным маг-
нитным полем, под действием которого в поверхностных слоях звезды
создаются условия, допускающие вынос на поверхность вещества с не-
обычным химическим составом. Эти элементы, не характерные для ат-
мосфер других звезд, образуют на поверхности химически пекуляр-
ных звезд пятна, форма и положение которых довольно стабильны.
Чтобы приписать звезде гарвардский спектральный класс, ее
спектр сравнивают со спектрами «стандартных» звезд, служащих про-
тотипами классов. Но, оказывается, классификацию не всегда можно
провести однозначно. У некоторых звезд, которые есть основания счи-
тать довольно старыми, в атмосферах понижено (иногда очень силь-
но) содержание элементов тяжелее кислорода. Попытка классифици-
ровать спектр такой звезды дает разные результаты в зависимости от
того, проводится ли сравнение спектров по линиям водорода или по
линиям металлов. Иногда «водородный» спектральный класс оказыва-
ется у старых звезд на целых 10, а то и больше подклассов более позд-
ним, чем «металлический», скажем, F5 по водороду и А5 по металлам.
Иногда в спектрах звезд, помимо линий поглощения, наблюдают-
ся яркие (эмиссионные) линии. Такие спектры часто бывают у неста-
ционарных звезд, демонстрирующих бурные процессы. Наличие эмис-
сии в спектре обычно отмечают символом «е» (emission), скажем,
В5 Ше. Особенно яркие и широкие эмиссионные линии видны в спек-
трах звезд Вольфа—Райе, горячих звезд с протяженными оболочками.
Как уже говорилось, их относят к особым спектральным классам WN
и WC в зависимости от того, эмиссии какого элемента — азота (N) или
углерода (С) — у них наблюдаются.
Специальный спектральный класс D введен для белых карликов.
В нем предусмотрены подклассы для звезд, отличающихся химиче-
90
Глава 4. Характеристики звезд
ским составом атмосферы. Наиболее распространены белые карлики
подкласса DA, в спектре которых видны линии водорода, а также под-
класса DB, в спектре которых есть линии гелия, а линии водорода от-
сутствуют; вопреки свойствам нормальных звезд, атмосферы этих бе-
лых карликов действительно бедны водородом.
Изучение спектров позволяет многое узнать о поверхностных сло-
ях звезд: содержание химических элементов, температуру, давление,
напряженность магнитного поля, скорость вращения звезды и скоро-
сти газовых потоков («ветра») в ее атмосфере. К сожалению, более глу-
бокие слои непосредственно наблюдать нельзя, и об их составе и
свойствах приходится судить по косвенным данным.
У нормальных звезд почти 70% массы атмосферы обычно состав-
ляет водород, около 27% — гелий, а на долю всех элементов тяжелее
гелия остается не более 3%. Как уже отмечалось, у старых звезд содер-
жание элементов тяжелее гелия может быть существенно ниже, ска-
жем, в 10-100 раз. Полагают, что у большинства нормальных звезд со-
став атмосферы довольно точно соответствует составу вещества, из
которого звезда сформировалась. В недрах звезд идут термоядерные
реакции, которые существенно изменяют содержание водорода и дру-
гих элементов, но продукты термоядерного синтеза на поверхность
звезды обычно не попадают, хотя бывают исключения. Основное тер-
моядерное «горючее», водород, постепенно превращается в гелий, а за-
тем идут реакции, в которых гелий превращается в углерод. Внутри
«пожилых» звезд должен быть слой, в котором почти весь водород
превратился в гелий, а еще глубже — слой, где гелий превратился в уг-
лерод.
Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции сбрасы-
вают богатую водородом оболочку, обнажая внутренние слои, уже ли-
шившиеся водорода, которые после этого формируют атмосферу звез-
ды. Вероятно, поэтому в спектрах некоторых звезд (к их числу принад-
лежат и белые карлики класса DB) практически нет линий водорода.
Самый распространенный элемент во Вселенной занимает весьма
скромное место в атмосферах звезд, потерявших оболочки.
Итак, сложившаяся в первой половине XX в. гарвардская последо-
вательность спектральных классов О—В—A—F—G—К—М отразила ход
температуры звездных фотосфер. Но введенные позже классы и под-
классы в основном отражали вариации химического состава поверх-
ности звезд. Так, классы R, N и S связаны с вариациями химического
состава холодных звезд-гигантов, подклассы WN, WC, DA, DB и т. п. —
с обнажением ядер предельно старых звезд. В подклассе Ар нашла от-
4.2. Спектры звезд
91
Таблица 4.1
Характеристики спектральных классов по Гарвардской классификации
Класс ' Характеристика спектра, цвет звезды Эффектив- ная темпе- ратура, К Типичные звезды
W Излучения в линиях Не II, Не I, N I, NIII-V, ОIII-VI, СII-IV. 60 000- 100 000 Звезды типа Вольфа—Райе, у2 Парусов, г| Киля
О Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизован- ных Si, С, N, А. Цвет голубоватый. 35 000- 80 000 £ Кормы, X Ори- она, § Персея, i Ориона
В Линии поглощения гелия, водорода (усилива- ются к классу А). Слабые линии Н и К Са И. Цвет голубовато-белый. 12 000 — 30 000 е Ориона, а Де- вы, у Персея
А Линии водорода (бальмеровская серия) весьма интенсивны, линии Н и К Са II усиливаются к классу F, появляются слабые линии металлов. Цвет белый. 8 000 — 11000 а Большого Пса, а Лиры, у Близнецов
F Линии Н и К Са II и линии металлов усиливают- ся. Линии водорода ослабевают. Появляется ли- ния Са I X 4227 А. Появляется и усиливается по- лоса G, образуемая линиями Fe, Са и Ti около 4310 А. Цвет слегка желтоватый. 6 500 — 7 500 6 Близнецов, а Малого Пса, Р Кассиопеи, а Персея, а Кормы
G Линии Н и К Са II интенсивны. Линия Са 14227 А и многочисленные линии металлов. Линии во- дорода слабеют к классу К. Появляются полосы молекул СН и CN. Цвет желтый. 5 000 — 6 000 Солнце, а Воз- ничего, р Гер- кулеса, р Юж- ной Гидры
К Линии металлов и полоса G интенсивны, линии водорода мало заметны. С подкласса К5 стано- вятся видимыми полосы поглощения TiO. Цвет красноватый. 4 000 — 5 000 а Волопаса, £ Пегаса, Р Близнецов, а Тельца
М Интенсивны полосы TiO и других молекул. За- метны линии металлов, полоса G слабеет. В спе- ктрах переменных типа о Кита имеются линии излучения водорода (класс Me). Цвет красный. 2 000 — 3 500 а Ориона, а Скорпиона, о Кита, г| Близ- нецов
L Полосы TiO и VO отсутствуют. Видна сильная полоса СгН, сильные линии Rb и Cs, широкие линии калия и натрия. Цвет темно-красный. 1 300- 2 000 Kelu-1, GDI 65В
Т Интенсивны полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода. «Коричневый карлик». 700 — 1300 Gliese 229В
92
Глава 4. Характеристики звезд
ражение химическая неоднородность («пятна») на поверхностях неко-
торых звезд. Эта схема надежно служила астрономам несколько деся-
тилетий, и даже создалось впечатление, что развитие спектральной
классификации прекратилось. Однако появление в конце XX в. круп-
ных телескопов с инфракрасными детекторами привело к открытию
настолько маломассивных и «холодных» звезд, что для них не на-
шлось места в Гарвардской схеме, и пришлось ее расширять.
Речь идет о предельно легких звездах — красных карликах и еще
более легких звездоподобных объектах — коричневых карликах (см.
раздел 4.3.3). Оказалось, что в формировании их спектров играют
роль не только молекулы, но и твердые частицы — пылинки. Как мы
уже знаем, у самых холодных звезд класса М с температурой поверх-
ности около 3000 К в спектре видны мощные полосы поглощения мо-
лекул окиси титана и ванадия (TiO, VO). Но оказалось, что у еще бо-
лее холодных объектов этих полос нет. Например, в 1997 г. рядом с бе-
лым карликом GD 165 был обнаружен весьма холодный (Г = 1900 К) и
темный (L = 1,2 • 10“4 L0) объект GD 165В, в спектре которого, в отли-
чие от других холодных звезд, не оказалось полос поглощения TiO и
VO, за что он был прозван «странной звездой». Вскоре было доказано,
что это не звезда, а коричневый карлик, не способный к термоядер-
ным реакциям. Такими же оказались спектры и других коричневых
карликов с температурой ниже 2 000 К. Детальное численное модели-
рование показало, что молекулы TiO и VO в их атмосферах сконденси-
ровались в твердые частицы-пылинки и уже не проявляют себя в
спектре, как это свойственно молекулам.
Подавление спектральных полос TiO и VO в результате формиро-
вания пыли при Т < 2000 К потребовало введения нового спектрально-
го класса. В 1998 г. Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологи-
ческого института предложил расширить Гарвардскую схему, доба-
вив в нее класс L для маломассивных инфракрасных звезд с темпера-
турой поверхности 2000-1300 К. Спектр L-карликов характеризуется
сильной полосой поглощения молекулы СгН, сильными линиями ред-
ких щелочных металлов цезия (Cs) и рубидия (Rb), а также широкими
линиями калия и натрия. Без информации о возрасте объекты L-клас-
са нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень ста-
рые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К. Но боль-
шинство объектов L-класса все же должны быть именно коричневы-
ми карликами.
Продолжая исследования L-карликов, астрономы обнаружили еще
более экзотические объекты, для которых потребовалось ввести са-
4.3. Размеры и массы звезд
93
мый новый спектральный класс Т, еще более холодный. В 2000 г.
Джеймс Либерт с коллегами из Аризонского университета выделил в
самостоятельную группу Т-карлики с температурой 1300-700 К. В их
спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молеку-
лярного водорода, поэтому их называют «метановыми карликами».
Прототипом этого класса считается коричневый карлик GL 229В (ката-
лог Глизе) с температурой поверхности всего 1000 К и мощностью из-
лучения в 160 тыс. раз слабее солнечной.
Предвидя будущие открытия «ультрахолодных» коричневых кар-
ликов, астрономы уже заготовили спектральный класс Y с температу-
рой менее 700 К. Первым членом этой группы, возможно, станет ко-
ричневый карлик CFBDS J005910.90-011401.3, открытый в марте 2008 г.
Имея температуру 620 К, он может стать прототипом подкласса Y0.
4.3. Размеры и массы звезд
4.3.1. Разнообразие параметров звезд
Диаметр Солнца 1 392 000 км, что в 109 раз больше диаметра Земли и
примерно в 10 раз — диаметра Юпитера. Как видим, наша звезда на-
много крупнее входящих в ее систему планет. Масса Солнца (М0) со-
ставляет около 2 • Ю30 кг; оно массивнее Земли в 333 000 раз и Юпите-
ра — в 1 000 раз. Размер и массу других звезд обычно выражают в еди-
ницах размера и массы Солнца — довольно типичной звезды.
Самые массивные среди известных звезд примерно в 100 раз мас-
сивнее Солнца. А вот указать минимальную массу звезды не так про-
сто: для этого нужно решить, как именно провести границу между
звездами и планетами. Из теоретических расчетов известно, что масса
звезды, светящейся, подобно Солнцу, за счет термоядерных реакций,
не может быть меньше 0,07 Мо. Следовательно, самые массивные звез-
ды всего в 1500 раз «тяжелее» самых маломассивных. Удивительно,
что светимости звезд при этом различаются почти в триллион раз!
Размеры звезд различаются не так сильно, но тоже значительно —
почти в миллиард раз (если принимать в расчет нейтронные звезды).
При этом самые большие звезды — не обязательно самые массивные.
Известны звезды, которые больше нашего Солнца по диаметру при-
мерно в 1500 раз. При этом некоторые из них не отличаются сущест-
венно от Солнца по массе, а значит, имеют среднюю плотность в мил-
лионы раз меньше, чем Солнце. И это при том, что средняя плотность
Солнца не особенно впечатляет: она равна 1,4 т/м3, лишь немногим
больше плотности воды.
Рис. 4.20. Изображение Бетельгейзе,
полученное космическим телескопом
«Хаббл». Не совсем круглая форма диска
в основном объясняется присутствием ог-
ромного горячего пятна на диске звезды,
угловой размер которого составляет
0,055" в инфракрасном и 0,058" в види-
мом диапазоне спектра. Это красный
сверхгигант спектрального класса Ml-2
la—lab. Неоднозначность характеристик
объясняется тем, что звезда переменная:
она пульсирует с неустойчивым перио-
дом около 2 070 суток и амплитудой из-
менения блеска около 1,Зт. Ее вычислен-
ные характеристики: масса — 14 М®, ра-
диус — 630 R®, температура — 3500 К, све-
тимость — от 40 000 до 100 000 L®, воз-
раст — около 10 млн лет.
Самые маленькие в мире
звезд - белые карлики и ней-
тронные звезды. Белые карлики
сравнимы по размеру с Землей,
но при этом их массы близки к
солнечной. Поэтому средняя
плотность вещества белого кар-
лика превышает солнечную в де-
сятки миллионов раз. Нейтрон-
ные звезды в несколько раз мас-
сивнее белых карликов и намно-
го меньше их — всего несколько
километров в диаметре, а значит,
они еще в миллион раз плотнее
(~1014 т/м3). Это самые плотные
тела, известные человеку.
Точные данные о массах, ра-
диусах и светимости звезд — это
фундамент, на котором покоится
теория строения и эволюции
звезд. К сожалению, астрономы
не могут похвастаться высокой
точностью определения этих па-
раметров. Для вычисления каждо-
го из них необходимо знать рас-
стояние до звезды, а измерить
его с высокой точностью удается
лишь для ближайших к Солнцу
звезд, среди которых преоблада-
ют маломассивные карлики и по-
чти нет гигантов и звезд большой массы. Кроме этого, определить мас-
су звезды возможно лишь в том случае, если она является членом
двойной или кратной системы, что еще сильнее сужает круг пригод-
ных для измерения объектов. Но еще труднее измерить размер звез-
ды. Сделать это удается, если в двойной системе звезды затмевают
друг друга, сканируя своим диском оказавшегося за ним соседа; но
при этом взаимная близость звезд может существенно исказить их
эволюцию.
Разумеется, астрономы давно мечтают прямо измерять угловые
диаметры звездных дисков и по независимо измеренному расстоя-
4.3. Размеры и массы звезд
95
нию вычислять размеры звезд. Но из-за огромных расстояний все
звезды, кроме Солнца, кажутся невооруженному глазу светящимися
точками. При наблюдении в телескоп с большим увеличением глаз ви-
дит диски (точнее, «кляксы») звезд, однако это всего лишь эффект ат-
мосферного дрожания и расплывания точечного изображения звез-
ды. Направив телескоп на яркий объект, сразу можно сказать, звезда
это или планета: диски Юпитера и Венеры имеют угловой диаметр до
50—60", диск Сатурна поменьше (до 20"), но вместе с кольцами он поч-
ти не уступает Юпитеру; диски Нептуна и Урана тоже вполне различи-
мы (2-4"). Но диски звезд с поверхности Земли неразличимы, посколь-
ку их угловой размер не превышает 0,1".
Таблица 4.2
Угловые диаметры звезд, измеренные методом наблюдения покрытий Луной
(по Е. М. Трунковскому, 2001 г.)
Звезда Спектр Звездная величина (V) Диаметр, 0,001" Звезда Спектр Звездная величина (V) Диаметр, 0,001"
RLeo М6.0-9.5 Ше 5,9-10,O'" 50-67 v Vir Ml Illab 4,03 4,00-8,00
a Sco Ml.5 lab 0,96 27,8-45,0 a Gem G8 lb 2,98 3,70-5,60
а Таи К5 III 0,85 15,0-23,1 31 Leo K3.5 Illb 4,37 2,80-3,90
pGem М3 Illab 2,88 11,8-16,5 0 Cnc K5 III 5,35 3,13-3,35
RZ Ari M5.5 III 5,91 9,88-11,4 61 Tau K0 III 3,76 2,8
YTau C6.4 6,95 5,60-8,91 0‘Tau KO Illb 3,84 1,49-2,92
ПО Gem M4.0 III 5,94 4,16-5,98 a Leo B7V 1,35 1,32-1,70
И все же угловые диаметры некоторых звезд удается измерить.
Для этого применяются наземные интерферометры, космический те-
лескоп «Хаббл», наблюдаются покрытия звезд Луной. Уже измерены
угловые диаметры сотен звезд, в основном сверхгигантов; они состав-
ляют сотые и даже тысячные доли угловой секунды. На дисках неко-
торых сверхгигантов, например Бетельгейзе (а Ориона), были даже за-
мечены крупные пятна. К сожалению, измерение размеров нормаль-
ных звезд солнечного типа представляет более сложную задачу; к ее
решению приступили сравнительно недавно.
4.3.2. Альфа Кентавра - удачное соседство
К счастью, ближайшая к нам звезда а Кентавра обладает многими бла-
гоприятными для ее изучения качествами. Во-первых, она относитель-
но близка. Во-вторых, это двойная звезда, оба компонента которой —
А и В — весьма похожи на Солнце. Вероятно, в эту систему входит и
третий член, маленький красный карлик Проксима Кентавра, отстоя-
96
Глава 4. Характеристики звезд
щий от двух главных звезд значительно дальше,
чем они удалены друг от друга, и поэтому не ока-
зывающий на них никакого влияния. Казалось
бы, странно, эти ближайшие к нам звезды до не-
давних пор были изучены весьма слабо. Причи-
на в том, что наиболее изощренная астрономиче-
ская техника в течение всех предыдущих столе-
тий располагалась в северном полушарии Зем-
ли, а созвездие Кентавра находится на южном
небе.
Но за последние годы в чилийских горах по-
строены лучшие в мире телескопы Европейской
южной обсерватории (ESO), которые позволили
в первые годы XXI в. изучить систему а Кентавра
так детально, как не изучено ни одно другое све-
Рис. 4.21. Размер компо- тило> кроме Солнца. Эта работа, а также одновре-
нентов звезды а Сеп по
менно проведенные измерения полного потока
сравнению с другими r г
близкими к нам звезда- нейтрино из недр Солнца обеспечили прорыв в
ми и Юпитером. физике звезд. Оказалось, что наши теоретиче-
ские представления о внутреннем строении
солнцеподобных звезд прекрасно согласуются с наблюдениями. Следо-
вательно, астрономы сейчас весьма точно представляют устройство
Солнца и могут надежно прогнозировать его будущую эволюцию.
Наблюдения двух звезд а Кентавра были проведены с помощью
недавно созданного интерферометра Очень большого телескопа
(VLTI — Very Large Telescope Interferometer). Основу этого гигантского
оптического комплекса составляют четыре 8-метровых телескопа VLT,
уже несколько лет работающие в полную силу по отдельности. Для
их совместной работы в режиме интерферометра созданы подземная
линия оптической связи и система задержки сигнала. Большим теле-
скопам помогают 4 компактных инструмента диаметром 1,8 м. Они пе-
ремещаются между стационарными пунктами наблюдения, равномер-
но заполняя синтетическую апертуру и увеличивая базу интерферо-
метра, которая ныне достигла 200 м! В ходе испытаний этой системы
как раз и были проведены наблюдения а Кентавра с оптической ба-
зой в 16 и 66 м.
Компоненты этой звезды удалены друг от друга примерно как
Уран от Солнца и обращаются вокруг общего центра масс с периодом
в 80 лет. На небе они в эпоху наблюдения были разделены углом в
21", поэтому для нового интерферометра не составило труда изучить
4.3. Размеры и массы звезд
97
Рис. 4.22. Тройная звездная система а Кентавра. Слева: общее фото, получен-
ное 1-м камерой Шмидта (ESO PR Photo 07а/03). На нем вверху слева сильно
передержанное изображение яркой двойной звезды а Сеп А, В. На расстоя-
нии 2,2° от него к юго-западу еле заметное изображение Проксимы. Справа
вверху: положение компонентов А и В внутри мелкомасштабного и передер-
жанного изображения двойной звезды; внизу - компоненты по отдельности
(фото получено длиннофокусным телескопом с меньшей экспозицией).
их по отдельности. Угловой диаметр звезд А и В системы а Кентавра
соответственно составил 8,512±0,022 и 6,002±0,048 миллисекунды ду-
ги (1(Г3 угловой секунды). При расстоянии до них в 4,36 св. года
(1,35 пк) истинные радиусы звезд составляют соответственно 854 и
602 тыс. км, или 1,227±0,005 и 0,865±0,007 радиуса Солнца. Отметим,
что еще ранее, при испытании в режиме интерферометра двух 8-мет-
ровых телескопов, разделенных расстоянием в 100 м, был измерен уг-
ловой диаметр маленькой Проксимы (1,02 ±0,08 миллисекунды дуги) и
вычислен ее радиус (0,145 /?о). Эта работа еще раз показала, что истин-
ной «астрономической точности» астрономы достигают при измере-
нии малых углов. Выполнила эту ювелирную работу международная
группа астрономов: Р. Kervella (ESO, Чили), F. Thevenin (Обсерватория
Лазурного берега, Ницца, Франция), D. Segransan (Женевская обсерва-
тория, Швейцария) и др.
Знание точного размера звезд, вместе с отдельно измеренными све-
тимостью, температурой и химическим составом поверхности, позво-
98
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.23. Орбита двойной звезда а Кен-
тавра. Показано движение более слабо-
го компонента (В) относительно более
яркого (А). Рядом с его положениями на
орбите указаны годы.
лило рассчитать детальные моде-
ли внутреннего строения этих
светил. Независимым тестом
для моделей стали астросейсмо-
логические данные. Еще в 1962 г.
на поверхности Солнца были за-
мечены мелкие «сейсмические»
колебания, изучение которых
чрезвычайно продвинуло наши
представления о внутреннем
строении «дневной звезды». Не-
давно подобные колебания бы-
ли открыты в ESO у звезды а Кен-
тавра А, а позже — еще у 5 солн-
цеподобных звезд. Спектр час-
тот этих колебаний прямо свя-
зан с распределением физиче-
ских параметров в недрах звезд.
Используя астросейсмологи-
ческие данные, Пьер Морель
(Р. Morel, Обсерватория Лазурно-
го берега, Ницца), построил тео-
ретические модели компонен-
тов а Кентавра, опираясь на ко-
торые предсказал их радиусы:
1,230±0,003 и 0,857±0,007 радиуса Солнца соответственно для звезд А и
В. Согласие этого прогноза с измеренными размерами звезд оказалось
великолепным. Теперь а Кентавра не только ближайшая к нам звезд-
ная система, но и наиболее изученная среди всех звезд. Самое важное,
что подтвердилась точность теоретических моделей звезд, подобных
Солнцу. На основе этих моделей можно уверенно прогнозировать эво-
люцию Солнца как в прошлом, так и в будущем.
Итак, благодаря детальному изучению ближайших солнцеподоб-
ных звезд астрономы теперь имеют весьма полное представление о ха-
рактеристиках звезд средней массы. Но этого не скажешь о самых мас-
сивных и самых легких звездах. До сих пор не определена верхняя гра-
ница массы звезды, ведь массивных звезд очень мало, любая из них
очень далека от нас и сложна для исследования. С легкими звездами
противоположная ситуация — их очень много, вблизи Солнца они в по-
давляющем большинстве, но светят так слабо, что тоже сложны для
4.3. Размеры и массы звезд
99
Таблица 4.3
Параметры ближайших звезд в сравнении с Солнцем
Параметр Солнце а Сеп А а Сеп В Proxima
Возраст, млн лет 4 650 4 850 4 850 4 850
Масса, М0 1,00 1,100 0,907 0,123
Радиус, Rq 1,00 1,227 0,865 0,145
Светимость, L© 1,00 1,519 0,500 0,000138
Температура, К 5 770 5 790 5 260 3 040
Водород 73,7 71,5 69,4 69,5
Гелий 24,5 25,8 27,7 27,8
Тяжелые элементы 1,81 2,74 2,89 2,90
Масса Солнца (М0) = 1,989 • 1026 кг. Радиус Солнца (/?©) = 6,960 • Ю10 м. Светимость
Солнца (L0) = 3,827 • 1026 Вт. Тяжелые элементы — это все элементы, кроме водо-
рода и гелия; их содержание в фотосфере звезд указано в массовых процентах.
исследования. Тем не менее большие телескопы с инфракрасными при-
емниками позволили в последние годы обратиться к поиску и изуче-
нию предельно легких звезд и объектов переходного типа, занимаю-
щих по массе и размеру промежуток между звездами и планетами.
4.3.3. Коричневые карлики
Еще раз заметим, что с Альфой Кентавра нам очень повезло: ее «дове-
сочек» — Проксима — одна из самых легких среди известных звезд.
Она в 7 раз легче Солнца, а по размеру всего в 1,5 раза больше Юпите-
ра. Хотя Проксима — ближайшая звезда, тем не менее невооружен-
ным глазом она не видна, а доступна лишь телескопу. Это не удиви-
тельно, ведь в оптическом диапазоне она светит в 18 000 раз слабее
Солнца. Расчеты показали, что Проксима едва-едва способна к термо-
ядерным реакциям и поэтому, как любой объект переходного типа,
вызывает большой интерес астрофизиков. Объекты с предельными
характеристиками лучше других «рассказывают» о том, какие физиче-
ские процессы участвуют в их формировании и эволюции.
Например, формирование звезд из холодного и разреженного меж-
звездного вещества по-прежнему таит в себе много загадок. До сих
пор астрофизики имеют лишь самое общее представление о том, как
из вещества, гораздо более разреженного, чем лабораторный вакуум,
и более холодного, чем современные сверхпроводники, получается ве-
щество плотнее железа и горячее термоядерной плазмы. Чем шире но-
менклатура изученных объектов, тем понятнее становятся механизмы
100
Глава 4. Характеристики звезд
формирования звезд. До недавних пор в астрономических коллекциях
зияла большая дыра: самая легкая из известных звезд была всего раз в
10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз лег-
че Солнца. Существуют ли в природе объекты промежуточной массы,
от 7ю до 7юоо» “ не звезды и не планеты? Как должно выглядеть это
«недостающее звено» и возможно ли его обнаружить?
В 1963 г. американский астрофизик Шив Кумар рассчитал модели
самых маломассивных звезд. Выяснилось, что если масса протозвезды
составляет более 7,5% массы Солнца, то температура в ее ядре в про-
цессе сжатия достигает нескольких миллионов градусов, и начинают-
ся термоядерные реакции превращения легкого изотопа водорода в ге-
лий СН + ]Н + ]Н + ]Н -> 4Не). При этом сжатие прекращается, потери
тепла компенсируются ядерными реакциями, и звезда на некоторое
время стабилизируется в таком состоянии. Если учесть, что звезда
почти целиком состоит из легкого изотопа водорода, а при столь низ-
кой температуре реакция синтеза протекает медленно, то ясно, что та-
кие звезды светят очень долго. Например, звезда с массой 0,08 Мо
должна «тлеть» около 6 000 млрд лет. Это в 400 раз больше современно-
го возраста Вселенной! В какую бы эпоху ни родились такие звезды,
все они еще находятся в младенческом возрасте.
Однако медленное горение, как известно, чревато затуханием. Рас-
четы Кумара показали, что при массе тела менее 0,07 М0 его сжатие
останавливается раньше, чем температура в центре достигает значе-
ния, необходимого для протекания реакции синтеза гелия из водоро-
да. Причиной остановки сжатия служит повышение внутреннего дав-
ления за счет квантовомеханического эффекта, известного как вырож-
дение электронного газа. Это критическое значение массы называют
«границей возгорания водорода» или просто пределом Кумара.
Выяснилось, однако, что в жизни менее массивных объектов, этих
«неудавшихся звезд», все же бывает краткий эпизод, когда они напо-
минают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1% до 7%
массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирова-
ния они ведут себя как будущие звезды. Сжимаясь под действием гра-
витации, они разогреваются и начинают светиться в инфракрасной и
немного в красной, видимой, областях спектра. Температура их по-
верхности может подняться до 2500 К, а в центре достичь 3 млн К.
Этого уже достаточно, чтобы началась реакция термоядерного синте-
за гелия из водорода, но не из легкого изотопа водорода СН), а из тя-
желого изотопа 2Н, то есть дейтерия, который вступает в реакцию
при более низкой температуре. Но содержание дейтерия в космиче-
4.3. Размеры и массы звезд
101
ском веществе очень мало (~10-5), поэтому он весь быстро превраща-
ется в легкий изотоп гелия (2Н + !Н -> 3Не), не давая существенного
выхода энергии. Это похоже на попытку согреться, бросив в остываю-
щий костер лист бумаги: сгорит мгновенно, а тепла не даст. А разо-
греться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие
окончательно останавливается давлением вырожденного газа, кото-
рое не зависит от температуры. Лишенная источников тепла, в даль-
нейшем звезда-неудачница лишь остывает, как обычная планета. По-
этому заметить эти объекты можно только в период их недолгой мо-
лодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядер-
ного горения им не суждено.
Не сразу было решено, к какой категории отнести эти странные,
теоретически возможные объекты. Ясно, что в категорию планет сле-
дует зачислить только те объекты, в недрах которых за все время их
существования реакции термоядерного синтеза не протекают ни в ка-
ком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термо-
ядерного синтеза была сравнима с мощностью излучения объекта, то
есть термоядерные реакции были главным источником его энергии,
то такой объект достоин называться звездой. Но вот вопрос: а в ка-
кую из этих двух групп зачислить промежуточные объекты, в кото-
рых термоядерные реакции, вообще говоря, происходят, но никогда
не служат основным источником энергии? Их решили выделить в осо-
бую категорию, название для которой появилось не сразу.
Открыв «на кончике пера» возможность существования звезд-не-
удачниц, Кумар назвал их черными карликами, но обнаружить пред-
сказанные объекты долго не удавалось, и новый термин забылся. Одна-
ко сама идея существования в Галактике невидимых тел неожиданно
стала актуальной. В середине 1970-х гг. астрономы выяснили, что по-
мимо наблюдаемых в телескоп нормальных ярких звезд в нашей и дру-
гих галактиках присутствует огромное количество невидимого вещест-
ва: оно проявляет себя только через гравитацию, искривляя траекто-
рии видимых звезд, но само не «светится» ни в каком диапазоне спек-
тра. Естественно, подозрение пало на тусклые карликовые объекты,
предсказанные Кумаром, и они вновь стали популярны. Теоретики на-
чали детально изучать их свойства, а наблюдатели пытались отыскать
их в космосе.
Стали поступать и новые предложения по наименованию черных
карликов Кумара. Учитывая, что они все же не совсем черные, Крис
Дэвидсон (Университет штата Миннесота, США) предложил назвать
эти объекты инфракрасными карликами, другие астрономы пытались
102
Глава 4. Характеристики звезд
называть их малиновыми карликами, но в 1975 г. студентка-дипломни
ца из университета в Беркли (США) Джил Тартер предложила термин
«brown dwarf», и он быстро прижился. На русский язык его перевели
как «коричневый карлик», позже появился вариант «бурый карлик»,
хотя в действительности эти объекты имеют инфракрасный цвет, так
что, возможно, точнее было бы переводить brown как темный или
тусклый. Но уже поздно: в нашей научной литературе их называют
коричневыми карликами, а в научно-популярной встречаются и «бу-
рые карлики». Время покажет, какой из терминов сохранится.
Все же придумать название оказалось легче, чем обнаружить эти
странные объекты. Три десятилетия продолжались безрезультатные
поиски тусклых светил. В работу включались всё новые исследовате-
ли. Даже теоретик Кумар прильнул к телескопу в надежде найти объ-
екты, открытые им на бумаге. Его идея поиска была проста. Обнару-
жить одиночный коричневый карлик чрезвычайно сложно: нужно не
только зафиксировать его излучение, но и доказать, что это именно
близкий карлик, а не далекая гигантская звезда с холодной атмосфе-
рой или даже окруженная пылью галактика на краю Вселенной. Самое
трудное — определить расстояние до объекта. Поэтому нужно искать
карлики рядом с нормальными звездами, расстояния до которых уже
известны. Но яркая звезда ослепит телескоп и не позволит разглядеть
коричневый карлик. Следовательно, искать карлики надо рядом с...
карликами! Например, рядом с красными карликами — звездами пре-
дельно малой массы, или же рядом с белыми карликами — остываю-
щими остатками нормальных звезд. В 1980-х гг. поиски Кумара и дру-
гих астрономов не принесли результата. Хотя не раз появлялись сооб-
щения об открытии коричневых карликов, детальное исследование ка-
ждый раз показывало, что это маленькие звезды. Однако идея поиска
была правильной, и спустя десятилетие она сработала.
В 1990-е гг. были созданы крупные телескопы и чувствительные
приемники излучения. К тому же появилась возможность с помощью
адаптивных оптических систем повышать четкость изображений,
компенсируя атмосферные искажения. Это сразу же принесло плоды:
были обнаружены слабо излучающие звезды предельно малой массы,
буквально пограничные с коричневыми карликами. Одной из таких
«микрозвезд» стал самый мелкий член четырехкратной системы АВ
Золотой Рыбы (АВ Doradus), удаленной от нас на 15 пк. Эта система
постепенно раскрывала свои тайны. В начале 1990-х гг. было замече-
но, что АВ Dor — двойная звезда, компоненты которой разделены рас-
стоянием в 135 а. е. Затем выяснилось, что один из компонентов
4.3. Размеры и массы звезд
103
Рис. 4.24. Два близких компонента системы АВ Doradus, новое исследование
которых было предпринято в ESO в 2007 г. Слева — исходное изображение;
тонкими линиями показаны уровни одинаковой поверхностной яркости.
Справа - результат математической обработки, позволившей выделить изо-
бражение слабого компонента АВ Doc С.
(ESO Press Photo 28а/07)
(АВ Dor В) сам является двойной звездой, члены которой разделены
расстоянием всего в 1 а. е. Присмотревшись ко второму компоненту
(АВ Dor А), астрономы поняли, что и он не одинок: небольшие «пока-
чивания» звезды доказали, что рядом с ней есть невидимый спутник.
Но заметить это миниатюрное светило смогли только новые приборы
Европейской южной обсерватории.
Адаптивная оптика 8-метрового телескопа позволила в сиянии яр-
кой звезды различить слабый блеск ее тусклого спутника (АВ Dor С).
Он светит в 120 раз слабее своей соседки и виден на угловом расстоя-
нии от нее всего 0,156". Любопытно, что космический телескоп
«Хаббл» пытался обнаружить эту звезду, но не смог. А наземный теле-
скоп с системой адаптивной оптики не только обнаружил звезду, но
и измерил ее характеристики. Оказалось, что масса миниатюрной
звезды составляет всего около 9% массы Солнца, что лишь чуть-чуть
больше максимальной массы коричневых карликов. Температура по-
верхности звезды АВ Dor С всего 3 000 К, а светит она в 1000 раз сла-
бее Солнца. Детальное изучение этой звезды помогло теоретикам соз-
дать более точные модели мелких звезд и крупных коричневых кар-
ликов.
104
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.25. Двойной красный
карлик TWA-5A (яркий объект
внизу) и коричневый карлик
TWA-5B на фото, полученной
телескопом VLT 21 февраля
2000 г. В этой работе была дос-
тигнута рекордная четкость:
размер изображения звезды
составил 0,18". Лучи от яркого
В конце 1980-х и начале 1990-х гг. не
раз появлялись сообщения об открытии
истинных коричневых карликов, но каж-
дый раз анализ показывал, что это мало-
массивные звезды. Даже крупнейшие те-
лескопы способны обнаруживать корич-
невые карлики на расстоянии не более
100 пк от Солнца, а в таком сравнитель-
но небольшом объеме пространства их
должно быть довольно мало. Чтобы вы-
явить хотя бы несколько, пришлось про-
вести детальный обзор всего неба.
Впервые коричневый карлик был об-
наружен в 1995 г. группой под руковод-
ством Рафаэля Реболо (Институт астро-
физики на Канарских островах). С помо-
щью телескопа, установленного на ост-
рове Ла-Пальма, они нашли этот объект
источника вызваны рассеяни-
ем света на элементах конст-
рукции телескопа.
в звездном скоплении Плеяды и назвали
Teide Pleiades 1 (Пико-де-Тейде — это
вулканическая гора на острове Тенери-
фе, Канары). Правда, некоторые сомнения в природе этого объекта ос-
тавались, и пока испанские астрономы доказывали, что это действи-
тельно коричневый карлик, в том же году о своем открытии заявили
их американские коллеги. Группа под руководством Тадаши Накаджи-
ма (Калифорнийский технологический институт) с помощью телеско-
пов Паломарской обсерватории обнаружила на расстоянии 6 пк от
Земли, в созвездии Заяц, рядом с очень маленькой и холодной звез-
дой Глизе 229 еще более мелкий и холодный ее спутник, Глизе 229В, с
температурой поверхности всего 1000 К и мощностью излучения в
160 тыс. раз слабее солнечной. Его незвездная природа была оконча-
тельно подтверждена в 1997 г. с помощью «литиевого теста»: в недрах
нормальных звезд литий быстро сгорает в термоядерных реакциях, а
коричневые карлики для этого недостаточно горячи. В атмосфере Гли-
зе 229В был обнаружен литий, и этот объект стал первым несомнен-
ным коричневым карликом. Его размер почти в точности равен разме-
ру Юпитера, а масса оценивается в 3-6% массы Солнца. Он обращает-
ся вокруг своего более массивного компаньона Глизе 229А по орбите
радиусом около 40 а. е. с периодом около 200 лет (как Плутон вокруг
Солнца).
4.3. Размеры и массы звезд
105
В том же 1997 г. были открыты два первых изолированных корич-
невых карлика (Kelu-1 и DENIS-PJ1228-1547), а также было доказано,
что коричневым карликом является объект GD 165В, компаньон бело-
го карлика. Вот эти находки 1995-1997 гг. стали прототипами нового
класса астрономических объектов, занявших свое место между звез-
дами и планетами.
Методика поиска коричневых карликов рядом с красными карли-
ками прекрасно себя оправдала. С ее помощью группа астрофизиков
из Германии и США под руководством Ральфа Нойхойзера (R. Neu-
haeuser) в 1998 г. обнаружила коричневый карлик TWA-5B. Название
указывает, что он спутник (В) звезды № 5 из группы светил вокруг из-
вестной переменной звезды TW Гидры. Аббревиатура TWA означает
«TW Association». Как оказалось, TWA-5B — спутник двойной звезды,
компоненты которой имеют массы по 0,75 Мо. Эта система удалена от
нас на 55 пк. TWA-5B обращается вокруг своего двойного соседа с пе-
риодом около 900 лет на расстоянии около 110 а. е. Изучать TWA-5B
трудно: его блеск в 100 раз слабее, чем у соседа, а угловое расстояние
между ними всего 2". Поэтому TWA-5B исследовали с помощью луч-
ших телескопов планеты: космического телескопа «Хаббл» и 8-метро-
вых телескопов VLT ESO. В спектре TWA-5B, отнесенном к типу М9, об-
наружились сильные молекулярные линии (TiO и VO), типичные для
атмосфер самых холодных звезд; действительно, температура в его ат-
мосфере всего 2500 К. Но в спектре видна и линия излучения водорода
(На), а это означает, что над плотной холодной фотосферой находится
довольно горячая хромосфера — типичный признак молодой звезды.
Объект TWA-5B имеет массу от 15 до 40 масс Юпитера; в этом
смысле среди коричневых карликов он ближе к планете, чем к звезде.
Его возраст около 12 млн лет; столь же молода и входящая с ним в
систему двойная звезда. Это чрезвычайно удачная находка, ведь пе-
ред ними не «готовые», а еще только формирующиеся объекты. Осо-
бенности спектра показывают, что коричневый карлик TWA-5B слиш-
ком «толст» для своей массы: очевидно, он еще продолжает сжатие и
не достиг равновесного состояния.
Постепенно выяснилось, что для поиска «несостоявшихся звезд»
годятся не только самые крупные телескопы. Первые изолированные
коричневые карлики были открыты в ходе планомерных обзоров не-
ба на рядовом телескопе. Так, тусклый объект Kelu-1 находится в со-
звездии Гидры и имеет блеск всего 22,3™. Он был найден в рамках дол-
госрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солн-
ца, которая началась на ESO в 1987 г. При помощи 1-метрового теле-
106
Глава 4. Характеристики звезд
скопа системы Шмидта астроном Чилийского университета Мария Те-
реза Руиз уже много лет регулярно делает фотографии некоторых уча-
стков неба, сравнивая затем снимки одних и тех же участков, полу-
ченные с интервалом в годы. Среди сотен тысяч слабых звезд она
ищет те, которые показывают смещение относительно других светил:
только близкая звезда может за короткое время переместиться на за-
метный угол, а если к тому же эта звезда имеет слабый блеск, значит,
она действительно светит тускло. Используя этот метод, Мария Руиз
открыла уже десятки белых карликов, а в 1997 г. ей попался коричне-
вый! Тип карлика был определен по его спектру, в котором оказались
линии лития и метана. Мария Руиз назвала его Kelu-1; на языке наро-
да мапуче, населявшего некогда центральную часть Чили, «келу» озна-
чает «красный». Он расположен на расстоянии 9 пк от Солнца и не
связан ни с одной звездой. «Самостоятельность» карлика делает его
идеальным объектом для детального исследования такого рода тел.
За этим открытием последовали и другие: немало коричневых карли-
ков было обнаружено в ходе рутинных инфракрасных обзоров неба
2MASS и DENIS.
Коричневые карлики ставят перед астрономами много интерес-
ных проблем. Чем холоднее атмосфера звезды, тем больше в ней
сложных соединений, тем сложнее ее теоретически изучать. Присутст-
вие пыли не делает эту задачу легче: конденсация пылинок не только
изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и
влияет на теплообмен и форму спектра. Первые модели с учетом пы-
ли предсказывали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы и
уменьшение глубины молекулярных полос поглощения. Эти эффекты,
кажется, подтверждаются. Но проблема пыли сложна: после конденса-
ции пылинки начинают тонуть. Возможно, формируются отдельные
облака пыли на разных уровнях в атмосфере. Вероятно, метеорология
коричневых карликов при внимательном изучении окажется не ме-
нее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если изучать атмосфе-
ры планет мы можем с близкого расстояния, то расшифровывать ме-
тановые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется
только по их спектрам.
4.4. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
При изучении наблюдаемых характеристик звезд и исследовании их
эволюции астрономы часто обращаются к диаграмме, впервые постро-
енной в 1911 г. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом
(1873-1967), а в 1913 г. независимо представленной в несколько иной
4.4. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела
107
форме американским ас-
трономом Генри Норрисом
Расселом (1877-1957). Заме-
тим, что фамилия Russell в
разные годы транскрибиро-
валась в русском языке по-
разному: «Ресселл», «Рес-
сель», «Рессел», «Расселл»...
Мы рекомендуем употреб-
лять вариант «Рассел» как
более точный.
Рассмотрим историче-
скую диаграмму (рис. 4.28),
построенную Расселом в
1913 г. По горизонтальной
оси отложен спектральный
Рис. 4.26. Эйнар Герцшпрунг.
класс звезды, а по оси ординат — абсолютная звездная величина. Точ-
ки на диаграмме — это звезды, для которых уже в то время удалось оп-
ределить расстояния методом тригонометрического параллакса. Рас-
сел заметил, что большинство звезд сосредоточено в широкой полосе,
пересекающей диаграмму от левого верхнего (звезды ранних спек-
тральных классов и высокой светимости) к нижнему правому углу
(поздний спектральный класс, низкая светимость). Несомненно, одна-
ко, что некоторые звезды в эту поло-
су не попадают.
Обратимся теперь к современ-
ной диаграмме Герцшпрунга—Рассе-
ла (рис. 4.29). Большинство звезд на
ней располагаются вдоль главной по-
следовательности, повторяющей ход
замеченной Расселом полосы наи-
большей концентрации звезд. Пере-
ходя от верхнего левого к нижнему
правому углу диаграммы вдоль глав-
ной последовательности, мы прой-
дем все спектральные классы - от О
до М, пятого класса светимости.
Итак, большинство звезд, в том
числе и наше Солнце, принадлежат
главной последовательности, иными
Рис. 4.27. Генри Рассел.
108
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.28. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела.
Этот рисунок сделан по оригинальной диа-
грамме, построенной Генри Расселом. Каждая
точка — отдельная звезда (светлыми кружка-
ми отмечены звезды с не очень точно опреде-
ленными расстояниями). Из верхнего левого в
правый нижний угол проходит последователь-
ность карликов (называемая теперь «главной
последовательностью»). Рассеянная группа
звезд, протянувшаяся в правый верхний
угол, — ветвь гигантов. В нижний левый угол
попал один белый карлик.
словами, являются карлика-
ми. Правее и выше главной
последовательности нахо-
дятся другие области по-
вышенной концентрации
звезд, названные последова-
тельностями субгигантов,
гигантов и сверхгигантов.
Левее и ниже главной после-
довательности лежат суб-
карлики и белые карлики.
В наше время диаграм-
му Герцшпрунга—Рассела
строят не только в ко-
ординатах «спектральный
класс — абсолютная звезд-
ная величина». Поскольку
известно, что гарвардский
спектральный класс почти
полностью определяется
температурой поверхности
звезды, часто вместо него
по горизонтальной оси
откладывают какую-либо
иную величину, тесно свя-
занную с температурой, на-
пример показатель цвета.
А нанося на диаграмму ре-
зультаты теоретических рас-
четов, просто используют
значение эффективной тем-
пературы, даваемое математической моделью звезды. На вертикаль-
ной оси часто указывают не абсолютную звездную величину, а лога-
рифм светимости звезды. Хотя смысл диаграммы от этого не меняет-
ся, ее внешний вид может немного трансформироваться, поскольку
последовательность спектральных классов связана с температурой
звезды нелинейной зависимостью.
Диаграммы Герцшпрунга—Рассела нередко строят для определен-
ных группировок звезд, например, для звезд одного скопления, чтобы
составить представление о том, какие именно звезды в него входят.
4.4. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела
109
Рис. 4.29. Схематический вид диаграммы Герцшпрунга—Рассела в ее совре-
менной форме. Показаны области, занятые основными последовательностя-
ми (группами) звезд. Справа от названия последовательности приведен ее
класс светимости, который обычно указывается вместе со спектральным
классом звезды.
Поскольку все звезды скопления находятся от нас примерно на одина-
ковом расстоянии, их относительная видимая яркость соответствует
их относительной светимости. Поэтому для звезд одного скопления
диаграмму Герцшпрунга—Рассела можно строить в координатах «по-
казатель цвета — видимая звездная величина»: внешний вид диаграм-
мы при этом не меняется. А ведь именно он может многое рассказать
об эволюции звездного скопления.
В процессе эволюции каждая звезда меняет свой размер (/?), тем-
пературу поверхности (7) и светимость (Л). Из этих трех параметров
только два могут меняться независимо. Скажем, по радиусу и темпе-
ратуре всегда можно довольно точно вычислить светимость сфериче-
ской звезды (L = 4ти/?2оТ4 , где о = 5,67 • 1 (Г8 Вт/(м2 К4) - постоянная
Стефана— Больцмана). Именно в координатах «светимость — темпера-
по
Глава 4. Характеристики звезд
Рис. 4.30. Эволюционный трек звезды с массой
1 Mq. По горизонтальной оси отложена температу-
ра поверхности (Teff), по вертикальной — логарифм
светимости (L) в единицах современной светимо-
сти Солнца (L©). Пунктирные прямые указывают
радиус звезды в данном месте диаграммы. Кривая
1 — сжатие на стадии протозвезды (на предшест-
вующих этапах сжатия формирующаяся звезда
окутана пылевой оболочкой и в оптическом диапа-
зоне не видна); кривая 2 — расширение на стадии
красного гиганта. В точке А в ядре звезды начина-
ются реакции горения водорода; в точке В горение
перемещается в слой над ядром, а само гелиевое
ядро начинает сжиматься. Между точками А и В
звезда проводит 80% своей жизни, оставаясь на
главной последовательности.
тура» (как наиболее «на-
блюдаемых») построена
диаграмма Герцшпрун-
га—Рассела. Каждая звез-
да в соответствии с ее
массой, возрастом, хими-
ческим составом и други-
ми характеристиками за-
нимает на этой диаграм-
ме определенное место.
В процессе эволюции ме-
няются светимость и
температура звезды, со-
ответственно меняется и
ее положение на диа-
грамме: оно перемещает-
ся вдоль определенной
линии, как говорят астро-
номы — вдоль эволюци-
онного трека. Обычно
это непрерывная, хотя и
весьма замысловатая ли-
ния (рис. 4.30). Скачки
происходят редко, напри-
мер при взрыве сверхно-
вой или другом резком
повороте судьбы.
Вид эволюционного
трека звезды зависит
от множества факторов,
как внутренних (масса,
химический состав, вра-
щение, магнитное по-
ле...), так и внешних (вли-
яние звезды-соседки или
окружающего межзвезд-
ного вещества). Но особый интерес представляет зависимость от мас-
сы при прочих одинаковых параметрах. Это имеет прямое отношение
к звездным скоплениям. Очевидно, что в каждом скоплении все звез-
ды родились почти одновременно, из одинакового вещества, в одина-
4.4. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела
111
Таблица 4.4
Параметры звезд главной последовательности
Масса, м@ Радиус, R@ Светимость, Lq Температура, К Спектраль- ный класс Время жизни
120 15,8 1 800 000 53 300 ОЗ 3 млн
60 10,6 530 000 48 200 04 4
27 8,5 140 000 38 000 07 8
16 5,7 16 000 32 000 ВО 13
8,3 4,8 2 500 17 000 ВЗ 34
5,4 3,7 750 15 000 В5 80
3,5 2,7 130 12 500 В8 220
2,6 2,3 63 9 500 АО 480
2,2 2,0 40 9 000 А2 770
1,9 1,8 24 8 700 А5 1 200
1,8 1,7 И 8100 А7 1 400
1,6 1,5 9 7 400 F0 2 030
1,5 1,3 6,3 7 100 F2 2 500
1,35 1,2 4,0 6 400 F5 3 500
1,2 1,1 2,5 6 100 F8 5 300
1,08 1,05 1,45 5 900 G0 7 600
1,0 1,00 1,10 5 800 G2 10 млрд
0,95 0,91 0,70 5 600 G5 12
0,85 0,87 0,44 5 300 G8 18
0,83 0,83 0,36 5100 КО 20
0,78 0,79 0,28 4 830 К2 25
0,68 0,74 0,18 4 370 К5 43
0,58 0,67 0,12 3 900 К8 70
0,47 0,63 0,075 3 670 МО 150
0,33 0,36 0,030 3 400 М2 230
0,26 0,29 0,014 3 300 М3 500
0,2 0,21 0,005 3 200 М4 800
ковых условиях и различаются только своей исходной массой. Сразу
после формирования они, в соответствии со своей массой, занимают
положение на главной последовательности и начинают эволюцион-
ное движение — каждая по своему треку. Массивные звезды высокой
светимости эволюционируют быстро и первыми покидают главную
последовательность. Звезды меньшей массы остаются на ней дольше.
112
Глава 4. Характеристики звезд
Поэтому звездные скопления разного возраста имеют разный вид диа-
граммы Герцшпрунга—Рассела.
Звезды разной массы, но одинакового возраста образуют на этой
диаграмме последовательности, называемые изохронами (т. е. линия-
ми равного возраста). Их форму можно рассчитать, исходя из совре-
менной теории звездной эволюции. Сопоставляя теоретически рас-
считанные изохроны с полученной из наблюдений звездного скопле-
ния диаграммой Герцшпрунга—Рассела, можно определить возраст
скопления, а также исходный химический состав его звезд, который
также влияет на форму изохроны. Скажем, диаграммы Герцшпрунга—
Рассела рассеянных звездных скоплений заметно отличаются от ана-
логичных диаграмм шаровых звездных скоплений — это отражает
большое различие их возраста (шаровые скопления намного старше)
и химического состава (в рассеянных скоплениях звезды богаче тяже-
лыми элементами).
Населенность разных областей диаграммы Герцшпрунга—Рассела
звездами сильно различается в любой звездной системе и может за-
метно варьироваться от одной системы к другой. Но всегда особенно
густо населена нижняя часть главной последовательности, занятая кра-
сными карликами. Не исключено, что еще более многочисленными ока-
жутся коричневые карлики, но их население пока слабо исследовано.
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы
4.5.1. Краткая история «небесных архивов»
С эпохи великих астрономов древности — Гиппарха (II в. до н. э.) и
Птолемея (II в. н. э.) наблюдатели неба составляют списки звезд с ука-
занием координат, звездных величин, а иногда и других характери-
стик. Такие списки называют звездными каталогами. Каталог Гиппар-
ха до нас не дошел, а каталог Птолемея, содержащийся в его знамени-
том труде «Великое построение» («Альмагест») и, возможно, представ-
ляющий собой переработанный каталог Гиппарха, содержит 1022
звезды. Это яркие звезды, доступные наблюдениям на широтах Среди-
земноморья.
В XIX в. число звезд в лучших звездных каталогах достигло сотен
тысяч. Так, в середине века немецкий астроном Фридрих Аргеландер
(1799-1875) инициировал создание «Боннского обозрения» — катало-
га координат и визуальных звездных величин более чем 300 000 звезд
северного неба примерно до 10т. Впоследствии боннский каталог
был распространен на более южные области неба, а дополняющие
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы
113
его кордовский визуальный и капский фотографический каталоги до-
вели «Обозрение» до южного небесного полюса.
В XX в. появились большие астрофизические каталоги, прежде
всего каталоги спектральных классов звезд. Знаменитый каталог HD,
названный в честь Генри Дрэпера, вместе с дополнениями содержит
спектральную классификацию примерно 350 000 звезд.
На основе звездных каталогов, а иногда и независимо от них, из-
давали звездные атласы — сборники карт звездного неба, покрываю-
щих все небо или его часть. В 1603 г. немецкий астроном И. Байер в
атласе «Уранометрия» яркие звезды каждого созвездия обозначил бу-
квами греческого алфавита; эти обозначения сохранились до наших
дней. Атлас, основанный на «Боннском обозрении», сыграл большую
роль в науке своего времени. Интересно, что до самого его создания
практически все звездные атласы публиковались с наложенными на
изображения звездного неба аллегорическими рисунками фигур со-
звездий.
В США в 1954-1967 гг. был издан фотографический атлас неба На-
ционального географического общества и Паломарской обсервато-
рии. Он содержит отпечатки фотографий областей всего звездного не-
ба, доступных для наблюдений из Калифорнии, в синих и красных лу-
чах с предельной звездной величиной до 21т. В 1980-1990-е гг. фото-
графирование неба было повторено в синих, красных и инфракрас-
ных лучах, аналогичная работа проведена для южного неба; получен-
ные атласы распространялись на фотопленке и копиях фотопласти-
нок. Сейчас эти обзоры неба переведены в цифровую форму, к изобра-
жениям открыт свободный доступ по сети Интернет. На их основе соз-
дано несколько самых больших в настоящее время звездных катало-
гов. Число звезд в некоторых из них доходит до миллиарда (каталог
GSC2.3) или даже превышает миллиард (каталог В 1.0 Военно-морской
обсерватории США). В этих каталогах точность координат несравнен-
но лучше, чем в старых каталогах, а звездные величины приводятся
по измерениям на разных длинах волн. Примерно полмиллиарда
звезд с очень точными координатами и величинами в инфракрасном
диапазоне (длина волны около 2 мкм) входят в каталог 2MASS. Самые
точные координаты, параллаксы звезд измерил в начале 1990-х гг. кос-
мический аппарат HIPPARCOS, созданный Европейским космическим
агентством. По этим результатам создано несколько каталогов и
звездный атлас «Миллениум» на 1548 листах.
Для того чтобы разобраться в многообразии современных звезд-
ных каталогов, выбрать из них всю информацию об интересующих
114
Глава 4. Характеристики звезд
исследователя объектах, можно воспользоваться информационными
системами, созданными в Центре астрономических данных (Страс-
бур, Франция). Система VizieR (http://vizier.u-strasbg.fr) обеспечивает
интерактивную работу пользователя более чем с 6500 каталогами.
Большое распространение в наши дни приобретают компьютер-
ные звездные карты — программы, показывающие объекты из звезд-
ных каталогов для заданного участка неба до указанной пользовате-
лем звездной величины, координатную сетку, положения линии гори-
зонта, Солнца, Луны, планет. Страсбурским Центром астрономиче-
ских данных создан интерактивный атлас «Аладин» — современное
средство идентификации объектов на звездном небе (http://aladin.u-
strasbg.fr/aladin.gml). Он позволяет, например, вызвать на экран ком-
пьютера изображения из нескольких фотографических обзоров неба,
совместить их с рисунками, основанными на координатах звезд в ка-
талогах, просмотреть прочую информацию из каталогов, создать ис-
кусственные цветные изображения по нескольким снимкам. При ис-
пользовании атласа изображения и информация из каталогов переда-
ются на компьютер пользователя из центра данных.
4.5.2. Самые популярные звездные каталоги
Ниже дано краткое описание наиболее ходовых каталогов звезд. Боль-
шинство из них доступно через портал Центра астрономических дан-
ных (Astronomical Data Center, NASA) по адресу http://adc.gsfc.nasa.
gov. Там же указаны адреса других центров астрономических дан-
ных — в России, Японии, Франции и Китае. Тематический поиск ката-
логов удобно проводить на странице http://adc.astro.umd.edu/adc/
sciencedata.html. А если вам уже известен идентификационный номер
(ID) каталога, то для получения доступа к нему достаточно ввести
этот номер в окно поиска, например, на странице http://adc.gsfc.nasa.
gov/viewer. Для некоторых каталогов эти номера приведены далее.
BD — Bonner Durchmusterung — Каталог Боннского обозрения не-
ба. Северное небо от +90° до -2°; эпоха 1855.0; содержит координаты
324 198 звезд до 9,5™. Составлен Аргеландером в 1859-1862 гг. (ADC
№1122).
SBD — Южная часть Боннского каталога от -2° до -23°; эпоха
1855.0; содержит 133 659 звезд до 10™ (ADC № 1119).
CoD или CD — Cordoba Durchmusterung — Продолжение BD до
южного полюса мира. Содержит 613 953 звезды до 10™; эпоха 1875.0
(ADC№1114).
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы
115
CPD — Cape Photogr. Durchmusterung — Фотографическое обозре-
ние по плану BD, содержит 454 875 звезд от -19° до -90°, в среднем до
9,2™; эпоха 1875.0 (ADC № 1108).
BS — Catalogue of Bright Stars — Каталог ярких звезд, содержит
9110 звезд до 6,5™ по всему небу. Наряду с координатами 1900,0 и
2000,0 дана UBVRT-фотометрия и спектры (ADC V/50).
FK — Fundamental Catalogue — Фундаментальный каталог, в исход-
ной версии («Fundamental Katalog fur Zonen-Beobachtungen...») содер-
жавший 539 ярких звезд от +90° до -10°. Вышло несколько его изда-
ний, последнее — FK5. Являясь дополненным FK4, содержит 1535
звезд. Все данные FK4 проверены, ошибки сведены к минимуму. Коор-
динаты опорных звезд выверены. В электронную версию каталога
включено 300 каталогов с координатами звезд, определенными по все-
му миру (ADC № 1175).
GC — Boss В. General Catalogue of 33 342 stars for the epoch 1950 -
Общий каталог Босса. Точные положения и собственные движения
всех звезд ярче 7т и нескольких тысяч более слабых звезд (ADC 1113А).
PPM — Position and Proper Motions — Положения и собственные
движения. Содержит данные о 181 731 опорной звезде севернее -2,5°.
Координаты уточнены и приведены к новой системе IAU (1976), как и
координаты каталога FK5, но в PPM добавлены более слабые звезды
(ADC № 1146).
PPM South — Положения и собственные движения 197 178 звезд
южного неба, к югу от -2,5°. Данные приведены в системе IAU (1976)
(ADC № 1193).
BSS to the PPM - Bright Stars Supplement to the PPM - Приложе-
ние к PPM с данными о ярких звездах. Приведены координаты 275 ра-
нее «упущенных» звезд ярче 7,6™ по всему небу (ADC № 1206).
90 000 Stars Supplement to the PPM - Приложение к PPM, пред-
ставляет собой уточненную версию каталога SAO. Все координаты да-
ны в системе FK5 (ADC № 1208).
AGK — Astronomische Gesellschaft Katalog - Каталог Астрономи-
ческого общества, начал составляться с 1869 г. по инициативе Герман-
ского астрономического общества в виде зонных каталогов меридиан-
ных положений всех звезд до 9,0™. Для различных зон составлены ка-
талоги AGK 1, AGK 2, AGK 3. Версии AGK3 даны в ADC № 1061В.
SRS - South Refrence Stars Program - Южные опорные звезды,
продолжение AGK 3 от +5° до -90°.
Каталог HIPPARCOS - High Precision PARallax Collection Satel-
lite — Спутник для высокоточного измерения параллаксов. Название
116
Глава 4. Характеристики звезд
напоминает и об античном астрономе Гиппархе. Каталог создан в
1992 г. по данным, полученным со спутника Гиппаркос. Он состоит из
16 томов и набора компакт-дисков с астрометрическими параметра-
ми для 117 955 объектов и фотометрическими для 118 204 (ADC
№ 1239).
Каталог Tycho (в честь Тихо Браге) составлен на основе данных,
полученных от устройства отождествления звезд на спутнике Гиппар-
кос. Содержит данные о 1 058 332 звездах (все звезды до -10,5™ и
часть звезд до ~11,5™ (ADC № 1239).
Каталог Tycho-2 — положения и звездные величины 2 538 913
звезд (ADC № 1259).
АС или CdC - Catalog Astrophisique или Carte du Ciel Catalogue -
Астрографический каталог карты неба (АК) — результат огромной ме-
ждународной работы, наблюдения для которой проводились в тече-
ние 1891-1950 гг., публикации (254 тома) завершились к 1964 г., а пере-
вод всех данных на магнитные носители и обработка измерений бы-
ли выполнены к 1991 г. Наблюдения проводились на 20 обсерватори-
ях всего мира на практически одинаковых телескопах. Всего было от-
снято 23 000 фотопластинок площадью 2°х2° с перекрытием. Таким
образом, каждая звезда ярче 12,5™ была зарегистрирована в среднем
2 раза. Было измерено около 9 млн отдельных изображений. Таким об-
разом, каталог содержит данные о 4,5 млн звезд.
SAO SC - Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalogue -
Смитсонианский каталог; положения 258 997 звезд; эпоха 1950.0.
В электронную версию добавлены номера по HD и GC с эпохой 2000 г.
(ADC № 1131 А).
Photoelectric Catalogue Magnitude and Colors of Stars in the U, B,
V and Uc, В, V Systems. Сводный каталог фотоэлектрических звезд-
ных величин более 20 700 звезд.
HD — Henry Draper Catalog — Каталог Гарвардской обсерватории.
Спектральная классификация звезд до 9™. Спектры получены с объек-
тивной призмой (ADC № 3135А).
HDE — Henry Draper Extinction - Продолжение Гарвардского ка-
талога. Оба каталога вместе содержат 400 000 звезд до 10™, среди них
все звезды ярче 8,25™ для северного и до 8,75™ южного неба. В элек-
тронной версии проверены и уточнены многие данные и оба каталога
объединены (ADC № 3135А).
PSD — Potsdam Spektraldurchmusterung - Каталог Потсдамской
обсерватории; содержит 66 700 звезд до 12™.
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы
117
BSD — Bergedorfer Spectraldurchmusterung - Каталог обсервато-
рии Бергедорф; содержит звездные величины и спектральную класси-
фикацию 173 500 звезд до 13™.
МсС — McCormic Proper-Motion and Faint-Stars Catalogues - Ката-
логи обсерватории Мак-Кормик; всего 75 000 звезд до 11,5™ по сним-
кам с объективной призмой.
GCV — General Catalogue of Stellar Radial Velocities - Общий ката-
лог лучевых скоростей звезд; содержит лучевые скорости 15 106 объ-
ектов.
ОКПЗ — Общий каталог переменных звезд, издавался четыре ра-
за, и каждый раз число переменных увеличивалось. Четвертое изда-
ние содежит 28 484 переменных звезды, а в электронной форме катало-
га (http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs) содержится 38 413
объектов.
GuL — Geschichte und Literatur des Lichtwechsels der veranderli-
chen Sterne — История изучения и библиография изменений блеска
переменных звезд, содержатся сведения об идентификации, коорди-
натах, картах окрестностей, величинах звезд сравнения, определени-
ях спектра и других характеристиках звезд обозначенных до 1958 г.
ICDS - Index Catalogue of Visual Double Stars - Индекс-каталог
визуально-двойных звезд, содержит данные о 65 000 визуальных двой-
ных звездах.
Значительно более полное описание большинства астрономиче-
ских каталогов (включая каталоги туманностей и галактик) можно
найти в работе П. Г. Куликовского «Звездные каталоги, атласы и кар-
ты. Специальные таблицы и номограммы», опубликованной в книге
«Практические работы по звездной астрономии» под ред. П. Г. Кули-
ковского (М.: Наука, 1971).
Очень полезен для поиска астрономических данные сайт Astro-
physics Data System (SAO/NASA) по адресу http://www.adsabs.harvard.
edu.
Литература
Де Ягер К. Звезды наибольшей светимости. М.: Мир, 1984.
Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир, 1980.
Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. Фрязино: Век-2, 2006.
Любимков Л. С. Химический состав звезд. Одесса: Астропринт, 1995.
Мартынов Д. Я. Курс общей астрофизики. М.: Наука 1988.
Мартынов Д. Я. Курс практической астрофизики. М.: Наука 1977.
118
Глава 4. Характеристики звезд
Каули Ч. Теория звездных спектров. М.: Мир, 1974.
Куликовский П. Г. Звездная астрономия. М.: Наука. 1985.
Миронов А. В. Основы астрофотометрии. Практические основы фотометрии и
спектрофотометрии звезд. М.: Физматлит, 2008.
Свечников М. А. Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных
двойных звезд. Иркутск: Изд-во Иркутского ун-та, 1986.
Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М.: Наука, 1975.
Рябчикова Т. А. Магнитные Ар-звезды: эволюционный статус и аномалии хими-
ческого состава // Химическая эволюция звезд и Галактики / Под ред.
А. Г. Масевич. М.: Космосинформ, 1992. С. 108-129.
Rebolo R. Brown dwarfs // Cores to Clusters. Eds. Kumar M.S.N. et al. Springer,
2005: p. 177-187.
Wikipedia:
http://en.wikipedia.org/wiki/Star
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification
Плава
СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ
ЗВЕЗД
С А. Ламзин
Действие драмы происходит в Млечном Пути.
Действующие лица - сто миллиардов звезд на
небе и несколько сотен привязанных к Земле ас-
трономов.
Рудольф Киппенхан, 1987
5.1. Физика звезд
5.1.1. Что такое «модель звезды»
Исследуя электромагнитное излучение звезды, мы получаем информа-
цию о ее массе, светимости и физических условиях в ее внешних по-
лупрозрачных слоях. Но вещество звездных недр непрозрачно для это-
го излучения, потому непосредственно «заглянуть» внутрь звезды мы
не можем. Прямым источником информации о центральных областях
звезд служат нейтрино — слабо взаимодействующие с веществом час-
тицы, которые образуются при ядерных реакциях и практически бес-
препятственно покидают звезду. Но пока «нейтринные телескопы» не-
совершенны: они позволяют изучать только Солнце (рис. 5.1) и про-
цессы, протекающие при вспышках сверхновых звезд, да и то если
вспышка произошла не слишком далеко от нас.
На чем же базируются наши знания о внутреннем строении
звезд? Они основаны на результатах решения математических уравне-
ний, которые описывают физические процессы, происходящие в зве-
здных недрах. Разумеется, учесть все многообразие явлений и абсо-
лютно точно их описать невозможно, потому приходится ограничи-
ваться наиболее важными для жизни звезд процессами и описывать
их «с разумной степенью точности». В итоге мы получаем модель
внутреннего строения звезды. Построить модель звезды — значит
найти в рамках используемого приближения, как меняются вдоль ра-
диуса звезды плотность, температура, химический состав ее вещества
и другие, связанные с ними, параметры. Примером таких моделей слу-
жит модель Солнца (см. Приложение 5). Чем лучше изучены в лабора-
120
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.L Нейтринное изображение Солнца, полу-
ченное в 1998 г. на японском подземном детекто-
ре «Супер-Камиоканде» с экспозицией 500 суток.
Размер кадра 90°х90°. Черный кружок в центре
демонстрирует видимый размер Солнца (0,5°).
Размер области термоядерных реакций в недрах
Солнца, где рождаются нейтрино, еще вчетверо
меньше. Как видим, нейтринный телескоп пока
не может различить структуру Солнца, так же
как оптический не видит детали поверхности да-
леких звезд.
тории процессы, происходящие внутри звезд, тем точнее мы можем
их описать математически и тем ближе будет рассчитанная нами мо-
дель звезды к реальности. Именно поэтому качественный скачок в по-
нимании законов, управляющих жизнью звезд, произошел в XX в., по-
сле того, как были заложены основы атомной и ядерной физики.
Чем детальнее и точнее описаны физические процессы, происхо-
дящие в звезде, тем труднее решить соответствующие математиче-
ские уравнения, поэтому развитие физики звезд тесно связано с рос-
том производительности компьютеров. Создать теоретическую мо-
дель звезды может лишь специалист, но когда расчеты выполнены, их
результаты могут быть поняты и неспециалистом: важно на качест-
венном уровне разобраться в том, под действием каких сил звезда
пребывает в равновесии или же испытывает колебания, что служит
источником ее энергии, как эта энергия из недр звезды переносится
наружу и, наконец, какие факторы определяют эволюцию звезд.
5.1.2. Важнейшее свойство звезды
Из наблюдений следует, что температура вещества в атмосферах
звезд составляет тысячи кельвинов, а внутри звезд, как показывают
расчеты и подтверждают нейтринные наблюдения Солнца, — миллио-
ны кельвинов. При такой температуре, независимо от плотности и
давления, все известные на Земле вещества переходят в газообразное
состояние, поэтому еще в конце XIX в. астрономы пришли к выводу,
что звезды — это раскаленные газовые шары, которые сила гравита-
ции удерживает от разлета в окружающее их пустое пространство.
Гравитация — полноправный хозяин в мире звезд. В микромире
это не так. Гравитационное взаимодействие между элементарными
частицами пренебрежимо мало: например, сила электрического от-
талкивания двух протонов превосходит силу тяготения между ними в
1039 раз! Но крупные тела состоят практически из одинакового коли-
5.1. Физика звезд
121
чества положительных и отрица-
тельных зарядов, действие которых
на удаленную заряженную частицу
взаимно компенсируется. В резуль-
тате по мере увеличения размера
тела роль электрического взаимо-
действия между отдельными его
частями уменьшается, а роль грави-
тационного взаимодействия, напро-
тив, возрастает (поскольку гравита-
ционного отталкивания в природе
не существует). Расчеты показыва-
ют, что у небесных тел с массой ме-
нее 1021 кг (это астероиды и ядра ко-
мет) отдельные части объединены
между собой в основном благодаря
электростатическим силам, а связь
Рис. 5.2. Вес каждого слоя звезды в
состоянии равновесия в точности
компенсируется разностью давле-
ний между выше- и нижележащи-
ми слоями.
частей у более массивных тел — звезд и планет — осуществляет грави-
тационное взаимодействие.
Чем дальше мы продвигаемся вглубь звезды, тем больше масса вы-
шележащих слоев и тем сильнее под их весом сжимается газ. Иными
словами, давление газа возрастает с глубиной, причем так, что вес ка-
ждого сферического слоя в точности компенсируется разностью сил
давления на его внутренней и внешней границах (рис. 5.2). В земных
условиях те же факторы обеспечивают механическое равновесие жид-
кости в водоемах и воздуха в атмосфере, поэтому принято говорить,
что звезда находится в состоянии гидростатического равновесия. Ес-
ли по той или иной причине давление в некоторой точке станет не-
много больше (или меньше), чем вес вышележащих слоев, то звезда
слегка расширится (или, соответственно, сожмется), и равновесие бу-
дет восстановлено. Поскольку информация об изменении давления в
газе переносится звуковыми волнами, звезда восстанавливает утра-
ченное механическое равновесие за время, которое требуется звуко-
вым волнам, чтобы пройти диаметр звезды. Это время довольно ма-
ло: например, для Солнца — около 1 часа. Как правило, характерные
времена тепловых процессов, протекающих в звезде (например, вре-
мя переноса энергии из ядра к поверхности или время выгорания тер-
моядерного топлива) значительно больше - сотни тысяч, миллионы
и даже миллиарды лет. Поэтому перестройка структуры звезды в хо-
де ее эволюции происходит так, что газовое давление всегда успевает
122
Глава 5. Строение и эволюция звезд
«приспособиться» к новым условиям, и звезда практически не выхо-
дит из состояния гидростатического равновесия.
5.1.3. Источники звездной энергии
Геологи находят остатки ископаемых организмов в земных породах,
возраст которых превышает 3 млрд лет. Следовательно, температура
на поверхности Земли в ту эпоху не слишком отличалась от современ-
ной, а это означает, что на протяжении более миллиарда лет свети-
мость Солнца была почти такой же, как сейчас: L© « 4 • 1026 Вт. Еще в
середине XIX в. астрономы поняли, что тепло, выделяющееся при хи-
мических реакциях, не может поддерживать солнечную светимость
на современном уровне дольше 50 тыс. лет.
Немецкий врач Юлиус Майер (1814-1878), исследования которого
привели к открытию закона сохранения энергии, предположил, что
Солнце светит за счет тепла, выделяющегося при падении на его по-
верхность комет и метеоритов. Но притяжение Солнца не может разо-
гнать падающие тела до скорости свыше 620 км/с. Учитывая, что при
торможении в тепло переходит кинетическая энергия тела (mv2/2),
легко подсчитать, что для поддержания светимости Солнца на него
ежегодно должна падать масса, почти равная массе Луны. При таком
темпе аккреции через 30 млн лет масса Солнца возросла бы вдвое по
сравнению с нынешней. Как выяснилось позже, именно падение око-
лозвездного вещества обеспечивает высокую светимость самых моло-
дых звезд и некоторых старых «звездных остатков» — белых карли-
ков, нейтронных звезд, черных дыр. Но к Солнцу и подобным ему звез-
дам среднего возраста, пребывающим «в полном расцвете сил», про-
цесс аккреции отношения не имеет. Астрономы XIX в. подтвердили,
что не наблюдают падения комет на Солнце в таком количестве.
Обдумывая идею Майера, немецкий естествоиспытатель Герман
Гельмгольц (1821-1894) предположил, что на Солнце не обязательно
должно что-то падать снаружи: «падать» на него может... вещество са-
мого Солнца. Посмотрим еще раз на формулу для кинетической энер-
гии (mv2/2): большой приток энергии обеспечивается либо высокой
скоростью, либо большой массой. Поддержание высокой температу-
ры звезды может происходить вследствие ее медленного сжатия. Си-
ла тяготения при сжатии звезды совершает над газом работу, и это
приводит к его нагреву. По расчетам английского физика Уильяма
Томсона, лорда Кельвина (1824-1907), чтобы поддерживать свою све-
тимость на современном уровне, Солнце должно ежегодно сжиматься
всего на 90 метров, т. е. примерно на Visoooooo долю своего радиуса.
5.1. Физика звезд
123
По оценке Томсона, сжимающееся Солнце могло светить не менее яр-
ко, чем сегодня, на протяжении почти 30 млн лет. Но в конце XIX в.
это время не казалось таким уж огромным, хотя и существенно превы-
шало библейские тысячи лет «от сотворения мира». Как пишет Артур
Эддингтон (1928), «даже в то время такой срок был найден слишком
малым, но Кельвин убеждал геологов и биологов, что они должны уло-
жить земную историю в пределы этого срока». Поскольку других ис-
точников энергии не было видно, гипотезу гравитационного сжатия
не оспаривали даже в начале XX в., хотя геологи без колебания указы-
вали возраст Земли в миллиарды лет. При этом дата творения, предло-
женная лордом Кельвином, упоминалась не с большим уважением,
чем библейская, пишет Эддингтон.
В первые десятилетия XX в., используя радиоизотопный анализ,
физики надежно доказали, что возраст Земли, а значит, и Солнца —
миллиарды лет. После этого гипотезы аккреции и сжатия были безого-
ворочно отвергнуты. Гравитация как источник энергии не оправдала
себя. Однако теперь известно, что выделение тепла за счет гравитаци-
онного сжатия служит основным источником энергии на стадии фор-
мирования звезд из межзвездного газа, а также на отдельных, сравни-
тельно коротких этапах жизни нестационарных звезд. Но это уже дру-
гая история, и к этому мы еще вернемся.
В поисках источников звездной энергии ученые обратились к про-
цессам, протекающим в микромире. В начале 1920-х гг. несколько ас-
трономов независимо друг от друга высказали предположение, что
энергия внутри звезд может выделяться при слиянии атомных ядер.
Этот процесс привлек внимание еще и потому, что открывал возмож-
ность объяснить происхождение элементов в результате последова-
тельного слияния ядер атомов водорода — протонов. В 1919 г. Эрнест
Резерфорд (1871-1937) доказал, что ядерные реакции возможны: он
наблюдал, как при столкновении быстрой а-частицы (ядра гелия) с
ядром азота рождалось ядро кислорода. Впрочем, как раз эта реакция
не сопровождается выделением энергии, а напротив, требует ее затра-
ты. Кроме того, расчеты показывали, что для протекания ядерных ре-
акций необходима температура в сотни раз больше той, что могла
быть в центре Солнца.
Проблема не поддавалась решению, пока физики оперировали
классической динамикой и представлениями всего о двух элементар-
ных частицах — электроне и протоне. Лишь в конце 1930-х гг. удалось
преодолеть все трудности и выяснить, какие именно ядерные реак-
ции могут поддерживать светимость звезд и как зависит скорость
124
Глава 5. Строение и эволюция звезд
энерговыделения в этих реакциях от температуры. Это стало возмож-
ным благодаря успехам квантовой механики и открытию в 1932 г.
двух новых элементарных частиц — нейтрона и позитрона.
5.1.4. Ядерные реакции
Как известно, атомы состоят из положительно заряженного ядра, во-
круг которого обращаются отрицательно заряженные электроны. За
положительный заряд ядра ответственны входящие в него протоны.
По абсолютной величине электрический заряд протона равен заряду
электрона, но масса протона в 1836 раз больше. В земных условиях
большинство атомов электронейтральны: электронов вокруг ядра
столько же, сколько протонов в ядре, и число это равно порядковому
номеру элемента в таблице Менделеева. Кроме протонов, в состав яд-
ра входят нейтроны, не имеющие электрического заряда. Масса ней-
трона примерно на 0,1% больше, чем протона. Часто протоны и ней-
троны называют одним именем — нуклоны. Принято обозначать атом-
ные ядра символом соответствующего химического элемента, указы-
вая с левой стороны в виде индексов общее число нуклонов в ядре
(вверху) и число протонов (внизу): например, 26Fe — ядро атома желе-
за, состоящее из 26 протонов и 30 нейтронов.
Размеры атомных ядер в десятки тысяч раз меньше характерного
размера электронных орбит в атоме, поэтому взаимодействие с элек-
тронами не может скомпенсировать силу отталкивания, действую-
щую между одноименно заряженными протонами в ядре. Разруше-
нию атомных ядер препятствует особый вид взаимодействия между
нуклонами — сильное взаимодействие, которое проявляется как сила
их взаимного притяжения. При одинаковом расстоянии притяжение
между двумя протонами такое же, как между двумя нейтронами или
между нейтроном и протоном. С увеличением расстояния между ну-
клонами (г) сила ядерного взаимодействия убывает гораздо быст-
рее, чем сила электростатического отталкивания протонов; при
г > 10-15м сильное взаимодействие становится пренебрежимо сла-
бым. Поэтому любой нуклон притягивает к себе лишь ближайших со-
седей, тогда как протон «ощущает» силу отталкивания со стороны
всех остальных протонов ядра. Поскольку нейтроны не испытывают
отталкивания, а только притягивают к себе соседние нуклоны, их при-
сутствие делает ядра более прочными.
В свободном состоянии нейтрон живет в среднем всего около 15
минут, а затем распадается на протон, электрон и антинейтрино. Поче-
му же тогда существуют атомные ядра, в состав которых входят ней-
5.1. Физика звезд
125
Рис. 5.3. Относительная распространенность химических элементов
в межзвездной среде и внешних слоях звезд. В центральных областях
звезд в результате термоядерного синтеза доля элементов тяжелее во-
дорода (особенно Не, С, N, О) существенно выше.
троны? Если в ядре атома нейтрон распадется, то получится новое яд-
ро, энергия которого может быть либо меньше, либо больше энергии
исходного ядра. Если она меньше, то распад нейтрона энергетически
выгоден, и потому рано или поздно он произойдет — такие ядра назы-
вают p-радиоактивными. А во втором случае нейтрон распасться не
сможет, поскольку это привело бы к нарушению закона сохранения
энергии; такое ядро оказывается устойчивым относительно р-распада.
Если представить ядро в виде сферы, состоящей из плотно упако-
ванных шариков-нуклонов, то все эти «шарики» можно разделить на
две категории: внутренние и поверхностные. Внутренние нуклоны ок-
ружены соседями со всех сторон, а у поверхностных с внешней сторо-
ны соседей нет. Силы притяжения в ядре действуют только между со-
седними частицами, поэтому внутренние нуклоны крепче связаны с
ядром, чем поверхностные. Следовательно, чем меньше доля нукло-
нов, находящихся на поверхности ядра, тем прочнее ядро в целом.
Заменив в нашей схеме «ядро» «каплей жидкости», а «нуклон» —
«молекулой», мы увидим, что именно так в школьном учебнике физи-
ки объясняется, почему жидкости обладают поверхностным натяже-
нием — стремлением свести к минимуму свою поверхность. По этой
причине, в частности, две соприкоснувшиеся капельки воды сливают-
ся в одну более крупную каплю. Процесс слияния капель сопровожда-
ется переходом части потенциальной энергии межмолекулярного
взаимодействия в кинетическую энергию движения молекул, т. е. в те-
пло: температура воды немного увеличивается. Аналогия с каплей во-
126
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Атомная масса
Рис. 5.4. Энергия связи атомных ядер в расчете на один нуклон.
ды позволяет понять, почему при тесном сближении двух легких ядер
происходит их слияние и образуется более тяжелое ядро нового эле-
мента. Этот процесс называют ядерной реакцией синтеза.
Однако добыть эту ядерную энергию связи непросто: чтобы сбли-
зить ядра до расстояния -10“15 м, при котором начинаются сильные
взаимодействия, надо преодолеть действующие между протонами си-
лы отталкивания, а для этого следует сталкивать исходные ядра с
большой скоростью. Этого можно добиться, разгоняя заряженные час-
тицы электрическим полем в ускорителе, а можно просто нагреть газ
до очень высокой температуры. Синтез более тяжелых ядер из лег-
ких, происходящий при их столкновениях вследствие теплового дви-
жения, называют термоядерными реакциями. Чтобы в газе начались
термоядерные реакции, его нужно нагреть до температуры свыше
1 000 000 К, причем чем больше заряды сталкивающихся ядер, тем го-
рячее должен быть газ, поскольку с ростом заряда возрастает и сила
электрического отталкивания. Но уж если термоядерные реакции на-
чались, то мы с лихвой окупаем затраты энергии на нагрев газа: на-
пример, в центре Солнца при слиянии четырех протонов (} Н) в ядро
гелия (2 Не) выделяется в 1000 раз больше энергии, чем требуется для
взаимного сближения протонов.
Вернемся к капельной модели ядра. Сравнивая атомное ядро с ка-
плей воды, мы пока не учли, что ядро имеет электрический заряд.
А что происходит, когда соприкасаются две электрически заряжен-
ных капли? Пока заряд мал, приведенные в соприкосновение капли
по-прежнему стремятся слиться, но чем больше суммарный заряд ка-
пелек, тем более приплюснутой оказывается форма образовавшейся
капли. Это связано с тем, что, стремясь отодвинуться друг от друга,
одноименные заряды тянут за собой молекулы воды, увеличивая пло-
5.1. Физика звезд
127
щадь поверхности капли. Поэтому
слияние заряженных капелек уже
не столь выгодно с энергетической
точки зрения, как это было при от-
сутствии заряда. Более того, начи-
ная с некоторой величины заряда
соприкасающиеся капельки вооб-
ще не станут сливаться, если толь-
ко мы не приложим дополнитель-
ных усилий, т. е. не затратим на
это энергию. А если заряд капелек
сделать еще больше, то вскоре по-
сле того, как мы насильно сольем
маленькие капли, образовавшаяся
большая капля распадется на фраг-
менты меньшего размера.
По тем же причинам слияние
Рис. 5.5. Количество протонов (Z) и
нейтронов (N) в стабильных ядрах.
А - атомная масса.
атомных ядер сопровождается вы-
делением энергии связи только
вплоть до образования ядра желе-
за fgFe, а синтез ядер более тяже-
лых элементов, напротив, отбирает у газа тепловую энергию. Поэтому
ядерные реакции могут снабжать звезду тепловой энергией лишь до
тех пор, пока все ядра легких элементов не превратятся в ядра желе-
за — своего рода «ядерную золу». Элементы тяжелее железа синтезиру-
ются в недрах звезд только во время процессов взрывного характера,
например, при вспышках сверхновых, когда быстрое сжатие звезды со-
провождается выделением огромного количества тепла. Из тяжелых
ядер абсолютно устойчивыми могут быть лишь ядра атомов с числом
протонов Z < 83, т. е. до висмута включительно. И хотя некоторые ядра
с Z > 83 могут жить достаточно долго (например, среднее время жизни
ядер урана 2ffu — около 5 млрд лет), всем им уготована одинаковая
судьба: распад на два или несколько ядер с меньшим зарядом.
Отметим еще две особенности поведения нуклонов, важные для
понимания физики ядерных реакций.
Нуклоны в ядре не покоятся, а движутся, подчиняясь, как и элек-
троны в атоме, законам квантовой механики. Поэтому энергия ядра
может принимать множество дискретных значений, каждое из кото-
рых соответствует определенной совокупности орбит нуклонов из чис-
ла разрешенных квантовыми законами. Если внешнее воздействие от-
128
Глава 5. Строение и эволюция звезд
сутствует, то ядро находится в основном состоянии с минимальной
энергией. При столкновении ядер часть их кинетической энергии мо-
жет уйти на то, чтобы возбудить одно из ядер, заставив его нуклоны
двигаться по более высоким орбитам. Чаще всего этим и заканчивают-
ся столкновения ядер, а их слияние с образованием нового ядра — го-
раздо менее вероятный процесс (кстати, если произошло слияние, то
и «новорожденные» ядра обычно появляются на свет в возбужденном
состоянии). Через некоторое время возбужденное ядро возвращается
в основное состояние, отдавая избыток энергии кванту электромагнит-
ного излучения (у); обычно это квант гамма-диапазона.
Впрочем, столкновение может закончиться и «трагически»: силь-
но возбужденное ядро может распасться на два более легких ядра.
Разрушиться ядро может и оттого, что поглотит достаточно энергич-
ный у-квант; позже мы узнаем, что именно этот процесс служит при-
чиной катастрофической гибели массивных звезд.
Вторая особенность поведения нуклонов состоит в том, что при
ядерных реакциях нейтроны могут превращаться в протоны, а прото-
ны — в нейтроны. При этом не происходит нарушения закона сохране-
ния заряда, поскольку первый процесс сопровождается рождением
электрона (е"), а второй — позитрона (е+), частицы, которая во всем
является точной копией электрона, но имеет положительный электри-
ческий заряд. Кроме того, вместе с позитроном всегда рождается еще
одна частица — нейтрино (v), а вместе с электроном — антинейтрино
(v). Это видно на примере ядерной реакции, протекающей в недрах
Солнца, в которой при столкновении двух протонов образуется ядро
тяжелого изотопа водорода (дейтерия):
}н + {н —► iH + е++ v.
Нейтрино и антинейтрино настолько слабо поглощаются вещест-
вом, что способны вылетать из центра звезды наружу. И хотя по той
же причине их очень трудно зарегистрировать на Земле, ученые не
жалеют усилий для создания нейтринных детекторов, которые позво-
лят непосредственно заглянуть в звездные недра.
Оказалось, что в недрах Солнца и других звезд главной последова-
тельности происходит цепочка реакций, приводящая к слиянию четы-
рех протонов в ядро атома гелия, причем рождение каждого такого яд-
ра сопровождается выделением энергии 10-12Дж. Часть этой
энергии уносит электромагнитное излучение (у-кванты), а часть пере-
ходит в кинетическую энергию образовавшегося ядра, которое сразу
после рождения движется со скоростью около 1000 км/с. Вскоре
5.1. Физика звезд
129
у-кванты поглощаются веществом, а энергия быстрой а-частицы пере-
распределяется между соседними ядрами при их взаимных столкнове-
ниях: происходит нагрев газа.
Поделив светимость Солнца (L0) на £п, найдем, что ежесекундно
внутри Солнца образуется около 1038 ядер гелия и пропадает в 4 раза
больше протонов. Это, конечно, огромная величина, но велики и запа-
сы ядерного горючего: масса Солнца М0«2- 1О30 кг, причем состоит
оно в основном из водорода, т. е. из протонов. А поскольку масса про-
тона гИр = 1,67 • 10“27 кг, то общее число протонов внутри Солнца
Np« 1057! Даже если предположить, что в недрах Солнца может сго-
реть не все топливо, а лишь та его часть, которая находится в области
высоких температур, достаточных для термоядерных реакций (это
около 10% общей массы), то и при этом термоядерное «горение» водо-
рода может поддерживать светимость Солнца почти 10 млрд лет!
В этом легко убедиться, разделив запас топлива (0,1 Wp) на число еже-
секундно гибнущих протонов (4 • 1038).
5.1.5. Перенос тепла в недрах звезд
Выделение тепла при сжатии звезды и тем более при протекании тер-
моядерных реакций происходит глубоко в недрах газового шара, а из-
лучение уносит эту энергию с его поверхности, что обусловливает пе-
редачу тепла из внутренних областей во внешние. А поскольку поток
тепла всегда направлен от горячих слоев к более холодным, температу-
ра газа в звездах должна увеличиваться с глубиной, достигая в центре
максимального значения. В стационарном состоянии распределение
температуры вдоль радиуса должно установиться таким, чтобы внут-
ри каждого тонкого сферического слоя соблюдалось условие теплово-
го равновесия: если в слое нет собственных источников энергии, то ба-
ланс входящего и выходящего тепла должен быть нулевым. Если же в
слое — например, в результате термоядерных реакций — выделяется
некоторое количество тепла с мощностью Q, то разница между прито-
ком и оттоком тепла должна быть равна Q.
Перенос тепла в звездах в основном осуществляется излучением, а
когда «лучистый» перенос энергии не справляется с этой задачей, из-
быточную энергию переносит конвекция. Примеры конвекции широ-
ко известны: конвективное движение воды переносит тепло в нагре-
ваемой снизу кастрюле. Конвекция воздуха происходит в земной атмо-
сфере, поскольку она прозрачна для солнечного света и греется от кон-
такта с почвой, ранее нагретой солнечными лучами. Одним словом,
этот процесс всем известен и, казалось бы, хорошо изучен: нагретое ве-
130
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.6. Механизмы переноса энергии в звез-
дах главной последовательности. В ядре Солн-
ца (1 Mq) энергию переносит излучение, в мало-
прозрачной оболочке - конвекция. Существен-
но менее массивные красные карлики (0,1 М©)
полностью конвективны: температура в их не-
драх примерно такая же, как в оболочке Солн-
ца. У звезд намного массивнее Солнца в горя-
чей и довольно прозрачной оболочке энергию
переносит излучение, но в ядре оно не справля-
ется с этим, и там развивается конвекция.
щество расширяется и
всплывает, а охладив-
шись — сжимается и то-
нет. Однако в звездах ха-
рактер конвективного пе-
ремешивания оказался на-
столько сложным, что по-
ка не удалось создать хоро-
шей математической моде-
ли для его описания. При-
ходится пользоваться до-
вольно грубыми прибли-
жениями, и это вносит за-
метную неопределенность
в наши знания о внутрен-
нем строении и эволюции
звезд. Между тем конвек-
ция не только переносит
тепло, но и перемешивает
вещество внутри звезды,
вынося синтезированные в звездных недрах химические элементы на
поверхность, откуда звездный ветер уносит их в межзвездное про-
странство.
Итак, конвекция развивается в тех областях звезды, где излучение
не справляется с переносом энергии. А эффективность лучистого пере-
носа определяется степенью прозрачности вещества: чем прозрачнее
газ, тем легче «перетекает» сквозь него излучение из горячих областей
в более холодные. Степень прозрачности вещества, очевидно, зависит
от толщины его слоя (S), плотности вещества (р) и способности его
атомов взаимодействовать с квантами излучения. Последнюю характе-
ристику называют коэффициентом непрозрачности вещества на еди-
ницу массы (к). Доля излучения, поглощенного тонким слоем вещест-
ва, определяется произведением этих трех величин (кр5). Если эта до-
ля близка к единице, слой практически непрозрачен. Следовательно,
толщина непрозрачного слоя по порядку величины равна S « (кр)-1.
Обычно эту величину называют длиной свободного пробега фотона.
Рассчитанный коэффициент непрозрачности для вещества в не-
драх Солнца приведен в Приложении 5. Как видим, во внутренней час-
ти Солнца к ~ 1 см2/г, а р ~ 10 г/см3, поэтому S * 1 мм. То есть в сред-
нем солнечное вещество поглощает свет так же эффективно, как стек-
5.1. Физика звезд
131
ла солнечных очков. Однако вблизи поверхности коэффициент погло-
щения резко возрастает, делая лучистый перенос энергии малоэффек-
тивным и создавая условия для развития конвекции. Чтобы понять
причину подобного изменения, нам следует вспомнить, как на микро-
уровне вещество взаимодействует с излучением.
5.1.6. Взаимодействие вещества с излучением
Рассмотрим некоторый объем горячего газа, плотность которого не
слишком велика, так что взаимодействие частиц газа друг с другом
происходит только в моменты их столкновений. Как правило, это
взаимодействие приводит к перераспределению кинетических энер-
гий сталкивающихся атомов. Но иногда часть этой кинетической
энергии расходуется на то, чтобы перевести один из электронов в ато-
ме на более высокую орбиту. Обычно в возбужденном состоянии
атом пребывает около 10“8 с, после чего электрон возвращается на ис-
ходную орбиту, излучая избыточную энергию в виде фотона. Поки-
дая объем газа, фотон уносит часть энергии теплового движения час-
тиц, затраченную на его рождение. Таким образом, мы рассмотрели
один из механизмов охлаждения газа за счет излучения. Разумеется,
на месте атома могла бы быть молекула или ион, если вокруг него об-
ращается хотя бы один электрон.
Представим себе, что описанный процесс прокручивается, как ки-
нофильм, в обратном направлении. Тогда мы увидим следующую кар-
тину: снаружи в объем газа влетает фотон, наталкивается на атом и
поглощается. Энергия фотона передается одному из электронов, кото-
рый переходит на более высокий уровень — атом становится возбуж-
денным. И тотчас же после этого (чего только не бывает в кино!) с воз-
бужденным атомом сталкивается другой атом. В момент контакта
электрон в возбужденном атоме возвращается на нижний уровень, а
освободившаяся при этом энергия переходит в кинетическую энер-
гию атомов: после соударения они разлетаются, приобретая дополни-
тельные скорости. Кино закончилось, и мы понимаем, что увидели
сейчас, как происходит нагрев газа излучением.
Возможны и другие процессы, в которых газ приобретает или теря-
ет энергию, взаимодействуя с излучением. Например, при столкнове-
нии атомов может происходить не только их возбуждение, но даже ио-
низация: если энергия столкновения достаточно велика, один из элек-
тронов способен совсем оторваться, а затем присоединиться к друго-
му иону, излучив фотон. При этом, как и в предыдущих случаях, вме-
сто атома можно рассматривать молекулу или ион, у которого сохра-
132
Глава 5. Строение и эволюция звезд
нился хотя бы один связанный электрон. Впрочем, даже полностью ио-
низованный газ взаимодействует с излучением: свободный электрон,
пролетая мимо иона, может излучить или поглотить фотон, изменив
при этом свою кинетическую энергию, однако оставшись свободным.
Первый процесс приводит к охлаждению, а второй — к нагреву газа.
Это явление так и называют: свободно-свободные переходы электрона.
Говоря об охлаждении газа за счет излучения, мы полагали, что
родившийся фотон может беспрепятственно покинуть газовое обла-
ко. Но если на пути фотона окажется много атомов, готовых погло-
тить его, то, пройдя некоторое расстояние, фотон будет поглощен, пе-
ренеся таким образом энергию из одной части облака в другую. Этот
процесс, называемый лучистой теплопроводностью, - один из основ-
ных механизмов переноса тепла из центральных областей звезды в ее
внешние слои.
Непрозрачность вещества внутри звезд очень велика. Мы уже оце-
нивали среднюю длину свободного пробега фотона в недрах Солнца:
около 1 мм. А, например, в ядре Солнца фотон от момента своего рож-
дения до гибели в среднем проходит всего около 0,1 мм. Пройдя такое
расстояние, фотон почти наверняка поглощается. Но на смену погиб-
шему фотону почти тотчас рождается новый, и это продолжается до
тех пор, пока далекие потомки того первого, рожденного в ядерных
реакциях фотона не доберутся до края звезды. Только там, в звездной
атмосфере, где плотность мала и газ почти прозрачен, у фотонов появ-
ляется шанс покинуть звезду, унеся с собой энергию, рожденную в
ядерных реакциях.
Следует учесть, что стартовавший из ядра звезды энергичный
у-квант постепенно «дробится» на кванты с меньшей энергией. Про-
двигаясь из глубины к поверхности, излучение остывает, но поток
энергии сохраняется. Поэтому вместо одного могучего у-кванта, рож-
денного в ядерной реакции, к поверхности звезды добирается группа
оптических фотонов — далеких потомков исходного у-кванта.
А долго ли длится путешествие фотона из центра звезды к поверх-
ности? Если бы движение происходило по прямой, то со скоростью
300 000 км/с фотон выбрался бы из недр Солнца всего за пару секунд.
Но в действительности так не бывает. После каждого эпизода погло-
щения-излучения новый фотон летит в произвольном направлении,
«забыв», откуда пришел его предок. Поэтому путь фотона к поверхно-
сти похож на хаотическое блуждание броуновской частицы и длится
очень долго: от центра Солнца до поверхности фотон (точнее, его по-
томки) добирается около миллиона лет!
5.1. Физика звезд
133
Уходящее с поверхности звезды излучение безвозвратно уносит
энергию. В этом и состоит причина эволюции звезды. Если бы звезда
не менялась, то потеря тепла привела к охлаждению газа и уменьше-
нию его давления, а это повлекло бы за собой нарушение гидростати-
ческого равновесия. Поэтому для компенсации тепловых потерь нор-
мальная звезда «вынуждена» либо сжигать запасы ядерного топлива,
либо сжиматься, выделяя в виде тепла свою гравитационную энер-
гию. О том, как изменяется при этом структура звезды, мы расскажем
в следующих разделах.
5.1.7. Расчет эволюции звезды
Давление, плотность и температура газа в стационарной звезде долж-
ны меняться вдоль радиуса так, чтобы везде выполнялись условия ме-
ханического и теплового равновесия. При этом эффективность пере-
носа тепла и скорость выделения энергии в ядерных реакциях сами
зависят от плотности, температуры и химического состава газа. По-
этому все протекающие в звезде процессы оказываются взаимосвя-
занными, и для расчета внутреннего строения звезды приходится од-
новременно решать несколько взаимосвязанных дифференциальных
уравнений.
Законы физики, определяющие строение и эволюцию звезды, ра-
зумеется, одинаковы для всех звезд. Но есть две важнейших характе-
ристики, которые делают жизненный путь каждой звезды уникаль-
ным: это ее исходные масса и химический состав. Поэтому для расче-
та внутреннего строения одиночной звезды компьютеру нужно ука-
зать ее полную массу и распределение химических элементов вдоль
радиуса. Из наблюдений мы можем узнать лишь химический состав
звездных атмосфер, но астрономам не приходится гадать, каков он
внутри звезды, перебирая бесчисленное множество вариантов. Дело в
том, что когда звезды формируются из межзвездного газа, их вещест-
во хорошо перемешивается, поэтому свою жизнь звезды начинают,
имея однородный химический состав. Именно его задают при модели-
ровании в качестве исходного параметра, а дальнейший расчет пока-
зывает, как со временем изменяется содержание того или иного эле-
мента в результате ядерных реакций. Поэтому, начав расчет с момен-
та зарождения звезды из облака, можно шаг за шагом в принципе уз-
нать ее строение в любой дальнейший момент времени, проследить
весь ее жизненный путь. Впрочем, чаще всего расчеты ведут от момен-
та, когда облако уже сжалось, пришло в состояние равновесия и в но-
ворожденной звезде начинаются ядерные реакции.
134
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.7. Распределение основных параметров в модели внутреннего
строения современного Солнца, достигшего возраста 4,5 • 109 лет. Т и
р — температура и плотность на расстоянии г от центра, Ми L — масса
и светимость внутри радиуса г. Начальный химический состав, прак-
тически неизменный в течение эволюции за пределами ядра
(г > 0,25 /?©), в массовых долях в этой модели составляет: Н - 0,708,
Не - 0,272, тяжелые элементы - 0,020. Плотность и температура в цен-
тре: рс = 158 г/см3 и Тс = 15,7 • 106 К. Стрелки указывают расположе-
ние шкал для соответствующих параметров. (По: Sears, 1964.)
В меньшей степени, чем от массы и химического состава, судьба
звезды зависит от начальной скорости ее вращения вокруг оси и от на-
пряженности ее магнитного поля. Эти факторы влияют не столько на
внутреннее строение звезды, сколько на процессы в ее атмосфере. Рас-
считать внутреннее строение и эволюцию звезды, входящей в тесную
двойную систему, гораздо сложнее, чем эволюцию одиночной звезды,
поскольку приходится учитывать взаимное влияние компонентов
друг на друга. Однако в настоящее время эти сложности имеют скорее
технический, чем принципиальный характер.
В ходе эволюции звезды изменяется химический состав ее недр,
перераспределяется плотность, меняется тип ядерных реакций. Мате-
матическая модель звезды позволяет рассчитать все эти изменения,
но как сравнить их с характеристиками реальных звезд? Наблюдая
звезду, мы можем (в лучшем случае!) измерить ее массу (М), радиус
5.1. Физика звезд
135
Рис. 5.8. Свойства солнечного вещества, определяемые локальными значе-
ниями основных параметров. Доля водорода по массе (X) и давление (Р) за-
имствованы у Sears, 1964; коэффициент непрозрачности (к) — у Weymann,
1957; удельная (на единицу массы) скорость генерации энергии (е) - у Гиб-
сона, 1977.
(7?), светимость (т. е. полную мощность излучения, L), температуру ви-
димой поверхности (Т) и химический состав поверхностных слоев.
К счастью, эволюционные изменения внутреннего строения звезды
влияют и на ее внешний облик: с возрастом меняются ее радиус, све-
тимость и температура поверхности. Поскольку эти изменения проис-
ходят достаточно плавно, в пространстве наблюдаемых параметров
положение звезды перемещается по некоторой траектории, которую
называют эволюционным треком.
Правда, большую часть жизни звезды ее масса и состав поверхно-
сти остаются почти неизменными, но радиус, светимость и температу-
ра меняются весьма заметно. Казалось бы, за изменением этих трех
параметров можно проследить только на трехмерной диаграмме, но
это не так. Если спектр звезды близок к спектру абсолютно черного
тела — а в целом это недалеко от истины, — то ее светимость связана
с температурой и радиусом поверхности:
L = 4nR2oTe4ff,
136
Глава 5. Строение и эволюция звезд
где 4л/?2 — площадь поверхности звезды; oTeff — мощность излучения
единицы поверхности черного тела; о — постоянная Стефана—Больц-
мана; Teff — эффективная температура звезды, т. е. температура абсо-
лютно черного сферического тела, равного звезде по радиусу и свети-
мости. Используя эту связь между L,Rn Тек, можно на двумерной диа-
грамме, демонстрирующей параметры L и Teff, изобразить и параметр
/?, например линиями равных радиусов (см. рис. 4.30), по которым лег-
ко проследить эволюцию размера звезды. Задавшись массой звезды и
ее начальным химическим составом, можно проследить за изменени-
ем величин L и Те^ со временем, причем всего за нескольких часов ра-
боты компьютера мы узнаем, что происходит со звездой на протяже-
нии нескольких миллиардов лет ее жизни.
Заранее неизвестно, насколько верно то или иное предположение
о процессах, протекающих внутри звезд. Судить об этом можно толь-
ко по способности теории объяснять известные наблюдения и верно
предсказывать новые, ранее неизвестные закономерности. Судя по
всему, общий характер современных представлений об эволюции
звезд в будущем радикально не изменится, однако следует признать,
что мы еще не до конца понимаем некоторые важные детали звезд-
ной эволюции.
Далее мы обсудим, как сравнение наблюдаемых характеристик
звезд с результатами расчетов звездных моделей позволяет опреде-
лить возраст, массу и химический состав звезд, а также понять, поче-
му одни звезды выглядят неизменными на протяжении всей истории
их исследования, а другие, напротив, меняют свои характеристики бу-
квально у нас на глазах, всего за несколько секунд.
5.1.8. Рождение звезд
Идею о формировании звезд из разреженного межзвездного вещества
обсуждал еще И. Ньютон (1643-1727), но окончательно убедиться в ее
справедливости позволили астрономические наблюдения лишь во вто-
рой половине XX в. С помощью инфракрасных и радиотелескопов не
только были найдены подходящие облака межзвездного газа, но и уда-
лось проследить за тем, как эти облака теряют устойчивость и сжима-
ются силой тяготения, начиная свое превращение в звезды. Оказалось,
что непосредственно перед началом сжатия температура газа в не-
драх таких облаков составляет всего 10-30 К, а иногда даже 3-5 К, то
есть это самые холодные объекты во Вселенной. Состоят они в основ-
ном из молекул водорода и атомов гелия. Прочие химические элемен-
ты представлены в небольшом количестве и сосредоточены главным
5.1. Физика звезд
137
Рис. 5.9. Плотное и холодное, совершенно непро-
зрачное для света облако межзвездного газа
Barnard 68, в котором происходит зарождение
будущих звезд.
образом в пылинках раз-
мером около 0,1 мкм. Хо-
тя по «межзвездным стан-
дартам» эти облака счита-
ются весьма плотными,
по земным меркам они
очень разрежены: сред-
нее расстояние между пы-
линками составляет не-
сколько метров, а в 1 м3
газа присутствует около
2 млрд молекул, что в 1016
раз меньше, чем в возду-
хе при нормальных усло-
виях. Поэтому газово-пы-
левая туманность, из ко-
торой 5 млрд лет назад
образовалось Солнце, бы-
ла примерно в 10 млн раз
больше современного раз-
мера нашего светила.
Хотя по земной привычке мы называем области концентрации
межзвездного газа «облаками», следует понимать, что по своему пове-
дению они существенно отличаются от привычных для нас атмосфер-
ных облаков. Например, земные облака плавают в атмосфере, по-
скольку их плотность практически такая же, как у окружающего воз-
духа, а межзвездные облака в сотни раз плотнее межоблачной среды
и поэтому движутся по галактическим орбитам как индивидуальные
объекты, практически как звезды. Но главное различие между атмо-
сферными и межзвездными облаками — в их массе: у межзвездных
облаков она достигает миллионов масс Солнца, что делает гравита-
цию важнейшим фактором их эволюции. Небольшие облака в тече-
ние некоторого времени способны противостоять силе тяжести. Но,
случайно сталкиваясь и сливаясь друг с другом, они увеличивают
свою массу и вместе с ней — роль гравитации.
Начав сжиматься под действием собственного тяготения, облако
уже не может вернуться к исходному состоянию равновесия. Дело в
том, что с уменьшением размера облака (/?) сила тяготения (GM/R2) на-
растает значительно быстрее, чем противодействующая ей сила газо-
вого давления (Р). Причина этого состоит в очень эффективном охлаж-
138
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.10. Этапы формирования звезды.
дении вещества: все выделяющееся при сжатии тепло покидает обла-
ко в виде инфракрасного излучения пыли. Правда, при сжатии облако
становится все менее прозрачным для излучения, поскольку количест-
во поглощающих частиц на пути луча возрастает (р/? ~ М/R2). Но пока
облако не достигло очень высокой плотности, при которой инфракрас-
ным квантам трудно его покинуть, температура в нем держится на
почти постоянной и очень низкой отметке — всего несколько кельви-
нов. Поэтому градиент давления (выталкивающая сила) растет доволь-
но медленно (P/R ~ pT/R ~ р4^3), а вес элемента объема облака возраста-
ет заметно быстрее (pM/R2 ~ р5^3).
По мере сжатия облака и роста его плотности сила тяготения все
сильнее доминирует над силой газового давления. По этой причине
скорость сжатия облака непрерывно возрастает, и примерно за пол-
миллиона лет его размер уменьшается в тысячу раз. Объем облака
при этом уменьшается в миллиард раз, и во столько же раз возрастает
средняя плотность газа. Из-за того, что сжатие протекает неоднород-
5.1. Физика звезд
139
Таблица 5.1
Этапы эволюции Солнца (по: Bodenheimer 1989, р. 708)
Этап эволюции Время, лет* Teff.K L/L@ TC,K Pc, г/см3
1. Начало сжатия протозвезды 0 10 10"4 2 -106 10 10"19
2. Появление звездного ядра ЗЮ5 10 IO’4 2 -106 2 IO4 2 • IO’2
3. Ядро содержит половину массы 7 • 104 300 26 2 -103 8 Ю5 0,25
4. Начало медленного сжатия 8 -105 4 400 1,6 2,1 4 IO6 1,5
5. Минимальное L на стадии кон- векции 8 • 106 4 400 0,5 1,6 6 IO6 11
6. Максимальное L перед главной последовательностью 1,6 Ю7 5 900 1,1 1,0 1,3 • 107 83
7. Главная последовательность нулевого возраста 1,0 • ю7 5 700 0,7 0,87 1,4-IO7 90
8. Нынешнее Солнце 4,6 109 5 800 1,0 1,0 1,5 • 107 156
* Указано время, прошедшее от предшествующего этапа.
но, плотность быстрее всего нарастает в центральных областях. Это
приводит к тому, что именно в центре облака вещество становится не-
прозрачным для инфракрасного излучения, и это резко снижает эф-
фективность охлаждения. Центральные области начинают быстро на-
греваться, и давление газа внутри них начинает расти гораздо быст-
рее, чем раньше, замедляя сжатие. Вскоре давление становится на-
столько большим, что сжатие совсем прекращается, и внутри облака
образуется гидростатически равновесное ядро — зародыш звезды, мас-
са которого составляет всего несколько процентов от массы облака. За
пределами ядра газ по-прежнему прозрачен для инфракрасного излу-
чения и продолжает практически свободно падать к центру. Сжимаю-
щееся облако, внутри которого сформировалось равновесное ядро, на-
зывают протозвездой.
Падающий со скоростью несколько километров в секунду газ обо-
лочки наталкивается на неподвижное вещество ядра и резко тормо-
зится вплоть до полной остановки. При этом его кинетическая энер-
гия переходит в тепло, около 50% которого идет на разогрев газа, а ос-
тальное излучается наружу. Вначале это излучение состоит из инфра-
красных фотонов, но по мере того, как расут масса ядра и его темпера-
тура, в спектре излучения появляется все больше квантов видимого
света. Однако толстая внешняя оболочка непрозрачна для видимого
света, который поглощается пылинками и переизлучается в инфра-
140
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.11. В центре этого снимка, охватывающего область размером около
4 св. лет, в окружении туманных волокон видна звезда Т Тельца (Т Таи), прото-
тип интересного класса переменных звезд. Все звезды типа Т Тельца моло-
ды - не старше нескольких миллионов лет. По массе они похожи на Солнце,
но пребывают пока в процессе формирования. Вблизи звезды Т Таи располо-
жено светлое газово-пылевое облако, известное как «переменная туманность
Хинда» (Hind’s Variable Nebula, NGC 1555/1554). Звезда и туманность находят-
ся на расстоянии более 400 св. лет от нас, на краю молекулярного облака. Их
блеск сильно меняется, но не всегда синхронно, что добавляет таинственно-
сти этой интересной области неба. Наблюдения в ИК-диапазоне показали,
что звезда Т Таи входит в состав кратной системы и что в связанной с ней ту-
манности Хинда также может скрываться очень молодая звезда.
красном диапазоне. Поэтому для внешнего наблюдателя протозвезда
выглядит как яркий, но довольно холодный источник инфракрасного
излучения; пылевой «кокон» скрывает зародыш звезды от оптических
телескопов.
Расчеты показывают, и наблюдения это подтверждают, что еже-
годно из оболочки протозвезды на ее ядро падает примерно 10-5 М@
газа. Поделив исходную массу облака (М) на эту величину, мы уви-
дим, что длительность стадии протозвезды составляет около Ю5
(M/Mq) лет. Когда оболочка почти полностью выпадает на ядро и ста-
новится прозрачной, ядро как бы «вылупляется из кокона» — происхо-
дит превращение протозвезды в молодую звезду.
5.1. Физика звезд
141
Внешне молодые звезды
очень похожи на «взрослые» звез-
ды, хотя температура в их недрах
еще недостаточно высока для
протекания ядерных реакций.
Чтобы компенсировать потерю
тепла, уходящего с излучением,
молодые звезды вынуждены мед-
ленно сжиматься: при этом выде-
ляется тепло за счет работы силы
тяготения. Часть этого тепла уно-
сит излучение, а другая его часть
разогревает внутренние слои
звезды, поддерживая этим состо-
яние гидростатического квази-
равновесия («квази-» — посколь-
ку звезда все же медленно сжима-
ется).
Когда температура в центре
молодой звезды превысит не-
сколько миллионов градусов, на-
чинаются ядерные реакции, в ре-
зультате которых водород пре-
вращается в гелий. С ростом
ядерного энерговыделения сжа-
тие замедляется, и в конце кон-
Рис. 5.12. Треки протозвезд, прибли-
жающихся к главной последовательно-
сти (по: Iben 1965). Продолжитель-
ность движения по изображенным
трекам: 2 • 105 лет для 15 М0, 9 • 106 лет
для 3 М0, 1,4 • 108 лет для 1 М0 и 2 • 108
лет для 0,5 М0. Обратите внимание,
что температура на рисунке увеличи-
вается справа налево — в таком виде
диаграмму lg L — 1g Teff называют диа-
граммой Герцшпрунга-Рассела (раз-
дел 4.4).
цов «термоядерный реактор» зве-
зды берет на себя все «расходы» по поддержанию ее светимости. Сжа-
тие звезды прекращается, ее наблюдаемые параметры надолго стаби-
лизируются, и молодая звезда превращается во «взрослую» звезду
главной последовательности.
Молодому Солнцу понадобилось около 30 млн лет медленного
сжатия, чтобы температура в его центре выросла до величины, близ-
кой к современному значению. Чем больше масса молодой звезды,
тем быстрее заканчиваются ее сжатие и превращение в звезду глав-
ной последовательности. Например, звездам с массой 10 М0 для этого
требуется около 300 тыс. лет, а звезды с массой 0,1 М0 — «вечно моло-
дые»: время их сжатия превышает 15 млрд лет, т. е. возраст Вселен-
ной, поэтому, когда бы они ни родились, достигнуть взрослого состоя-
ния им пока не удалось.
142
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.13. Изображения двойной звезды Gliese 229 в созвездии Заяц, получен-
ные 1,5-метровым телескопом Паломарской обсерватории (слева) и космиче-
ским телескопом «Хаббл» (яркий луч, уходящий вправо вниз, - результат ди-
фракции света на элементах телескопа). Эта система, удаленная от нас на
6,3 пк, состоит из красного карлика Gliese 229А спектрального класса M1V (сле-
ва на обоих снимках) и коричневого карлика Gliese 229В (маленький справа).
Обнаруженный в 1994 г., он с 1996 г. считается первым надежно отождествлен-
ным коричневым карликом. Его эффективная температура около 1 000 К, спек-
тральный класс — T6,5V, светимость — 6 • 10~6 £©, масса — от 25 до 65 масс Юпи-
тера, а размер почти точно равен размеру Юпитера. Он обращается вокруг
своего более массивного компаньона по орбите радиусом около 40 а. е. Боль-
шая разница в размерах изображений двух звезд объясняется только огром-
ным различием яркостей: их истинные размеры различаются всего в 5 раз.
Облака с массой меньше 0,08 М0 вообще никогда не превратятся в
настоящие звезды. При их сжатии плотность в центральных областях
растет гораздо быстрее температуры, и это приводит к тому, что дви-
жение электронов в газе приобретает своеобразный характер, опреде-
ляемый законами квантовой механики. Свойства вырожденного элек-
тронного газа, с которыми мы познакомимся чуть ниже, таковы, что
при той же плотности он обладает большим давлением, чем «классиче-
ский» газ, свойства которого изучают в школьном курсе физики. По-
этому температура вырожденного газа очень медленно увеличивается
при сжатии, и это не позволяет недрам маломассивных облаков на-
греться до такого уровня, при котором термоядерные реакции смогли
бы поддерживать светимость звезды. Такие объекты, промежуточные
по своим свойствам между звездами и планетами, имеют эффектив-
ную температуру менее 2000 К и по цвету напоминают спелую вишню,
хотя их почему-то назвали не вишневыми, а коричневыми карликами
5.1. Физика звезд
143
(см. раздел 4.3.3). Открыты коричневые карлики были сравнительно
недавно. Проще всего они обнаруживаются как спутники близких ма-
ломассивных звезд (рис. 5.13), поскольку имеют очень низкую свети-
мость и рядом с яркими звездами практически незаметны, а вне двой-
ных систем их трудно отличить от миллиардов далеких тусклых звезд.
Для коричневых карликов уже введены специальные спектраль-
ные классы, объединяющие объекты с температурой 1300-2000 К
(класс L) и 700-1300 К (класс Т). Остывая, такие объекты движутся
вниз по температурной шкале, поэтому обнаружение еще более холод-
ных карликов — всего лишь вопрос техники. В 2008 г. международная
команда астрономов (Р. Delorme и др.) опубликовала исследование ко-
ричневого карлика CFBDS J005910.83-011401.31 * * *, температура которого
оказалась всего около 620 К, а масса — от 15 до 30 масс Юпитера. Что-
бы изучить этот объект, удаленный от Солнца всего лишь на 13 пк, по-
надобилась вся мощь современной астрономии — новейшая инфра-
красная техника и совместные усилия нескольких телескопов диамет-
ром от 3,5 до 10 метров. Оказалось, что по спектру карлик CFBDS0059
сильно отличается от ранее изученных коричневых карликов. В то вре-
мя как L-карлики демонстрируют наличие пыли и аэрозолей в верх-
ней атмосфере, а Т-карлики имеют в своем спектре признаки паров во-
ды, метана (СН4) и молекулярного водорода (Н2), в спектре нового объ-
екта видны полосы аммиака (NH3), обязанные своим появлением его
экстремально низкой температуре. Это подталкивает астрономов к
введению нового спектрального класса Y, прототипом которого пред-
лагается сделать объект CFBDS0059, присвоив ему подкласс Y0. Подоб-
ные и еще более прохладные коричневые карлики могут стать связую-
щим звеном в непрерывной цепочке — от самых горячих звезд до наи-
более холодных планет-гигантов.
Эволюция коричневых карликов, как и эволюция планет-гигантов
типа Юпитера, сводится сначала к медленному сжатию, а затем к осты-
ванию при практически неизменном размере. Казалось бы, в этом
смысле они не отличаются от планет. Но все же это и не планеты, по-
скольку в эволюции объекта с массой от 0,07 до 0,013 Мо существует
короткая термоядерная стадия, в ходе которой в его недрах «сгорает»
1 Непривычно длинное имя этой звезды расшифровывается так: CFBDS = Ca-
nada France Brown Dwarf Survey - «Канадско-французский обзор коричневых
карликов»; сложное число - это экваториальные координаты звезды (прямое
восхождение = 00h 59m 10,83s, склонение = -01° 14' 01,3"), а буква) перед числом
указывает, что координаты относятся к стандартной юлианской (Julian) эпохе
2000 г. Далее сократим это имя до CFBDS0059.
144
Глава 5. Строение и эволюция звезд
редкий изотоп водорода — дейтерий (D 3Не). Этот краткий эпизод
термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжа-
тие объекта. Температура его поверхности на этом коротком этапе не
превышает 2 800 К. Но поскольку в планетах, по определению, вообще
не должно происходить термоядерных реакций ни на каком этапе их
эволюции, за такими объектами закрепилось название «коричневые
карлики», представляющее их как особую группу между звездами и
планетами.
5.1.9. Вырожденный газ и его свойства
Белые карлики, коричневые карлики и планеты-гиганты обладают об-
щим свойством: значительная доля их вещества находится в вырож-
денном состоянии. Познакомимся с ним поближе.
Электроны в атоме могут находиться только на тех «орбитах», кото-
рым соответствуют вполне определенные значения энергии. Заметим,
что в квантовой механике, описывающей поведение частиц в атоме,
понятие «орбита» имеет несколько иной смысл, чем в классической
физике, но в данном случае это не очень существенно. Если атом не ис-
пытывает внешнего воздействия, то электрон находится в состоянии с
наименьшей возможной энергией £ь что соответствует «орбите» мини-
мального размера » 1О-10 м. Внешнее воздействие может перевести
электрон на вторую, третью или любую другую «орбиту» из числа раз-
решенных квантовыми законами. Роль внешнего воздействия играет
либо поглощение атомом кванта электромагнитного излучения, либо
столкновение атома с другим атомом, ионом или электроном.
Согласно принципу запрета, сформулированному швейцарским
физиком Вольфгангом Паули (1900-1958), в многоэлектронном атоме
одну орбиталь могут одновременно занимать не более двух электро-
нов (но с различным спином — собственным моментом импульса).
Следовательно, в атоме не более двух электронов могут находиться в
состоянии с минимальной энергией, а остальные вынуждены попар-
но находиться на более высоких энергетических уровнях.
Если сообщить электрону энергию Е, превышающую некоторую ве-
личиу х, то он оторвется от атома; такой процесс называют ионизаци-
ей. Атом при этом превращается в положительно заряженный ион, а
электрон — в свободную частицу с кинетической энергией £k = Е - х-
Впрочем, «истинно свободным» этот электрон станет лишь в том слу-
чае, если рассматривать отдельно взятый атом. В реальной ситуации
мы имеем дело с множеством оторвавшихся от родительских атомов
электронов, которые движутся в суммарном электрическом поле поло-
5.1. Физика звезд
145
жительно заряженных ионов. Поэтому газ (точнее — плазма) в некото-
ром смысле оказывается похожим на атом. Неудивительно, что и в
этом случае квантовая механика разрешает электронам иметь лишь
вполне определенные, дискретные значения кинетической энергии, за-
ключенные в пределах от нуля до бесконечности. При этом, как и в ато-
ме, занимать одно энергетическое состояние позволяется не более
чем двум электронам.
Пока ионизованный газ разрежен, это ограничение не играет ника-
кой роли, поскольку число электронов намного меньше числа доступ-
ных им энергетических состояний и электроны свободно занимают
их, как бы не замечая друг друга. Свойства именно такого идеального
газа изучают в школе; его давление, согласно закону Клапейрона-
Менделеева, прямо пропорционально плотности и температуре. Но ес-
ли бы этот закон выполнялся в любых условиях, то давление элек-
тронного газа должно было бы обращаться в ноль при Т = 0, посколь-
ку с точки зрения классической физики нулевой температуре соответ-
ствует полная неподвижность частиц. Однако это противоречит прин-
ципу Паули: все электроны одновременно остановиться не могут, ибо
в этом случае все они имели бы одинаковую (нулевую) энергию. Сле-
довательно, при очень низкой температуре закон Клапейрона—Менде-
леева неприменим.
В действительности при нулевой температуре электроны в газе,
как и внутри атома, будут попарно занимать уровни с последователь-
но возрастающей энергией, не пропуская ни один из них (в атоме это
замкнутые «орбиты», а в плазме — незамкнутые). В результате все дос-
тупные электронам уровни с энергией от 0 до некоторой величины £F,
называемой энергией Ферми (в честь итальянского физика), окажутся
целиком заполненными. Таким образом, даже при Т = 0 почти все элек-
троны будут находиться в движении, а это означает, что давление газа
будет отлично от нуля даже при нулевой температуре.
Газ, поведение которого в значительной степени определяется за-
конами квантовой механики, называют вырожденным. Сжимая выро-
жденный газ, мы увеличиваем не только число движущихся частиц в
единице объема, но еще и их среднюю энергию, поскольку свободные
места для вновь прибывших в данный объем электронов имеются
лишь на высокоэнергичных орбитах. По этой причине давление выро-
жденного газа растет с увеличением плотности быстрее, чем у класси-
ческого газа.
А что будет, если немного нагреть вырожденный газ, передав ему
количество тепла, которого хватило бы на увеличение энергии каж-
146
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.14. Диаграмма «плотность — тем-
пература газа», на которой показано зна-
чение этих величин в центральных об-
ластях различных астрономических объ-
ектов. Область справа от жирной пря-
мой линии соответствует вырожденно-
му газу, слева — невырожденному. Как
видим, в центре Юпитера, белого карли-
ка с массой 1 MQ и звезд начальной глав-
ной последовательности (пунктирная
линия с символом Н) с массами менее
0,5 М© газ вырожден. У более массивных
звезд главной последовательности выро-
ждение наступает на более поздних ста-
диях эволюции: у звезды с массой
1 М© — незадолго до начала горения ге-
лия (Не), а у звезды с массой 15 М© — к
моменту начала горения углерода (С).
дой из частиц на величину ЛЕ? В классическом газе все электроны
смогли бы воспользоваться этим «подарком», в результате температу-
ра газа возросла бы на ЛЕ = &Е/к, где к = 1,67 • 10“23 Дж/К — постоянная
Больцмана. Но в вырожденном газе электрон может перейти на дру-
гую «орбиту», лишь когда она не занята, и если ДЕ < EF, перейти на бо-
лее высокие уровни смогут только те немногие электроны, которые
первоначально находились на самых верхних уровнях. Поэтому давле-
ние вырожденного газа значительно медленнее возрастает с темпера-
турой, чем предсказывает закон Клапейрона—Менделеева.
Но если ЛЕ превосходит энергию Ферми, то перейти на высокие
«орбиты» смогут все электроны. Последующие их столкновения друг
с другом, сопровождаемые перераспределением энергии, приведут к
тому, что часть электронов вернется на нижние уровни, а другие пе-
рейдут на еще более высокие. В результате заполнение «орбит» будет
не таким плотным, как в исходном состоянии, а значит, свойства газа
станут «почти классическими». Теперь легко сформулировать и усло-
вие обратного процесса: превращение классического газа в вырож-
денный начинается тогда, когда температура уменьшается до значе-
ния, близкого к температуре Ферми TF = EF//c. При более высокой
температуре газ подчиняется закону Клапейрона—Менделеева, а при
более низкой он становится вырожденным, при этом зависимость
его давления от плотности и температуры описывается довольно
сложными формулами.
5.1. Физика звезд
147
Поскольку величина TF зависит лишь от плотности электронного
газа, мы можем на диаграмме «температура—плотность» (рис. 5.14)
провести линию Т = TF, слева от которой газ можно считать классиче-
ским, а справа — вырожденным. На той же диаграмме можно указать
значения плотности и температуры в центральных областях различ-
ных астрономических объектов. Видно, что у достаточно массивных
звезд главной последовательности, включая Солнце, электронный газ
в ядре не вырожден, а у маломассивных звезд и планет-гигантов типа
Юпитера — вырожден. Кроме этого электронный газ вырожден в не-
драх белых карликов (причем во всем их объеме, за исключением тон-
кого наружного слоя), а также в ядрах звезд с массами, близкими к
солнечной на поздних стадиях их эволюции.
Мы не случайно до сих пор говорили только о вырождении элек-
тронного газа: ионный газ в звездных недрах практически всегда оста-
ется невырожденным. Однако при крайне высоких плотностях воз-
можно существование газа из свободных нейтронов, который входит
в состав нейтронных звезд. Далее мы еще встретимся с ними. В не-
драх этих звезд нейтронный газ сильно вырожден, и ему присущи те
же свойства, что и вырожденному электронному газу.
5.1.10. Молодые звезды
Если нанести на диаграмму «светимость — эффективная температура»
точки, соответствующие расчетным значениям L и Teffв различные мо-
менты жизни молодой звезды, то мы получим линию, называемую эво-
люционным треком. На рис. 5.15 показаны эволюционные треки моло-
дых звезд разной массы, начиная с момента их «вылупления» из непро-
зрачной оболочки-кокона. Расчет показывает, что когда сжатие Солн-
ца закончилось и термоядерные реакции стали полностью компенси-
ровать уносимую излучением энергию, эффективная температура на-
шего светила почти не отличалась от современного значения 5800 К, а
светимость была примерно на 30% меньше, чем сегодня. Если на диа-
грамме L - Teff соединить точки, соответствующие началу «взрослой»
жизни звезд разных масс, получится линия, называемая начальной
главной последовательностью; на рисунке она показана пунктиром.
Большинство молодых звезд возрастом менее 3 млн лет входят в
состав звездных ассоциаций, содержащих сотни объектов. Это объяс-
няется тем, что сравнительно небольшие облака, из которых форми-
руются отдельные звезды, образуются в процессе деления облаков го-
раздо большей массы. Одна из причин, заставляющих большое обла-
ко делиться на фрагменты, заключается в том, что в исходном состоя-
148
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.15. Эволюционные тре-
ки молодых звезд умеренной
и малой массы (обозначены
в конце треков). Поскольку
по осям отложены логариф-
мы L и 7eff, линии звезд оди-
накового радиуса (/?) являют-
ся прямыми, что следует из
соотношения L = 47d?2<jTeff.
Для значений R = 3, 1, 0,3 и
0,1 Rq они показаны тонки-
ми линиями. 1 — начальная
главная последовательность,
2 — «линия рождения» (по
Stabler, 1983), т. е. место, где
газово-пылевой кокон прото-
звезды становится прозрач-
ным для ее оптического излу-
чения. Значками на диаграм-
ме отмечены наблюдаемые
значения L и Teff для пере-
менных звезд типа Т Тельца
и Ае/Ве Хербига — наиболее
изученных представителей
молодых звезд.
нии крупные облака вращаются вокруг своей оси с периодом от 10 до
100 млн лет. При сжатии их вращение ускоряется — это так называе-
мый «эффект фигуристки», или, на физическом языке, закон сохране-
ния момента импульса (МИ? = const). Центробежная сила растягива-
ет облако перпендикулярно оси вращения. Оно приобретает сплю-
щенную вдоль оси форму и становится похожим на ватрушку. За та-
ким объектом недавно закрепилось название проплид (proplyd — pro-
toplanetar disk, протопланетный диск). Затем экваториальные части
диска теряют связь с центральными, и облако делится на фрагменты,
которые в дальнейшем сжимаются самостоятельно.
Если после распада диска скорость осевого вращения его фрагмен-
тов все еще велика, то впоследствии и они могут распасться на облака
меньшей массы, каждое из которых затем превратится в звезду. Так об-
разуются двойные и кратные (т. е. тройные и еще более сложные) звез-
ды. Похоже, что описанный процесс происходит в Галактике регуляр-
5.1. Физика звезд
149
но: почти 2/з молодых
звезд входят в состав
двойных или крат-
ных систем. Если же
скорость осевого вра-
щения протозвездно-
го облака не слишком
велика, то из него об-
разуется одиночная
звезда, которую в эк-
ваториальной плоско-
сти окружает тонкий
газово-пылевой диск.
Такой диск называют
околозвездным или
протопланетным, по-
Рис. 5.16. Окрестности молодых звезд НН-30 и DG Таи
в ближнем ИК-диапазоне. Сами звезды заслонены га-
зово-пылевыми оболочками — протопланетными дис-
ками, расположенными к нам ребром. Из окрестности
каждой звезды перпендикулярно плоскости диска вы-
брасываются две противоположно направленные
струи газа (джеты). Вылетающая вместе с ними пыль
рассеивает свет центральных звезд и образует светя-
щиеся воронки у оснований джетов.
скольку часть его вещества может пойти на образование планет, комет
и астероидов. Остальное вещество диска постепенно оседает на моло-
дую звезду. Этот процесс называют дисковой аккрецией] именно он от-
ветствен за наблюдаемую активность переменных звезд типа Т Тельца
и Ае/Ве Хербига.
Рис. 5.17. Окрестность одной из молодых звезд в туманности Ориона. Сама
звезда — точно в центре снимка. Направленные вправо и влево от нее газовые
струи сталкиваются с окружающим веществом и порождают две ударные вол-
ны, нагревающие газ и вызывающие его свечение: это две компактные дугооб-
разные туманности на правом и левом краях снимка. Правая туманность бы-
ла обнаружена полвека назад и занесена в каталог объектов Хербига—Аро
(НН 34); ответственная за ее образование струя отлично видна вблизи звезды,
в просвете между темными облаками. Левая струя скрыта за темным обла-
ком, и за полупрозрачной дымкой видна лишь рожденная ею ударная волна.
Фото: 8-метровый телескоп VLT ESO.
150
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.18. Участок туманности Ориона раз-
мером всего 0,043 пк, на котором 4 из 5 мо-
лодых звезд окружены компактными обла-
ками эллипсоидальной формы — остатка-
ми протозвездного вещества. Три из этих
дисков, освещенные яркими звездами, вы-
глядят светлыми объектами, а четвертый
виден как темное пятно на светлом фоне
разреженного газа туманности.
Фото: «Хаббл» (NASA), 29 декабря 1993 г.
При сжатии протозвездного облака его электропроводящий газ ув-
лекает за собой магнитное поле, которое всегда присутствует в меж-
звездной среде. Сжатие газа увеличивает плотность магнитных сило-
вых линий, т. е. усиливает напряженность магнитного поля, и в итоге
оно само начинает влиять на характер движения газа. Взаимодейст-
вие околозвездного диска с магнитным полем молодой звезды и само-
го диска приводит к тому, что часть вещества диска не падает на звез-
ду, а выбрасывается центробежной силой и давлением магнитного по-
ля в окружающее пространство. На некотором расстоянии от звезды
этот газовый поток может оформиться в две мощные струи, движу-
щиеся в противоположных направлениях вдоль оси вращения диска
(рис. 5.16, 5.17). Разлетающийся от звезды газ выдувает из ее окрестно-
стей остатки вещества родительского облака, очищая от «мусора»
«строительную площадку» и подводя итог формированию звезды.
5.2. Жизнь звезд
5.2.1. Главная последовательность
Итак, сжатие молодой звезды заканчивается в тот момент, когда ско-
рость выделения энергии при термоядерном синтезе сравнивается со
светимостью звезды. Наступает следующий, наиболее длительный
этап в жизни звезды, на котором медленная перестройка структуры
происходит из-за постепенного превращения водорода в гелий. Расче-
ты показывают, что в этот период светимость и эффективная темпера-
тура звезд разных масс соответствуют наблюдаемым характеристикам
звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга—Рассе-
ла (раздел 4.4). Тот факт, что около 90% наблюдаемых звезд находится
на главной последовательности, свидетельствует, что стадия горения
водорода занимает около 9/ю времени активного существования звез-
ды. Этот вывод согласуется с результатами расчета эволюции звезд.
5.2. Жизнь звезд
151
5.2.2. Формула Эйнштейна Е = тс2 и продолжительность жизни звезд
Ядро атома гелия Не состоит из двух протонов и двух нейтронов, од-
нако если сложить индивидуальные массы этих частиц, то получится
величина, превышающая массу ядра гелия примерно на 3%. Этот след-
ствие общего физического принципа, согласно которому масса тела
меньше суммы масс его частей на величину (т), равную потенциаль-
ной энергии взаимодействия этих частей (£), деленной на квадрат
скорости света: т = Е/с2.
Как видим, речь идет о знаменитой формуле Альберта Эйнштейна
(1879-1955), которая была получена им в 1905 г. и опубликована в ста-
тье под заголовком «Зависит ли инерция тела от содержания в нем
энергии?». Отвечая на этот вопрос, Эйнштейн, между прочим, указал,
что «если тело отдает энергию Е в виде излучения, то его масса умень-
шается на величину Е/с2». В частности, это означает, что излучение
ежесекундно отбирает у Солнца массу около 4 млн тонн — в несколь-
ко раз больше, чем уносит в виде вещества солнечный ветер.
Внутри звезд гелий образуется при слиянии четырех протонов,
следовательно, войдя в состав ядра гелия, каждый из протонов «худе-
ет» примерно на 1%. Значит, если весь водород в Солнце превратится
в гелий, масса Солнца уменьшится на 0,01 М0. Из формулы Эйнштей-
на следует, что при этом должна выделиться энергия £ = 0,01 М0с2.
Чтобы поддержать светимость Солнца на современном уровне, этой
энергии хватит на t = £/L© « 100 млрд лет. Однако мы не учли, что ре-
акции синтеза протекают лишь в областях с достаточно высокой тем-
пературой — в ядре, масса которого не превышает 10% массы звезды.
Тем самым мы в десять раз завысили запас топлива, доступного звез-
де. Поэтому время, в течение которого превращение водорода в гелий
может поддерживать свечение Солнца, составляет около 10 млрд лет.
Такой подход оправдан и в отношении других звезд: соотношение
t % 10“3 Мс?/Е позволяет оценить время жизни любой звезды на глав-
ной последовательности, т. е. на том этапе, когда светимость поддер-
живается за счет «горения» водорода. У звезд главной последователь-
ности светимость очень резко возрастает с массой, поэтому отноше-
ние М/L убывает с переходом от легких звезд к массивным. Иными
словами, чем массивнее звезда, тем быстрее она сжигает свой запас
водорода. Например, звезда с массой 15М0 при химическом составе,
аналогичном солнечному, имеет на главной последовательности све-
тимость около 2- 1О4Л0. Тогда с помощью нашей формулы найдем,
что время жизни звезды с массой 15М0 на главной последовательно-
сти составляет всего 10 млн лет. Та же формула показывает, что у
152
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Таблица 5.2
Продолжительность (в годах) важнейших этапов эволюции звезд
Стадия Масса
1 М® 5М0 10 мо
Формирование 1 • 108 5 106 6 - ю5
Главная последовательность 9-109 6 -107 1 • ю7
Гигант 1 109 1 • 107 1 106
звезд с массой менее 0,8 М©, имеющих светимость менее 0,4 L©, пре-
вращение водорода в гелий длится более 20 млрд лет, что превышает
возраст Вселенной.
На поздних стадиях эволюции звезд с массой более 0,5 М© гелий
в их ядре превращается в углерод: З^Не^^С. Выделяющаяся при
этом энергия соответствует уменьшению массы каждого из ядер ге-
лия примерно на 0,3%. Таким образом, при ядерном «сгорании» 1 кг
гелия выделяется почти втрое меньше энергии, чем при «сгорании»
1 кг водорода. Поскольку на стадии горения гелия светимость звезды
в несколько раз выше, чем на главной последовательности, то ясно,
что гелий в звезде должен выгорать примерно на порядок быстрее,
чем водород. Калорийность других видов ядерного топлива еще мень-
ше, чем у гелия, а светимость звезды при их сгорании еще больше, по-
этому последующие стадии эволюции звезды более скоротечны
(табл. 5.2). Именно поэтому пребывание на главной последовательно-
сти звезд массой более 0,5 М© занимает около 90% их жизни. Естест-
венно, речь идет лишь об активной фазе существования звезды — бе-
лые карлики и нейтронные звезды живут практически вечно (но све-
тят недолго).
5.2.3. Циклы ядерных реакций
Выгорание водорода в звезде происходит очень медленно, в чем лег-
ко убедиться на примере Солнца. Поделив светимость Солнца
(4 • 1026 Вт) на массу его центральной, охваченной ядерными реакция-
ми области (0,1 М© = 2 • 1029 кг), получим среднюю мощность тепловы-
деления на единицу массы «горящего» солнечного вещества:
q = 0,002 Вт/кг. Такое слабое энерговыделение не имеет аналогов сре-
ди бытовых приборов. Например, у обычной лампочки этот параметр
равен 3000 Вт/кг, электроутюг имеет 1000 Вт/кг, и даже ноутбук (с
внутренним источником энергии!) по удельному энерговыделению су-
щественно превосходит Солнце, рассеивая мощность порядка 10 Вт/кг.
5.2. Жизнь звезд
153
Даже человек в спокойном состоянии выделяет тепло в количестве
1 Вт/кг, как звезда-гигант спектрального класса О, и не светится толь-
ко потому, что его масса существенно меньше, чем у звезды.
С чем же можно сравнить слабое (на единицу массы!) энерговыде-
ление Солнца? Оказывается, столько же тепла выделяется при гние-
нии опавших влажных листьев, когда осенью дворники собирают их
в кучи. Так что ядерное топливо в Солнце скорее не «горит», а «тлеет»
или даже «гниет». Еще медленнее происходит ядерное горение водоро-
да у маломассивных звезд: например, красный карлик с массой
0,1 Mq имеет светимость в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, по-
этому у него величина q еще в тысячи раз меньше, чем у Солнца. Но
не будем забывать, что звезды поддерживают свое «тление» миллиар-
ды лет!
Скорость выделения энергии в реакциях ядерного синтеза очень
сильно зависит от температуры, т. е. от интенсивности движения час-
тиц (в этом смысле термоядерные реакции подобны химическим).
Температура в центре Солнца и других звезд нижней части главной
последовательности такова, что лишь малая доля протонов может
преодолеть взаимное отталкивание и сблизиться на расстояния, при
которых преобладают ядерные силы притяжения. Ядрам других эле-
ментов, имеющих в периодической таблице порядковые номера Z\ и
Z2, сблизиться на достаточно малые расстояния еще труднее, ибо по
закону Кулона сила взаимного отталкивания пропорциональна произ-
ведению зарядов ядер (Zj • Z2). Поэтому в звездах нижней части глав-
ной последовательности в реакции вступают лишь ядра легчайших
химических элементов.
Любопытно, что в рамках классической физики ядерные реакции
вообще невозможны: температура в центре звезд для этого слишком
мала (см. табл. 5.1). Для преодоления кулоновского отталкивания при
столкновении двух протонов необходима энергия порядка 1 МэВ.
Вспомнив, что средняя кинетическая энергия частиц газа при темпе-
ратуре 104 К составляет около 1 эВ, мы увидим, что в центре звезд час-
тицы имеют среднюю энергию порядка 1 кэВ. При максвелловском
распределении с температурой ~ 1 кэВ энергией в 1 МэВ обладает до-
ля частиц ~ ехр (-1 МэВ/l кэВ) = е~1000 = 10“434. А поделив массу Солн-
ца на массу протона (2 • 1О30 кг / 1,7 • 10“27 кг), увидим, что в Солнце
всего 1057 частиц, т. е. классическая вероятность взаимодействия двух
протонов в недрах звезд ничтожна! Тем не менее один из основателей
теории внутреннего строения звезд А. Эддингтон, первым написав-
ший о возможности реакции 4Н -> 4Не, не сдавался, когда ему указы-
154
Глава 5. Строение и эволюция звезд
вали на малую вероятность из-за недостаточно высокой температу-
ры, и говорил: «Поищите-ка местечко погорячее!» (явно намекая на ад-
ское пекло). С развитием квантовой механики стало ясно, что Эддинг-
тон прав! Вероятность ядерных реакций увеличивается благодаря
подбарьерному переходу (туннельному эффекту).
В конце 1930-х гг. физики научились рассчитывать скорость энерго-
выделения при слиянии легких ядер, и стало ясно, что у звезд с массой
М < 1,5 Mq превращение водорода в гелий происходит следующим об-
разом. Вначале при столкновении двух протонов (р) образуется ядро
тяжелого водорода (дейтерия, D), состоящее из протона и нейтрона:
р + р -> iD + е+ + v.
В этой реакции рождается нейтрино v, которое беспрепятственно
покидает звезду, и позитрон е+, который сразу же после рождения
сталкивается с одним из многочисленных электронов, и обе частицы
аннигилируют, превращаясь в несколько фотонов: е+ + е" -> у + у. Но-
ворожденное ядро дейтерия, сталкиваясь и сливаясь с протоном, обра-
зует ядро легкого изотопа гелия:
1D + р -> гНе.
Затем при столкновении двух ядер 2 Не образуется неустойчивое
ядро бериллия 4 Be, которое почти мгновенно распадается на два про-
тона и ядро «обычного» гелия с атомной массой 4:
2 Не + гНе -> *Не + 2р.
Если опустить промежуточные продукты этой цепочки реакций,
которую называют протон-протонной цепочкой, или рр-цепочкой, то
мы увидим, что она сводится к превращению четырех ядер водорода
в ядро гелия-4.
У звезд главной последовательности светимость быстро возраста-
ет с массой. Например, у звезды массой 10 М0 светимость превосходит
солнечную почти в 104 раз. Следовательно, в недрах массивных звезд
термоядерные реакции протекают значительно более интенсивно.
А поскольку скорость этих реакций зависит главным образом от тем-
пературы, можно заключить, что чем больше масса звезды главной по-
следовательности, тем выше температура в ее центре. Расчеты моде-
лей звезд с солнечным химическим составом подтверждают это: тем-
пература в центре звезд массой 0,1; 1 и 10 М0 составляет соответствен-
но 5, 14 и 30 млн К. А вот плотность в центре таких звезд, напротив,
убывает с ростом их массы: в центре Солнца она близка к 150 т/м3, а у
звезды с массой 10 М0 примерно в 10 раз меньше (табл. 5.3).
5.2. Жизнь звезд
155
Таблица 5.3
Физические параметры звезд
Параметры: М — масса, R — радиус, р — средняя плотность, рс — централь-
ная плотность, Тс — центральная температура, L — болометрическая светимость.
М,М0 R,R@ р, г/см3 Рс, г/см3 | Тс, 10ьК L,LS | Спектр 1
И- Главная последовательность нулевого возраста
50 11 0,053 2,0 37 5-Ю5 Об
30 8,5 0,068 3,0 36 1,4 -105 08
20 7,2 0,075 5,0 35 5-Ю4 09
15 5,8 0,11 6,2 34 14 000 ВО
10 4,9 0,13 8,9 31 5 000 В2
5 3,5 0,16 20 27 630 В6
2 1,9 0,41 68 21 25 А5
1,5 1,4 0,77 88 18 6 F2
1 0,94 1,7 100 14 0,8 G3
0,5 0,40 11 84 9 0,050 МО
0,3 0,30 16 100 8 0,015 М3
0,2 0,22 26 158 7 0,006 М4
0,15 0,17 39 223 6 0,004 М4
0,1 0,12 81 690 5 0,001 М5
0,085 0,074 290 2 000 4 0,0004 Мб
£ Красный гигант
1,3 , [ 27 1 1 0,0001 1 ' 320 40 , 150 К2
Белый карлик
IL 0-9 | 0,01 | Ю6 ] | 1.6-107 1 8 0,001
Источники: Бисноватый-Коган 1989, с. 279; Ильин, 1985; Bodenheimer, 1989, р. 708;
Friedlander, 1985, р. 403; Kumar, 1963.
В последней реакции рр-цепочки величина Z\Z2 = 4. Казалось бы,
если в звезде идет такая реакция, то должна идти и реакция 2 Не + р,
для которой произведение Z\Z2 = 2. Однако этого не происходит, по-
скольку в природе нет устойчивых ядер с атомной массой А = 5. Содер-
жание трех следующих за гелием элементов: лития, бериллия и бо-
ра — в звездном веществе очень мало, поэтому их столкновения с про-
тонами и последующие ядерные превращения не играют заметной ро-
ли в энергетическом балансе звезды. Шестое место в таблице Менде-
леева занимает углерод, количество которого почти в 107 раз больше,
чем трех предшествующих элементов. Расчеты показывают, что при
температуре выше 10 млн К возможна цепочка реакций, называемая
CNO-циклом, по имени элементов, принимающих в ней участие:
12z~, 13кт 13~ . + .
6С + р —> 7N -> 6С + е + v
13г . „ v 14м
6С + р-> 7n
156
Гпава 5. Строение и эволюция звезд
+ р -> 158О -> '?N + е+ + v
IN + р -> 126С + гНе
Ядра 'yN, и '|О играют в CNO-цикле роль промежуточных
звеньев, так что окончательным итогом этих реакций, как и в рр-це-
почке, оказывается слияние четырех протонов с образованием ядра
гелия. Рождаются также два нейтрино, которые покидают звезду, и
два позитрона, которые тут же гибнут при аннигиляции.
Углерод в CNO-цикле играет роль катализатора: ядро ^С, необхо-
димое для начала процесса, вновь появляется в последней реакции
цикла. Тем не менее обилие этого элемента за время жизни звезды на
главной последовательности уменьшается в сотни раз, и вот по какой
причине. Расчеты показывают, что из 6 реакций, составляющих CNO-
цикл, медленнее всего протекает четвертая реакция: ^N + p-ZIO.
Это приводит к тому, что синтез ядер азота 7 N происходит гораздо
быстрее, чем их превращение в ядра кислорода. Поэтому сразу после
начала работы цикла количество ядер азота в зоне ядерных реакций
начинает накапливаться за счет соответственного уменьшения числа
ядер углерода. Но для звезды в целом скорость уменьшения общего
числа ядер азота зависит не только от скорости протекания четвер-
той реакции цикла, но и от количества таких реакций, а оно будет рас
ти по мере увеличения количества ядер азота в зоне, где эти реакции
Рис. 5.19. Углеродно-азотный цикл синтеза
гелия из водорода (CNO-цикл).
происходят. В какой-то мо-
мент ядер азота станет на-
столько много, что за едини-
цу времени в звезде будет син-
тезироваться и исчезать оди-
наковое число ядер^И — на-
ступит кинетическое равнове-
сие. Пятая и шестая реакции
CNO-цикла протекают сущест-
венно быстрее четвертой реак-
ции, поэтому можно сказать,
что после исчезновения ядра
7N цикл тут же завершается
и происходит рождение ядра
^(Ди ядра 2 Не, разумеется) —
цикл замыкается. Вновь поя-
вившиеся ядра углерода за-
пускают новый виток цикла,
5.2. Жизнь звезд
157
и этот процесс повторяется до тех пор, пока весь водород не превра-
тится в гелий. После того, как установится кинетическое равновесие,
относительное обилие азота и углерода уже не меняется с течением
времени, но при этом оно радикально отличается от исходного — поч-
ти весь углерод превратился в азот. Время, за которое в звезде уста-
навливается кинетическое равновесие, гораздо меньше времени выго-
рания водорода, поэтому у звезд, покидающих главную последова-
тельность, содержание азота в центральной области в сотни раз боль-
ше, чем в оболочке.
В недрах Солнца CNO-цикл дает всего несколько процентов выде-
ляемой энергии, но у звезд с М > 2 М0 в этом цикле происходит прак-
тически все энерговыделение. В реакциях с участием протонов и ядер
углерода величина Z\Z2 = 6, а при столкновении протонов с ядрами
азота ZXZ2 = 7. Значит, температура газа в недрах звезд верхней части
главной последовательности достаточно велика для того, чтобы мог-
ла протекать и реакция 2Не + 2Не -> 4 Be, для которой ZXZ2 = 4. Одна-
ко ядро бериллия дВе неустойчиво: прожив всего 10~16 с, оно распада-
ется на две а-частицы, поэтому в звездах главной последовательно-
сти гелий не «сгорает», а лишь накапливается.
5.2.4. Почему звезда не взрывается?
На первый взгляд, процессы, происходящие в звездном термоядерном
«реакторе», очень напоминают те, что происходят в водородной бом-
бе: оба «устройства» работают на водородном топливе, используя ре-
акции термоядерного синтеза. Однако в бомбе реакция идет неустой-
чиво — поэтому бомба взрывается. А звезда стабильно светит милли-
арды лет, по крайней мере до тех пор, пока весь водород в ее ядре не
превратится в гелий и звезда не покинет главную последователь-
ность. В чем же различие между водородной бомбой и звездой?
На первый взгляд, причина устойчивого протекания термоядерных
реакций в центральных областях звезд не очевидна. В самом деле,
предположим, что в силу случайных флуктуаций центральная темпера-
тура стала чуть больше равновесного значения. Из-за этого увеличит-
ся скорость протекания ядерных реакций и, как следствие, интенсив-
ность выделения тепла. В результате газ должен нагреться еще боль-
ше, должна возрасти скорость ядерных реакций, и т. д. Короче говоря,
должно произойти лавинообразное сгорание водорода, сопровождае-
мое выделением громадного количества энергии, которое могло бы
привести к полному разрушению звезды. Примерно так все и происхо-
дит при взрыве водородной бомбы, но не внутри звезды, и вот почему.
158
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Повышение температуры в недрах звезды приводит к повышению
давления газа, а это нарушает гидростатическое равновесие звезды.
Газ расширяется, приподнимает вышележащие слои и совершает при
этом работу против силы тяготения. На это расходуется внутренняя
энергия газа, поэтому его температура должна уменьшиться. Весь во-
прос в том, что происходит быстрее: возрастает темп ядерных реак-
ций — и тогда взрыв, или же звезда успевает охладиться путем расши-
рения и прийти в новое устойчивое состояние. Аналогичные рассуж-
дения показывают, что если температура в центре звезды станет чуть
меньше оптимальной, то быстрое сжатие восстановит утраченное рав-
новесие. Таким образом, звезда, если она способна быстро реагиро-
вать на изменение темпа термоядерных реакций, будет саморегули-
рующимся термоядерным реактором.
Скорость реакции звезды определяется характерным временем ее
расширения и сжатия (гидродинамическим временем). Если в звезде
поддерживается механическое равновесие, то это время совпадает с
характерным временем сжатия звезды под действием силы тяжести
(время свободного падения). Оценить его легко: ускорение свободного
падения у поверхности звезды равно g = GM/R2, а время, за которое с
таким ускорением частица проходит расстояние, равное радиусу звез-
ды, найдем из формулы R = at212. Отсюда
r-JUL '
wm Тёр
Как видим, это время зависит только от средней плотности звез-
ды и для звезд типа Солнца составляет около 1 часа.
Теперь мы должны оценить характерное время ядерных реакций.
Посмотрим на основные реакции рр-цепочки:
p + p->2H + e+ + v
2Н + р -> 3Не + у
3Не + 3Не 4Не + 2р
десятки миллиардов лет
несколько секунд
несколько миллионов лет
Здесь приведены характерные промежутки времени, в течение ко-
торого ядра водорода, дейтерия и гелия ищут себе партнера по реак-
ции в условиях характерных для ядра Солнца. Первая реакция в этой
цепочке протекает гораздо медленнее остальных, поскольку в ней
требуется превращение протона в нейтрон, управляемое слабым
взаимодействием. Это происходит в 1018 раз медленнее, чем соедине-
ние дейтерия со следующим протоном, которым управляет сильное
5.2. Жизнь звезд
159
взаимодействие. Но
поскольку пропуск-
ная способность лю-
бой магистрали опре-
деляется самым уз-
ким ее местом, имен-
но «десятки миллиар-
дов лет» — характер-
ное время перестрой-
ки ядерного синтеза
Рис. 5.20. Относительные размеры звезд главной по-
следовательности.
в недрах Солнца. Как видим, это несоизмеримо больше времени меха-
нической реакции звезды.
Саморегулировка звезды возможна только потому, что ее расшире-
ние и охлаждение происходит за время, гораздо меньшее характерно-
го времени роста температуры в процессе сгорания водорода. А вот
при взрыве водородной бомбы подобного рода регулировка отсутству-
ет: в ней топливо сгорает быстрее, чем возросшее давление успевает
разметать его. Чтобы добиться этого, конструкторам бомбы пришлось
использовать особые, «быстрогорящие» изотопы водорода — дейтерий
и тритий, термоядерные реакции с которыми происходят без участия
очень медленно работающего слабого взаимодействия.
Итак, для устойчивого горения ядерного топлива в звезде важно,
что повышение температуры приводит к увеличению давления газа.
Но, как мы знаем, давление вырожденного газа очень слабо зависит
от температуры, поэтому если термоядерные реакции протекают в
сильно вырожденном газе, то описанный выше способ саморегуля-
ции не работает, и в центре звезды должен произойти термоядерный
взрыв. Однако у звезд с массой менее 0,5 М0 вырождение столь вели-
ко, что сжатие прекращается раньше, чем температура существенно
возрастает, поэтому гелий вообще не загорается. А у звезд с массой
более 2,3 М0 возгорание гелия происходит в невырожденном газе. За-
то у звезд с массой от 0,5 до 2,3 М0 горение гелия начинается как раз
при наличии сильного вырождения электронного газа. В результате
за считанные мгновения светимость ядра возрастает до значения
~1O1OL0, близкого к суммарной светимости всех звезд нашей Галакти-
ки — это явление называют гелиевой вспышкой. Столь чудовищное
энерговыделение длится всего несколько секунд: при повышении тем-
пературы примерно на 30% газ становится невырожденным, и тут же
начинает работать механизм саморегулировки, переводящий ядер-
ные реакции в режим стационарного «горения».
160
Глава 5. Строение и эволюция звезд
За время вспышки в ядре успевает сгореть лишь 1% гелия, при-
чем светимость звезды при этом почти не меняется: практически вся
тепловая энергия термоядерного взрыва расходуется на совершение
работы против силы тяготения при расширении ядра. Этот эпизод в
жизни звезды можно назвать внутренним взрывом. Он происходит
почти незаметно для наблюдателей, но в эволюции звезды это важ-
ный этап.
5.2.5. После главной последовательности
Когда весь водород в центральной области звезды превращается в ге-
лий, ее ядерный реактор оказывается без топлива: там, где горячо — в
гелиевом ядре звезды, — запас водородного топлива уже исчерпан, а
в наружном слое, где много водорода, температура слишком мала для
его горения. Поэтому, как и в эпоху своей молодости, звезде приходит-
ся сжиматься (рис. 5.21), чтобы компенсировать потери энергии, уно-
симой излучением. При сжатии звезда нагревается, и вскоре ядерные
реакции начинаются в тонком водородном слое, непосредственно
примыкающем к гелиевому ядру. Эту область энерговыделения приня-
то называть слоевым источником. По мере выгорания водорода слое-
вой источник постепенно удаляется от центра звезды, увеличивая
массу лежащего под ним гелиевого ядра.
Расчеты показывают, что и после возникновения слоевого источ-
ника температура внутри звезды увеличивается с глубиной вплоть до
самого центра. А поскольку тепло переносится из более горячих об-
ластей в менее горячие, это означает, что в лишенном термоядерного
источника энергии ядре звезды все равно выделяется тепло. Источни-
ком этого тепла служит медленное сжатие ядра под давлением все но-
вых и новых слоев гелия, образующихся на его поверхности. Посте-
пенно растут плотность и температура в центре звезды, увеличивает-
ся ее светимость. Возрастающий поток энергии от ядра приводит к
расширению оболочки звезды, лежащей над слоевым источником.
При этом эффективная температура звезды уменьшается, и звезда пе-
ремещается по диаграмме Герцшпрунга—Рассела вправо, в область
красных гигантов — холодных звезд большого радиуса.
По мере роста температуры и плотности газа в центре звезды яд-
ра гелия сталкиваются друг с другом все чаще и с большей скоро-
стью. Многие из этих столкновений приводят к формированию ядер
дВе, которые быстро разрушаются. Но когда температура приближа-
ется к 150 млн К, а плотность — к 105 т/м3, промежуток времени меж-
ду столкновениями становится настолько малым, что иногда к не ус-
5.2. Жизнь звезд
161
Рис. 5.21. Эволюционные треки
звезд с исходным химическим со-
ставом, аналогичным солнечному,
рассчитанные с учетом потери
массы в виде звездного ветра
(Schaller et al., 1992). Рядом с тре-
ком звезды массой 9 М® для срав-
нения тонкой линией изображен
трек звезды такой же массы, но с
начальным содержанием тяже-
лых элементов в 20 раз меньше,
чем у Солнца. Тонкие прямые —
линии постоянного радиуса, пунк-
тир — начальная главная последо-
вательность. Для звезды с массой
1 М® расчет доведен до момента
возгорания гелия в центре звезды,
для звезд с массой 2, 3 и 5 М® —
до начала горения углерода, а для
еще более массивных звезд - до
окончания горения углерода в цен-
тральной области Указано нынеш-
нее положение Солнца и некото-
рых ярких звезд, а также положе-
ние звезды Skl-69°202 незадолго
до ее взрыва, породившего вспыш-
ку сверхновой SN 1987А в БМО.
IgTeff(K)
8г>
певшему распасться ядру 4Ве подлетает третье ядро гелия и в реак-
ции 4Be + 2Не —>^С +у превращает его в стабильное ядро углерода с
выделением тепла. Иными словами, у звезды появляется новый источ-
ник ядерной энергии — превращение трех ядер гелия в ядро углерода,
так называемая За-реакция.
Эволюция после возникновения слоевого водородного источника
у звезд разной массы происходит по-разному. Поэтому ниже мы от-
дельно рассмотрим три диапазона масс, внутри каждого из которых
судьбы звезд качественно одинаковы.
5.2.6. Звезды массой менее 0,5 М&
Воспользоваться новым видом ядерного топлива удается не всем звез-
дам. У звезд нижней части главной последовательности плотность в
центре с самого начала велика, а при сжатии гелиевого ядра она
лишь возрастает. В результате у звезд с М < 0,5 М® электронный газ
становится сильно вырожденным еще до того, как температура в цен-
162
Глава 5. Строение и эволюция звезд
тральной области достигнет 150 млн К. Судьбу этих звезд можно пре-
дугадать по аналогии с коричневыми карликами: высокая упругость
вырожденного газа останавливает сжатие звездного ядра, и За-реак-
ция не достигает интенсивности, достаточной для поддержания све-
тимости звезды. Слоевой источник тоже не может долго давать теп-
ло: по мере его удаления от центра звезды оболочка раздувается все
больше, и в конце концов ее внешняя часть вообще покидает звезду.
Ядерные реакции постепенно замирают, и от звезды остается горячее
гелиевое ядро, окруженное легкой, но довольно протяженной оболоч-
кой невырожденного горячего газа. По мере остывания этот газ оседа-
ет на поверхность гелиевого ядра, которое по своим размерам сравни-
мо с Землей, хотя в тысячи раз массивнее ее.
Таким образом, конечным продуктом эволюции звезд с М < 0,5 М®
становятся очень плотные (~1 т/см3) компактные объекты — гелиевые
белые карлики. Давление вырожденного газа почти не зависит от тем-
пературы, поэтому, в отличие от обычных звезд, белые карлики почти
не сжимаются, несмотря на постоянную потерю тепла, и их эволюция
сводится к медленному остыванию.
5.2.7. Звезды массой от 0,5 М® до (8—10) М®
У звезд с М > 0,5 М® вырождение электронного газа еще не наступает
к тому моменту, когда температура поднимается до 150 млн К, и в цен-
тре этих звезд начинается превращение гелия в углерод. Сжатие внут-
ренней области звезды прекращается, поскольку там включился ядер-
ный источник энергии; похожая ситуация была, когда молодая звезда
становилась звездой главной последовательности. Теперь у звезды
есть два источника ядерной энергии: центральный, в котором сгорает
гелий, и слоевой, в котором гелий образуется из водорода. Подстраи-
ваясь под изменившиеся условия, оболочка звезды уменьшается в
размере и немного нагревается. Эффективная температура звезды
возрастает, и звезда покидает область красных гигантов: ее трек на
диаграмме Герцшпрунга—Рассела резко поворачивает влево (см.
рис. 8.14). Пребывание в состоянии с большим радиусом не проходит
для звезды бесследно: в этот период часть вещества оболочки, слабо
связанная с основной массой звезды, истекает в окружающее про-
странство.
После начала За-реакций звезда вступает в довольно продолжи-
тельный период своей жизни, в течение которого в ее недрах накапли-
вается углерод. Когда его концентрация возрастает, некоторая часть
углерода превращается в кислород в ходе реакции Не + С -> О. По ме-
5.2. Жизнь звезд
163
ре выгорания гелия светимость звезды немного увеличивается, а ее
эффективная температура меняется довольно причудливым образом:
на ГР-диаграмме звезда перемещается то вправо, то влево, выписывая
замысловатые петли.
На этом этапе эволюции в звезде возникают радиальные пульса-
ции, причина которых состоит в следующем. Равновесие звезды обес-
печивется балансом противоположно направленных сил: тяготения и
газового давления. Это равновесие устойчиво (иначе звезда не могла
бы существовать!), поэтому небольшое избыточное сжатие звезды
(или расширение) приведет к тому, что давление газа станет больше
(или соответственно меньше) силы тяготения, и вещество начнет дви-
гаться в противоположную сторону, возвращая звезду к равновесно-
му состоянию. По мере приближения к положению равновесия веще-
ство разгоняется и по инерции проскакивает точку равновесия. После
этого направление силы, возвращающей газ к исходному положению,
меняется на противоположное, и она тормозит газ до полной останов-
ки, а затем начинает возвращать его к положению равновесия. Перио-
дическое повторение этих этапов аналогично движению маятника.
Однако сила трения (так физики называют любой процесс дисси-
пации, рассеяния механической энергии) должна быстро гасить слу-
чайно возникшие в звезде пульсации, не позволяя им развиться до за-
метной амплитуды. Тем не менее пульсации звезд наблюдаются.
В 1920-е гг. А. Эддингтон предположил, что при сжатии звезды непро-
зрачность вещества возрастает, «запирая» выходящее наружу излуче-
ние, и это способствует накоплению энергии, которая на стадии рас-
ширения передается газу, компенсируя потери на трение. Но в основ-
ной массе звезды газ почти полностью ионизован, и это, как поначалу
казалось, делает идею Эддингтона неприменимой. Ведь сжатие звез-
ды не только приводит к росту плотности газа, что увеличивает число
атомов на пути фотона, но и вызывает рост температуры, а ионизован-
ный газ при этом становится более прозрачным. Так что в целом сжа-
тие звезды из полностью ионизованного газа делает ее, вопреки мыс-
ли Эддингтона, еще более прозрачной для излучения!
В этой связи российский физик Сергей Александрович Жевакин
(1916-2001) обратил внимание на те области звезд, в которых водород
и гелий, т. е. наиболее распространенные элементы, ионизованы не
полностью. В звездных недрах ионизация водорода происходит при
температуре около 10 000 К, однократная ионизация гелия — при
15 000 К, а двукратная — при 40 000 К. Если сжимать полностью ионизо-
ванный газ, то работа сжимающей силы целиком затрачивается на
164
Глава 5. Строение и эволюция звезд
увеличение кинетической энергии частиц, т. е. на увеличение темпера-
туры газа, но в зонах неполной ионизации температура должна возрас-
тать в меньшей степени, поскольку часть энергии сжатия расходуется
на ионизацию вещества. Расчеты Жевакина (1946-1957) показали, что
благодаря этому эффекту зоны ионизации водорода и гелия могут иг-
рать роль клапана, который, в соответствии с идеей Эддингтона, регу-
лирует поступление лучистой энергии во внешние слои и тем самым
позволяет звездам пульсировать с заметной амплитудой.
Чтобы «раскачать» колебания звезды, оболочка над зоной иониза-
ции должна быть достаточно массивной, поэтому у очень горячих
звезд колебания возбуждаться не могут: их зоны частичной иониза-
ции слишком близки к поверхности. В звездах с очень низкой эффек-
тивной температурой описанный выше механизм также оказывается
неэффективным, поскольку во внешних слоях этих звезд значитель-
ная доля тепла переносится не излучением, а конвекцией. Поэтому
пульсирующие звезды на ГР-диаграмме должны располагаться в об-
ласти, которая имеет вид сравнительно узкой полосы (рис. 6.13). Имен-
но в этой полосе нестабильности наблюдаются цефеиды — перемен-
ные звезды типа 8 Цефея и W Девы (подробнее об этом см. главу 6). Та-
ким образом, цефеиды — это звезды, в центральных областях которых
происходит горение гелия. На этой эволюционной стадии треки звезд
имеют петлеобразную форму и могут несколько раз пересекать поло-
су нестабильности, поэтому цефеидой звезда может быть несколько
раз в жизни, проводя каждый раз внутри полосы нестабильности не-
сколько десятков тысяч лет.
Период пульсаций звезды обычно близок к периоду ее собствен-
ных колебаний, который определяется гидродинамическим време-
нем, а значит, зависит лишь от средней плотности звезды. Большая
разница плотностей у звезд, пересекающих полосу нестабильности в
разных ее частях, объясняет, почему у гигантов-цефеид периоды коле-
баний составляют десятки суток, а у белых карликов — минуты.
У ряда цефеид период пульсаций измеряли в течение длительного
времени с очень высокой точностью, что позволило обнаружить систе-
матическое увеличение или уменьшение периода. Это указывает на из-
менение средней плотности звезды, вызванное изменением ее радиу-
са по мере того, как звезда пересекает полосу нестабильности. В зави-
симости от того, на каком этапе эволюции мы застали звезду, она мо-
жет перемещаться на ГР-диаграмме слева направо или справа налево.
В результате происходит либо увеличение, либо уменьшение ее радиу-
са. Вычисленная по скорости изменения периода пульсаций скорость
5.2. Жизнь звезд
165
изменения радиуса цефеид соответствует предсказаниям теории. Это
подтверждает наши представления о характере эволюции звезд.
Когда гелий в центральной области кончается, лишенное источни-
ков энергии ядро звезды начинает сжиматься, и вскоре температура
и плотность на его внешней границе увеличиваются настолько, что
там загорается гелий. С этого момента ядро окружено двумя слоевы-
ми источниками: во внешнем горит водород, во внутреннем — гелий.
При этом в самом ядре плотность становится столь высокой, что про-
исходит вырождение электронного газа, давление которого останав-
ливает сжатие центральной области. Появление двух слоевых источ-
ников сопровождается увеличением размера звезды и снижением ее
эффективной температуры: на ГР-диаграмме звезда перемещается
вправо вверх, в область красных сверхгигантов, имеющих радиусы от
100 до 1 000 /?о. Структура звезды становится чудовищно неоднород-
ной: по своим размерам вырожденное ядро сверхгиганта всего в 2-3
раза превышает размер Земли, тогда как радиус всей звезды больше
радиуса земной орбиты!
Из расчетов следует, что выгорание ядерного топлива в слоевых
источниках происходит не равномерно, а импульсно, в виде следую-
щих друг за другом коротких (продолжительностью несколько лет)
вспышек большой интенсивности, интервалы между которыми со-
ставляют тысячи лет. Каждая вспышка порождает ударную волну, ко-
торая распространяется наружу и выбрасывает часть оболочки в ок-
ружающее пространство, заметно уменьшая массу звезды. Из-за сво-
его огромного размера оболочка красного сверхгиганта сравнительно
слабо связана с ядром, поэтому такие звезды интенсивно теряют мас-
су и в промежутках между вспышками: их внешние слои сжимаются
и расширяются с характерным временем порядка сотни дней, что
также порождает ударные волны и истечение вещества в окружаю-
щее пространство со скоростью около 10 км/с.
Пульсируют эти звезды по той же причине, что и цефеиды. Как
правило, пульсации красных сверхгигантов происходят не строго пе-
риодически, зато их амплитуда очень велика: в течение одного цикла
радиус звезды меняется в десятки, а светимость — в тысячи раз! Пере-
менность блеска красных сверхгигантов была открыта еще в конце
XVI в.: обнаружив, что звезда о Кита с периодом около 11 месяцев то
появляется на небе, то исчезает, астрономы назвали ее «Мирой», т. е.
«удивительной». Позже выяснилось, что визуальный блеск Миры Кита
меняется от 2т до 10™ звездной величины — в 1600 раз! Сейчас в на-
шей Галактике известно несколько тысяч подобных звезд — их называ-
166
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.22. Окрестности звезды Мира Кита, сфотографированные в 2006 г. ульт-
рафиолетовым телескопом орбитальной обсерватории GALEX (NASA, Caltech)
с экспозицией 3 часа: вверху — общий вид, внизу — фрагмент. Звезда движет-
ся слева направо, она видна как яркая точка в «голове кометы». Светлая дуга
справа от нее — ударная волна в межзвездной среде, слева — газово-пылевой
хвост из потерянного звездой вещества (вблизи Миры видны его плотные по-
токи). Полная длина хвоста — 13 св. лет. Расстояние от крайней левой точки
хвоста до нынешнего положения звезда преодолела примерно за 26 тыс. лет.
ют миридами, но и сама Мира Кита не перестает удивлять астроно-
мов. Во-первых, благодаря близости этой звезды к нам удалось с помо-
щью интерферометра измерить ее радиус, который, как выяснилось,
превосходит радиус Солнца почти в 700 раз, при этом масса Миры при-
мерно такая же, как у Солнца. Во-вторых, Мира оказалась двойной
звездой: ее спутник, белый карлик, окружен аккреционным диском, со-
стоящим из вещества, истекающего с поверхности Миры. В диск попа-
дает лишь малая часть вещества разлетающейся оболочки сверхгиган-
та, а основная часть уходит в пространство. А поскольку Мира движет-
ся относительно окружающего ее межзвездного вещества со скоро-
стью около 130 км/с (что нетипично для мирид), сброшенная звездой
5.2. Жизнь звезд
167
оболочка имеет не сфериче-
скую форму, а тянется за
ней наподобие шлейфа дли-
ной несколько парсек (рис.
5.22).
Перенос тепла в оболоч-
ках красных сверхгигантов
осуществляется конвекци-
ей, которая захватывает об-
ласть от слоевых источни-
ков горения гелия и водоро-
да до фотосферы. В резуль-
тате в нижнюю часть обо-
лочки попадают продукты
термоядерных реакций. По
Да, угл. с
мере того, как наружные
слои оболочки, состоящие
в основном из водорода и
гелия, улетают в окружаю-
щее пространство, атмосфе-
ра звезды все больше обога-
щается прибывшими из
глубины продуктами ядер-
ного синтеза. Именно так
образуются одиночные уг-
леродные звезды — сверхги-
ганты, в спектрах которых
наблюдаются интенсивные
линии молекул CN, С2, SiC2
и некоторых других, что
свидетельствует о высоком
содержании углерода во
Рис. 5.23. Окрестности звезды ТТ Cyg (в цент-
ре), изображенные с помощью радиоинтерфе-
рометра IRAM в линии излучения молекулы
СО (X 2,6 мм). Звезда ТТ Cyg находится на той
стадии эволюции, когда в ее центре сформиро-
валось углеродно-кислородное ядро, окружен-
ное двумя слоевыми источниками, в которых
«горят» водород и гелий. Ядерные реакции в
слоевых источниках протекают в виде кратко-
временных вспышек, разделенных тысячеле-
тиями. Каждая вспышка приводит к разви-
тию конвекции, выносящей углерод и кисло-
род, продукты «сгорания» гелия, во внешние
слои звезды, откуда их уносит звездный ве-
тер. Разлетаясь, вещество остывает, атомы уг-
лерода и кислорода объединяются в молеку-
лы и образуют вокруг звезды оболочку с повы-
шенным содержанием окиси углерода (свет-
лый ободок на снимке).
внешних слоях звезды. Истекающий из атмосфер этих звезд газ посте-
пенно охлаждается. Когда его температура опускается ниже 1500 К,
атомы углерода начинают конденсироваться в мельчайшие пылинки,
активно поглощающие свет: звезда коптит, как заводская труба! Весь-
ма наглядно этот процесс проявляется у переменных звезд типа R Се-
верной Короны — пульсирующих желтых сверхгигантов. У них, кроме
постоянно «дующего» звездного ветра, время от времени происходят
мощные выбросы вещества, приводящие к рождению плотных обла-
168
Глава 5. Строение и эволюция звезд
ков «сажи», которые затмевают звезду, в результате чего ее яркость в
оптическом диапазоне за несколько дней снижается в тысячи раз.
Впрочем, болометрическая светимость звезды во время «пылевой бу-
ри» остается неизменной, поскольку нагревшиеся пылинки переизлу-
чают поглощаемый свет в инфракрасном диапазоне.
К окончанию стадии сверхгиганта, которая длится несколько со-
тен тысяч лет, практически вся оболочка звезды сбрасывается, обна-
жая горячее вырожденное углеродно-кислородное ядро, которое за-
тем остывает и превращается в белый карлик (рис. 5.23). Подробнее об
этом мы расскажем позже, а здесь ограничимся двумя замечаниями.
Во-первых, чем больше масса звезды, тем большую часть своей массы
она теряет в процессе эволюции. Во-вторых, масса белого карлика не
может превышать предел Чандрасекара, приблизительно равный
1,4 MQ (иначе карлик коллапсирует). Именно этими двумя обстоятель-
ствами определяется верхняя граница интервала масс, который мы
рассматриваем в этом разделе (8-10 М©): это начальная масса тех
звезд, у которых к концу эволюции вырожденное углеродно-кислород-
ное ядро не превышает по массе предел Чандрасекара.
Причина того, что нижний предел массы звезд, оставляющих по-
сле себя белый карлик, определяется точно (0,5 Мо), а верхний пре-
дел - приближенно (8-10 Мо), весьма проста. Маломассивные звезды
консервативны: в ходе эволюции они почти не теряют вещество, по-
этому их модели весьма надежны. А эволюция массивной звезды зави-
сит от многих трудно учитываемых факторов: вращения, магнитного
поля, особенностей конвекции, интенсивности звездного ветра и т. п.
Поэтому верхний предел начальной массы предков белых карликов по-
ка определен не вполне точно. Во всяком случае, специалисты счита-
ют, что он определенно лежит в интервале от 8 до 10 М©.
5.2.8. Звезды массой от (8—10) М® до 100 М®
У звезд массой более ЮМ© вырождение электронного газа не препят-
ствует нагреву внутренних слоев до температуры ~109 К, при которой
углерод и кислород могут вступать в разнообразные ядерные реакции
с образованием более тяжелых элементов. Примеры таких реакций:
12^ , 12^ 24»л
бС + 6С ~> 12^g
igNe + ^Не
+ ^Не 168О
168O + 168O^S и т.п.
5.2. Жизнь звезд
169
Дальнейшая эволюция звезды сводится к последовательному «вы-
горанию» все более тяжелых элементов, сжатию ядра и образованию
на его внешней границе новых слоевых источников. Недра звезды ста-
новятся похожими на луковицу, в тонких слоях которой происходит
превращение водорода в гелий, гелия в углерод, и т. д.
После начала ядерных реакций с участием углерода и кислорода
основную часть выделяющейся энергии уносят не фотоны, а нейтри-
но и антинейтрино: при температуре 109 К протекает множество про-
цессов, приводящих к рождению этих частиц, тотчас покидающих
звезду. Например, ядро кремния ^Si может захватить свободный
электрон, испустить нейтрино и превратиться в ядро алюминия Al,
которое неустойчиво и вскоре превращается в исходное ядро ц Si, по-
рождая при этом электрон и антинейтрино. В результате ни кремний,
ни электрон не исчезли, но появились нейтрино и антинейтрино, на
рождение которых ушла часть кинетической энергии свободного
электрона, т. е. тепловой энергии газа. Этот очень важный цикл пре-
вращений получил название урка-процесса. Идея такого названия воз-
никла у Георгия Гамова (1904-1968) и Марио Шенберга (1914-1990),
когда они посетили казино «Urea» в Рио-де-Жанейро и обнаружили,
что при игре в рулетку деньги исчезают так же быстро, как энергия с
потоком нейтрино уносится из звездного ядра. Кроме того, Гамов, как
уроженец Одессы, несомненно, знал, что в России «урками» называют
мелких воришек, так что это название с подтекстом.
Итак, на поздних стадиях эволюции нейтрино весьма эффективно
«крадут» у звезды тепловую энергию, вынуждая ее ядерный реактор
работать на полную мощность, чтобы не дать веществу остыть. Пере-
ход к новому виду ядерного топлива требует увеличения температу-
ры газа, что, в свою очередь, приводит к возрастанию интенсивности
нейтринного излучения. Из-за этого выгорание каждого нового вида
ядерного топлива происходит все быстрее и быстрее: для превраще-
ния углерода и кислорода в элементы группы кремния требуется
несколько сотен лет, а последующее их превращение в железо проис-
ходит за несколько десятков лет.
Чем горячее газ, тем выше средняя энергия рождающихся в нем
фотонов. Когда температура поднимается до миллиарда кельвинов и
начинается горение кремния, в заметном количестве появляются
у-кванты, энергия которых настолько велика, что при столкновении с
ядрами они разбивают их на несколько ядер-осколков. Этот процесс
называют фотодиссоциацией. Осколки тут же вступают в реакции
синтеза, так что «горение» кремния — это на самом деле большая со-
170
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Таблица 5.4
Продолжительность этапов эволюции звезды с массой 25 М®
Стадия Длительность Стадия Длительность
Горение водорода Горение гелия Горение углерода Горение кислорода Горение кремния 7 000 000 лет 500 000 лет 600 лет 6 месяцев 1 день Коллапс ядра Отскок ядра Взрывное горение Разлет оболочки Около 0,1 секунд Несколько миллисекунд Около 10 секунд Около 1 часа
вокупность различных реакций, в которых участвует множество ядер.
Чаще всего у-кванты отщепляют от ядер а-частицы, которые весьма
активно вступают в реакции синтеза из-за их малого заряда, поэтому
главным итогом «горения» кремния оказывается цепочка превраще-
« 28с. 32с 36а 40 г 44гр. 48г 52г 56 м. а
НИИ. 14S1—> igS—> 18Аг —> 20^3—> 22Т1 —> 24^Г—> 26^6 28^1 И Т. Д. Яд-
ро никеля неустойчиво и живет порядка 6 суток, после чего поглоща-
ет один из электронов плазмы и превращается в изотоп кобальта:
2§Ni + е" -» 27С0 + v. Это ядро также неустойчиво и с периодом полу-
распада 0K0™ 77 дней превращается в устойчивое ядро железа:
27С0 + е" -> 2б^е + v-
На фотодиссоциацию ядер расходуется энергия фотона, которая
при его рождении была изъята из тепловой энергии газа. До некоторо-
го момента выделяемая при ядерных реакциях энергия превосходит
затраты энергии на разрушение ядер, но лишь до тех пор, пока у звез-
ды не сформируется железно-никелиевое ядро. Синтез элементов тя-
желее 26 Fe сопровождается уже не выделением, а поглощением энер-
гии, поэтому на фотодиссоциацию начинает расходоваться тепловая
энергия, выделяемая при сжатии внутренних областей звезды. Из-за
этого температура, а вместе с ней и давление газа нарастают слишком
медленно, чтобы компенсировать растущую при сжатии силу тяготе-
ния. В результате нарушается гидростатическое равновесие, и ядро
звезды начинает стремительно сжиматься — коллапсировать. При сжа-
тии газ нагревается до 1010-10n К, и это приводит к мощному вспле-
ску нейтринного излучения. Рожденные в таком процессе нейтрино
удалось зарегистрировать лишь однажды — от знаменитой сверхно-
вой SN 1987А, вспыхнувшей в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке.
Дальнейшее развитие событий и конечная судьба звезды зависят
от многих факторов. Важнейший из них — масса звезды в момент на-
чала коллапса ее железно-никелевого ядра. На финальных этапах эво-
люции она может стать уже в 2-3 раза меньше той массы, с которой
звезда когда-то пришла на главную последовательность, поскольку
5.2. Жизнь звезд
171
Н-горение
Не-горение
С-горение
О-горение
Ne-горение
Si-горение
Fe-ядро
Рис. 5.24. Строение красного сверхгиганта. Звезда с массой более 8-10 М©, на-
ходящаяся на заключительном этапе эволюции, имеет сложное строение, на-
поминающее матрешку. В ядре звезды синтезируются новые элементы — чем
глубже, тем более сложные, вплоть до железа. У значительно проэволюциони-
ровавшего сверхгиганта имеется инертное железное ядро, окруженное горя-
щими оболочками из кремния, неона, кислорода, углерода, гелия и водорода.
массивные звезды постоянно — и порой весьма активно — теряют ве-
щество. Истечение газа с их поверхности происходит со скоростью от
нескольких сотен до нескольких тысяч километров в секунду. Приоб-
ретение газом столь высокой скорости вызвано давлением света: у
звезд с М> 10 Mq светимость на всех стадиях эволюции столь велика,
что давление излучения во внешних слоях превосходит силу тяжести
и заставляет вещество оболочки покидать звезду. Мы помним, что
впервые давление света было экспериментально обнаружено и изме-
рено в 1900 г. русским физиком П. Н. Лебедевым (1866-1912). Звезды
верхней части главной последовательности ежегодно теряют до
3 • 10-6 Mq вещества, а на поздних стадиях эволюции темп потери мас-
сы возрастает еще в 10-30 раз. Чем больше масса звезды, тем больше
ее светимость и, следовательно, мощнее ее звездный ветер. В резуль-
тате более массивные звезды теряют большую часть начальной мас-
сы к тому моменту, когда в их центре образуется и начинает коллап-
сировать железное ядро.
172
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Наличие истекающих оболочек у бело-голубых сверхгигантов бы-
ло обнаружено в 1930-е гг. по присутствию в спектрах этих звезд мощ-
ных эмиссионных линий, которые имеют специфическую форму про-
филя — так называемый профиль типа Р Cygni, поскольку впервые
они были замечены у переменной звезды Р Лебедя. Истечение вещест-
ва из горячих звезд проявляется и в более наглядной форме: в меж-
звездной среде ветры массивных звезд «выдувают» огромные — разме-
ром до десятков парсек — расширяющиеся каверны, заполненные го-
рячим газом (рис. 5.25).
Если бы в ходе эволюции массивные звезды не теряли массу, то
после ухода с главной последовательности они, как и звезды с массой
менее 10Мо, перемещались бы по диаграмме Герцшпрунга—Рассела
слева направо, последовательно превращаясь из голубых сверхгиган-
тов в красные, а затем стали бы двигаться в обратном направлении.
Но внешняя оболочка звезды постепенно разлетается, обнажая все бо-
лее и более горячие слои. Если звезды теряют массу достаточно быст-
ро, то поворот эволюционного трека в обратную сторону произойдет
еще до того, как он достигнет области красных сверхгигантов. У та-
ких звезд в какой-то момент на поверхности оказываются области, в
которых на предшествующих стадиях эволюции протекали термо-
ядерные реакции, что привело к изменению их первоначального хи-
мического состава.
Именно такого рода объекты открыли почти полтора века назад
французские астрономы Ш. Вольф и Ж. Райе. Звезды типа Вольфа—
Райе подразделяют на две группы: судя по спектрам, в поверхностных
слоях звезд первой группы (WN) преобладает гелий и азот, а у звезд
второй группы (WC) — углерод и кислород. Это связано с тем, что у
звезд группы WN на поверхности оказались слои, прошедшие перера-
ботку в водородном слоевом источнике, в котором при работе CNO-
цикла возрастает содержание не только гелия, но и азота (за счет
уменьшения обилия водорода и углерода соответственно). У звезд
группы WC на поверхности оказались слои, которые прошли перера-
ботку не только в водородном, но и в гелиевом слоевом источнике,
что привело к почти полному превращению гелия в углерод и кисло-
род. У звезд обеих групп водорода практически не осталось, хотя в ве-
ществе сброшенной оболочки водород — самый обильный элемент.
Стать звездами типа Вольфа—Райе могут лишь те массивные звезды,
которые по каким-то причинам особенно интенсивно теряют массу в
процессе эволюции. Одной из таких причин может быть наличие у
звезды спутника, тяготение которого способствует истечению вещест-
5.2. Жизнь звезд
173
Рис. 5.25. Газовый пузырь диаметром 3 пк, «раздутый» в туманности NGC 7635
звездным ветром звезды BD +60°2522 спектрального класса Of, удаленной от
нас на 3,4 кпк в направлении созвездия Кассиопея.
ва с поверхности звезды. Вероятно, именно поэтому большинство из-
вестных звезд типа Вольфа—Райе входит в состав двойных систем.
Это обстоятельство, кстати, позволило надежно измерить массы
звезд типа Вольфа—Райе: у детально изученных объектов она лежит
в интервале от 10 до 60 М0.
Вернемся к заключительным этапам жизни массивных звезд. Мы
остановились на том, что в какой-то момент у звезды формируется
железное ядро, которое теряет устойчивость и начинает быстро сжи-
маться. У звезд, имевших на главной последовательности массу менее
примерно 40 М@, коллапсирующее ядро превращается в нейтронную
звезду — объект с массой 1,5-3,0 М0, радиусом около 10 км и средней
плотностью в сотни миллионов тонн в кубическом сантиметре. При
такой плотности вещество в основном состоит из нейтронов; именно
давление вырожденного нейтронного газа уравновешивает гигант-
скую силу тяготения, сжимающую эти компактные тела. Подробнее о
физике нейтронных звезд будет рассказано ниже, а здесь мы рассмот-
рим судьбу внешней части массивной звезды.
В результате коллапса железного ядра примерно за 0,1 секунды в
центральной области звезды образуется почти пустое пространство
размером около 1000 км, в центре которого находится нейтронная
174
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Плотность, г/см3
Диаметр 1,4 млн км
Белый карлик
Газ
Тверд
16
10
Плотность, 106 г/см3
Диаметр 13 000 км
700
.300
Плотность, 1012 г/см3
Диаметр 30 км
Сверхтекучая V
жидкость
Нейтронная звезда
Т Газ
/ Твердое
тело
Твердое тело
и сверхтекучая
нейтронная
жидкость
Рис. 5.26. Нормальная звезда, белый карлик и нейтронная звезда: схема струк-
туры и основные параметры.
звезда. В эту полость устремляется вещество, не успевшее до начала
коллапса превратиться в железо. Еще в 1960-е гг. возникла гипотеза о
том, что, разогнавшись до 100 000 км/с и ударившись о поверхность
нейтронной звезды, это вещество нагревается и порождает мощную
ударную волну, которая устремляется наружу и не только останавли-
вает падение газа, но и заставляет его повернуть вспять. Проходя че-
рез вещество, богатое ядерным топливом, ударная волна «поджигает»
его, так что ядерная энергия подпитывает волну, не давая ей затух-
нуть. По мнению астрофизиков, именно этот процесс приводит к раз-
лету основной массы звезды в окружающее пространство со скоро-
стью тысячи километров в секунду, объясняя феномен вспышек сверх-
новых в момент смерти массивных звезд.
Почти сорок лет астрофизики пытались подтвердить эту краси-
вую идею численными расчетами, последовательно учитывая все бо-
лее тонкие физические процессы, сопровождающие рождение удар-
ной волны и ее взаимодействие с внешними слоями звезды. Расчеты
показали: при коллапсе ядра сферически симметричной звезды масса
сброшенной оболочки должна быть намного меньше наблюдаемой.
Кстати, некоторые астрономические наблюдения действительно ука-
зывают, что взрывы массивных звезд как сверхновых происходят не
сферически симметрично. Скорее всего, асимметрия коллапса желез-
ного ядра и бегущей наружу ударной волны обусловлены тем, что в
момент потери устойчивости ядро звезды вращалось и/или имело
сильное магнитное поле. До начала сжатия ядра центробежная сила
и/или давление магнитного поля могли практически не влиять на
структуру звезды. Но в процессе коллапса радиус ядра уменьшается в
сотни раз, что, в соответствии с законами сохранения углового момен-
5.2. Жизнь звезд
175
та и магнитного потока, должно приводить к росту этих сил в гораздо
большей степени, чем сил гравитации.
Расчет моделей звезд, форма которых отличается от сферической,
требует огромных затрат компьютерного времени и разработки спе-
циальных вычислительных алгоритмов. Кроме того, из наблюдений
пока не удалось получить достоверной информации о скорости вра-
щения центральных областей звезд на поздних стадиях эволюции;
нет надежных данных и об индукции и структуре магнитного поля.
Поэтому попытки создания реалистичных моделей асимметричного
взрыва звезд начали предприниматься лишь совсем недавно. Астроно-
мам предстоит еще много сделать, чтобы добиться количественного
согласия расчетов с наблюдениями.
Нужно отметить, что при моделировании коллапса ядер массив-
ных звезд учет их вращения совершенно необходим, поскольку мно-
гие горячие звезды главной последовательности вращаются вокруг
оси с очень большой скоростью. Обычно на это указывают спектраль-
ные наблюдения, демонстрирующие доплеровское расширение ли-
ний в результате движения одной половины звездного диска к нам, а
другой — от нас. Но в 2002 г. с помощью интерферометра на основе
8-метровых телескопов VLTESO удалось прямо измерить сплюсну-
тость фигуры звезды Ахернар, вызванную ее вращением (рис. 5.27).
У этой звезды спектрального класса ВЗ с массой около 6 М® скорость
вращения на экваторе достигает 250 км/с. Поскольку Ахернар доволь-
но близок к Земле (44 пк), интерферометр уверенно выявил его эллип-
соидальную форму: экваториальный радиус (12,0 /?©) оказался значи-
тельно больше полярного (7,7 7?о), что однозначно связано с действи-
ем центробежной силы.
По причинам, о которых будет сказано ниже, нейтронные звезды
не могут иметь массу свыше 2-3 Мо. Расчеты показывают, что у
звезд, масса которых при рождении превышает 40 Мо, в процессе эво-
люции формируется железное ядро с массой более 3 Мо. Поэтому при
коллапсе таких ядер должны возникать не нейтронные звезды, а чер-
ные дыры. Большинство специалистов полагает, что наблюдаемые ор-
битальными обсерваториями примерно раз в сутки мощные всплески
гамма-излучения продолжительностью свыше 2 с (так называемые
длинные всплески) как раз и возникают при коллапсе ядер массивных
быстровращающихся звезд с превращением их в черные дыры. Расче-
ты показывают, что в этом случае часть вещества коллапсирующего
ядра образует вокруг новорожденной черной дыры массивный аккре-
ционный диск, которой в течение нескольких секунд заглатывается
176
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.27. Форма голубого гиганта
Ахернар (а Эридана), измеренная
интерферометром VLTI (ESO) с ба-
зой от 66 до 140 м в ИК-диапазоне
(2,2 мкм) с экспозицией 20 час. Ввер-
ху: две теоретические модели звез-
ды с наклонами оси вращения к лу-
чу зрения 50° (А) и 90° (В). Слева: на-
блюдаемая форма звезды — эллипс,
вписанный в измеренные точки с их
вероятными ошибками. Отношение
большой и малой осей эллипса —
1,56±0,05. Если учесть эффект проек-
ции, звезда может быть сплюснута
еще сильнее. Рисунки: ESO.
дырой. Процесс дисковой аккреции вещества в дыру сопровождается
выбросом двух газовых струй (джетов) с релятивистскими скоростя-
ми в направлениях, перпендикулярных плоскости диска. Все это про-
исходит внутри оболочки звезды, не успевшей отреагировать на пере-
стройку ядра. Мощные джеты пробивают оболочку звезды и порожда-
ют всплески гамма-излучения, направленные вдоль оси диска. Одно-
временно с этим в плоскости диска возникает ударная волна, которая
распространяется наружу и сбрасывает оболочку звезды, что воспри-
нимается нами как вспышка сверхновой.
Впрочем, известный астрофизик Богдан Пачинский (1940-2007)
предложил называть такие объекты не сверхновыми, а гиперновыми,
поскольку излучаемая при взрыве энергия в этом случае на порядок
больше, чем у «обычных» сверхновых. Например, 19 марта 2008 г. было
зарегистрировано оптическое свечение, последовавшее за гамма-
5.2. Жизнь звезд
177
всплеском GRB 080319В. Астрономы связывают это событие со вспыш-
кой гиперновой в безымянной галактике, удаленной от нас на 7,5 млрд
св. лет. При этом около минуты в созвездии Волопаса была видна
«звездочка» примерно 5т. С такого расстояния подобную яркость мог-
ло обеспечить лишь совокупное излучение почти 10 миллионов галак-
тик, подобных нашей! По оценке специалистов, столь мощным «фейер-
верком» природа отметила гибель звезды с массой около 50 Мо.
Астрономы пока еще не знают точно, как интенсивность звездно-
го ветра горячих звезд меняется со временем и как она зависит от
массы звезды и других факторов. Поэтому указанное выше критиче-
ское значение начальной массы в 40 Мо, разделяющее предков ней-
тронных звезд и черных дыр, не следует воспринимать как точную ве-
личину. Дальнейшие исследования могут передвинуть эту границу.
5.2.9. Звезды массой около 100 MQ
Причиной гибели звезд с начальной массой около 100 Мо служит не
фотодиссоциация ядер железа, а превращение наиболее энергичных
фотонов в электроны и позитроны: у -> е+ + е". Распад у-кванта мо-
жет происходить лишь в окрестности атомного ядра, которому пере-
дается часть импульса и кинетической энергии фотона. Этот процесс
играет заметную роль при температуре Т> 109 К, однако эффектив-
ность рождения электрон-позитронных пар уменьшается при высо-
ких плотностях, когда начинается вырождение электронного газа.
Причина в том, что в невырожденном газе для рождения пары фото-
ну достаточно иметь энергию чуть больше, чем 2гиес2, но в вырожден-
ном газе этого не хватает: все нижние энергетические уровни уже за-
няты, поэтому новорожденный электрон должен иметь достаточно
большую кинетическую энергию.
Когда в центральных областях самых массивных звезд температу-
ра достигает 109 К, газ электронов еще не вырожден, поэтому именно
в таких звездах рождение электрон-позитронных пар играет важную
роль. На образование пар затрачивается тепловая энергия, поэтому,
как и в случае фотодиссоциации железа, упругость газа уменьшается,
и давление газа перестает компенсировать силу гравитации. Цен-
тральные области звезды начинают быстро сжиматься, а их темпера-
тура резко возрастает. К моменту потери устойчивости в централь-
ных областях звезды водород уже превратился в гелий, а тот, в свою
очередь, — сначала в углерод, а затем в кислород. Резкое повышение
температуры «поджигает» кислород, и происходит термоядерный
взрыв, который полностью разрушает звезду, разбрасывая ее вещест-
178
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.28. Массивная звезда ц Киля (ц Саг) в окружении выброшенного ею ве-
щества, образующего туманность «Гомункулус» в форме земляного ореха. Са-
ма звезда почти полностью скрыта внутри туманности. Внешнее сияние обу-
словлено ранее выброшенным веществом, возбужденным последним взры-
вом звезды.
Фото: «Хаббл», NASA.
во в окружающее пространство и не сохраняя ее плотного ядра. Таков
наиболее популярный у теоретиков сценарий гибели самых массив-
ных звезд.
Впрочем, картина их гибели может оказаться и более сложной.
В недавно опубликованных работах рассматривается возможность то-
го, что термоядерный взрыв в центре звезды вначале не полностью
разрушает звезду, а лишь сбрасывает небольшую часть ее оболоч-
ки — около 10% полной массы звезды. После этого гидростатическое
равновесие звезды восстанавливается, однако примерно через тысячу
лет оно вновь нарушается, происходит новый взрыв, и так может по-
вторяться несколько раз, пока звезда не разрушится полностью.
Расчеты, на которых основана эта гипотеза, еще предстоит прове-
рить, но нужно отметить, что звезда ц Киля, которая считается одной
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
179
из самых массивных звезд нашей Галактики (120 Мо), по-видимому,
около тысячи лет назад сбросила часть своей оболочки со скоростью
несколько тысяч километров в секунду. В первой половине XIX в. ее яр-
кость вновь резко возросла, и в 1843 г. видимый блеск звезды дос-
тиг -1т, т. е. она стала второй по яркости после Сириуса звездой на
земном небе. А спустя несколько десятков лет ее блеск упал до 7т. Все
это время звезда интенсивно выбрасывала вещество со скоростью око-
ло 500 км/с, и сейчас она окружена туманностью, получившей прозви-
ще «Гомункулус». Масса этой туманности в несколько раз больше мас-
сы Солнца, т. е. средний темп потери массы в период повышения ярко-
сти звезды превышал 0,01 Мо/год. Есть основания полагать, что ц Ки-
ля — двойная звезда, и это обстоятельство объясняет, почему туман-
ность «Гомункулус» имеет не сферическую, а осесимметричную фор-
му. Пока не ясно, насколько велика роль спутника в наблюдаемых не-
стационарных процессах, но в любом случае не приходится сомневать-
ся, что г| Киля находится на краю гибели, и в течение ближайшего мил-
лиона лет, а может быть, значительно раньше в созвездии Киль вспых-
нет сверхновая, которую можно будет наблюдать даже днем.
Какова наибольшая масса звезды? Ответа на этот вопрос пока
нет. До сих пор астрономам не удалось обнаружить звезду, масса кото-
рой превысила бы 150Мо. Причина этого может быть в том, что та-
кие звезды рождаются очень редко и живут сравнительно недолго,
так что нам просто не повезло: в Галактике таких звезд в нашу эпоху
нет. Однако не исключено, что звезды с М> 150Мо вообще не форми-
руются, поскольку протозвезда по мере роста своей массы так сильно
увеличивает свою светимость, что давление излучения останавлива-
ет аккрецию вещества из оболочки на зародыш звезды после дости-
жения им некоторого максимального значения массы. Остановить ак-
крецию может не только давление света, но и ветер, «дующий» с по-
верхности аккреционного диска, интенсивность которого, как показы-
вают наблюдения, тем выше, чем больше масса протозвезды.
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
В ходе эволюции звезды перемещаются на диаграмме Герцшпрун-
га—Рассела по довольно сложным петлеобразным траекториям; в од-
ну и ту же область диаграммы в разные моменты своей жизни попада-
ют звезды с сильно различающимися массами и начальным химиче-
ским составом. Поэтому однозначно определить массу и возраст от-
дельно взятой звезды по ее положению на ГР-диаграмме, как прави-
ло, не удается. Задача существенно упрощается, если исследуемая
180
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.29. Рассеянное звездное скопле-
ние «Ясли» (М 44, NGC 2632). Происхо-
ждение его названия поясняют стро-
ки древнеримского историка Плиния
Старшего: «В знаке Рака есть две ма-
лые звезды, называемые Ослятами, а
среди них — маленькое облачко, кото-
рое называют Яслями (т. е. кормуш-
кой)».
звезда входит в состав звездного скопления, члены которого по воз-
расту и начальному химическому составу подобны друг другу.
Звездные скопления — это динамически обособленные группы
звезд, связанных силой взаимного тяготения. Традиционно их делят
на шаровые и рассеянные. Первоначально это деление проводилось
по внешнему виду. Рассеянные скопления не имеют правильных очер-
таний и содержат от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд;
большинство шаровых скоплений имеют почти сферическую форму,
а число звезд в них лежит в пределах от десятков тысяч до несколь-
ких миллионов (рис. 5.29, 5.30).
Как выяснилось, главное различие между шаровыми и рассеянны-
ми скоплениями нашей Галактики — их возраст. Все шаровые скопле-
ния очень стары, им от
12 до 14 млрд лет, а рас-
сеянные скопления от-
носительно молоды: по-
давляющему большин-
ству из них менее
1 млрд лет. Очевидно,
что шаровые скопле-
ния — это реликт древ-
ней, по-видимому, пер-
вой популяции звезд-
ных скоплений. Из них
Рис. 5.30 Шаровое звездное
скопление М 10 в созвездии
Змееносца.
*
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
181
Температура поверхности, 1000 К
Рис. 5.31. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела, теоретически рассчитанная для
скопления звезд, имеющих одинаковые начальный химический состав и воз-
раст (по: Bodenheimer, 1989, р. 694). А. С момента формирования прошло 3 • 107
лет. Звезды с массой менее 1 М© еще не закончили сжатие и не достигли на-
чальной главной последовательности (пунктир), а звезды с массой более 7 М©
уже покинули главную последовательность и переместились в область крас-
ных гигантов. Б. При возрасте 8 108 лет все звезды с массой более 2 М© ушли
с главной последовательности. Эволюция после вспышки гелия не показана.
сохранились лишь самые массивные. А рассеянные скопления — это
современная популяция в большинстве своем маломассивных скопле-
ний, которым не суждено прожить долго: теряя одну за другой свои
звезды, они истощаются примерно за 200 млн лет, т. е. за время одного
оборота Солнца вокруг центра Галактики (галактический год). Но, во-
обще говоря, деление скоплений на шаровые и рассеянные довольно
условно, поскольку и шаровые скопления когда-то были очень моло-
ды. Так что нет ничего удивительного в том, например, что в галакти-
ке Большое Магелланово Облако есть звездные скопления, которые по
форме и населенности звездами близки к шаровым, но при этом моло-
же многих рассеянных скоплений нашей Галактики.
Для изучения эволюции звезд важно, что все звезды рассеянного
или шарового скопления родились практически одновременно в од-
ном межзвездном облаке, а значит, все они имеют практически одина-
ковые возраст и начальный химический состав. Звезды в скоплении
эволюционируют независимо друг от друга; чем массивнее звезда, тем
быстрее протекают все этапы ее эволюции: протозвездная стадия,
182
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.32. Диаграмма «цвет — звездная ве-
личина» для звезд рассеянного скопления
Плеяды. Пунктиром показано положение
начальной главной последовательности,
сплошными линиями — изохроны указан-
ного возраста. Часть звезд в средней и
нижней части главной последовательно-
сти лежит выше остальных: это не разре-
шенные телескопом двойные звезды. Их
суммарный блеск выше, чем у одиночных
светил, а цвет практически тот же.
этап молодой звезды, жизнь
на главной последовательно-
сти и т. д. Например, спустя
1 млн лет после начала форми-
рования звезд объекты с мас-
сой менее 0,3 М© еще находят-
ся на протозвездной стадии,
молодые звезды с массой
2,5 М& приблизились к глав-
ной последовательности, а
звезды с массой ЮМ© уже на-
чинают ее покидать. Более мас-
сивные звезды, если они име-
лись в скоплении, находятся
на конечных этапах своей эво-
люции, а звезды с М > 15 М© к
этому моменту уже закончили
свой жизненный путь и превра-
тились в нейтронные звезды
или черные дыры.
Задав исходный химиче-
ский состав звезд, с помощью
численных моделей можно рас-
считать, в каких точках ГР-диа-
граммы будут находиться звез-
ды разных масс к определенно-
му моменту времени t. Если со-
единить эти точки, получится
изохрона — линия равного воз-
раста, которая показывает, как
с теоретической точки зрения
должна выглядеть ГР-диаграм-
ма звездного скопления, воз-
раст всех звезд в котором равен t. За последние десятилетия рассчита-
но множество изохрон, соответствующих разным значениям t и разно-
му начальному составу Измерив по наблюдениям светимость и темпе-
ратуру (или цвет) множества звезд в скоплении и построив по этим
данным его ГР-диаграмму, можно нанести на нее набор теоретических
изохрон и, определив, какая из них наилучшим образом совпадает с
наблюдаемым положением звезд, узнать возраст скопления и химиче-
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
183
ский состав облака, из которо-
го оно образовалось.
На практике поступают
так. Вначале проводят специ-
альное исследование, чтобы
исключить звезды, которые
не принадлежат скоплению, а
лишь случайно видны в проек-
ции на него. (Случайные звез-
ды можно узнать, например,
по характеру их движения в
пространстве, отличному от
движения скопления.) Затем
измеряют блеск звезд скопле-
ния в какой-либо фотометри-
ческой системе, например, в
спектральных диапазонах В и
V. По специальной методике
определяют межзвездное по-
глощение света в направле-
нии на скопление и в соответ-
ствии с этим корректируют
звездные величины В и V. По-
сле этого вычисляют показате-
ли цвета (В - V) и наносят по-
ложение звезд на диаграмму
(И В - V). Для сравнения тео-
Рис. 5.33. Диаграмма «цвет - звездная вели-
чина» для звезд рассеянного скопления Яс-
ли (М 44). Линия — изохрона, соответствую-
щая возрасту 400 млн лет.
ретических данных с наблюдениями для каждой модели звезды рас-
считывают спектральный состав ее излучения и по нему определяют
показатель цвета (В - V) и светимость звезды (Lv) в полосе пропуска-
ния фильтра V. Затем вычисляют абсолютную звездную величину в
фильтре V по формуле
Mv = 68,96 — 2,5 IgLv(BT).
После этого изохроны можно проводить не в «теоретических» коорди-
натах lg L - 1g Teff, а в «наблюдательных» (Mv, В - V).
Исправленный за межзвездное поглощение показатель цвета
(В - V) не зависит от расстояния до звезды (г), поскольку указывает
отношение световых потоков в двух спектральных диапазонах, зато на-
блюдаемая звездная величина — зависит: она связана с абсолютной
184
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.34. Слева: диаграмма «цвет - звездная величина» для звезд шарового
скопления NGC 6723. Справа: схема ГР-диаграммы типичного шарового скоп-
ления. Пунктиром показано продолжение главной последовательности, на ко-
тором уже нет звезд. Светимость субгигантов и красных гигантов поддержи-
вается за счет «горения» водорода в слоевом источнике и сжатия гелиевого
ядра. На горизонтальной ветви находятся звезды, основной источник энергии
которых — превращение гелия в углерод в центре звезды. Звезды левой части
горизонтальной ветви, имеющие меньшую массу, после выгорания гелия в
центре сбрасывают оболочку и превращаются в белые карлики. Более массив-
ные звезды центральной и правой частей горизонтальной ветви после исто-
щения гелия в центре переходят на асимптотическую ветвь гигантов: там рас-
полагаются звезды, светимость которых поддерживается за счет горения ге-
лия и водорода в двух слоевых источниках. В итоге звезды асимптотической
ветви также сбрасывают оболочку и превращаются в белые карлики.
звездной величиной соотношением: Mv = mv + 5 - 51g г (пк). Посколь-
ку размер звездного скопления значительно меньше расстояния до не-
го, можно считать, что все звезды скопления находятся от нас на оди-
наковом расстоянии. Значит, теоретическая изохрона в координатах
(Му, В - V) и диаграмма скопления в координатах (гну В-V) должны
быть идентичны по форме, но смещены друг относительно друга по ор-
динате на величину Му — mv = 5 - 51g г, которую астрономы называют
модулем расстояния.
Подбирая изохрону, похожую по форме на наблюдаемую диаграм-
му скопления, и определяя, насколько их нужно сместить по верти-
кальной оси до полного совпадения, астрономы определяют возраст
скопления (по форме изохроны) и расстояние до него (по ее смеще-
нию). Точность этого метода — около 10% по расстоянию и 25% по воз-
расту.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
185
На рис. 5.32 и 5.33 приведены диаграммы (mv, В- V) рассеянных ско-
плений Плеяды и Ясли, а также наилучшим образом подобранные для
них изохроны. Большинство звезд в Плеядах лежит вблизи начальной
главной последовательности, хотя звезды с массами свыше 2,5 М0 уже
заметно отошли от нее. Вероятно, в этом скоплении никогда не было
звезд с массой М > 5,5 М0, иначе при возрасте Плеяд около 90 млн лет
там должны были бы наблюдаться красные гиганты и сверхгиганты.
Скопление Ясли более старое — его возраст около 700 млн лет, и в нем
звезды с массами М > 2 М0 уже израсходовали водород в центральных
областях и находятся на пути в область красных гигантов. В более ста-
рых рассеянных скоплениях наблюдается довольно много красных
звезд высокой светимости и даже белые карлики, в которые успели
превратиться наиболее массивные из звезд.
Диаграммы «цвет—светимость» для звезд шаровых скоплений име-
ют весьма характерный вид: на них отсутствуют массивные звезды
главной последовательности, зато очень много красных гигантов. Сле-
довательно, возраст шаровых скоплений существенно больше, чем
рассеянных. На рис. 5.34 показана диаграмма «цвет—светимость» ша-
рового скопления NGC6723, имеющего возраст около 10 млрд лет.
В нем звезды с массами менее 0,9 М0 еще находятся на главной после-
довательности, причем звезд нижней части главной последовательно-
сти мы не видим из-за их низкой светимости и большой удаленности
скопления. Ветвь гигантов состоит из звезд, сравнительно недавно по-
кинувших главную последовательность; их светимость обеспечивает-
ся горением водорода в слоевом источнике. Когда в центре звезды за-
горается гелий, ее эволюционный трек резко поворачивает влево, по-
этому звезды шарового скопления на этой стадии эволюции образу-
ют горизонтальную ветвь. Другая характерная деталь диаграммы ша-
ровых скоплений — асимптотическая ветвь гигантов. Ее образуют
звезды, у которых уже сформировалось углеродное ядро и появился
гелиевый слоевой источник.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
5.4.1. Белые карлики
В 1844 г. немецкий математик и астроном Фридрих Бессель (1784—
1846) обнаружил, что Сириус движется относительно соседних звезд
не по прямой, а по волнообразной линии (рис. 5.35). Бессель предполо-
жил, что Сириус является двойной системой и наблюдаемая криволи-
нейная траектория складывается из орбитального движения звезды с
186
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Рис. 5.35. Траектории компонентов двойной звезды Sirius А + Sirius В в XX в.
периодом около 50 лет и прямолинейного перемещения двойной сис-
темы в пространстве. Спутник Сириуса Бессель разглядеть не смог.
Его обнаружил в 1862 г. американец Алван Кларк (1804-1887). Назван-
ная Сириусом В, эта белая звездочка оказалась не такой уж слабень-
кой (8,6™), но заметить ее рядом с ярким Сириусом А очень сложно.
Дальнейшие исследования показали, что масса Сириуса В почти та-
кая же, как у Солнца, но радиус всего 19 000 км, что говорит о необы-
чайно высокой средней плотности этой звезды. Артур Эддингтон в
своей книге «Звезды и атомы» (1928) так описывал впечатление, кото-
рое произвело на астрономов это открытие: «Сообщение спутника Си-
риуса после его расшифровки гласило: „Я состою из вещества, плот-
ность которого в 3000 раз выше, чем все, с чем когда-либо приходи-
лось иметь дело; тонна моего вещества — это маленький кусочек, ко-
торый умещается в спичечной коробке". Что можно сказать в ответ
на такое послание? В 1914 г. большинство из нас ответило так: „Пол-
но! Не болтай глупостей!"».
Между тем еще раньше столь же малое значенйе радиуса было по-
лучено для бело-голубой слабенькой звездочки 40 Эридана В, но это
списали на неточность определения параметров звезды. Чтобы под-
твердить аномально малые размеры белых карликовых звезд, Эддинг-
тон предложил измерять их радиусы принципиально новым методом,
основанном на эффекте гравитационного красного смещения. В нача-
ле XX в. Эйнштейн отметил, что, улетая с поверхности звезды, свето-
вые кванты совершают работу против сил тяготения, в результате че-
го их энергия должна уменьшаться, а длина волны — возрастать. Этот
эффект тем сильнее, чем больше потенциал силы тяготения на по-
верхности звезды (GM/R).
В 1925 г. Уолтер Адамс (1876-1956) обнаружил, что линии в спек-
тре Сириуса В действительно смещены в красную сторону спектра на
величину, предсказанную Эддингтоном, который по этому поводу за-
метил, что «профессор Адамс одним камнем убил двух птиц», подтвер-
див как общюю теорию относительности Эйнштейна, так и существо-
вание сверхплотных звезд.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
187
Через год после открытия
Адамса англичанин Ральф Фау-
лер (1889-1944) показал, что в
белых карликах силам тяготе-
ния противостоит давление вы-
рожденного электронного газа,
необычные свойства которого
были предсказаны за несколько
месяцев до этого итальянским
физиком Энрико Ферми
(1901-1954). Фаулер нашел, что
давление вырожденного элек-
тронного газа меняется в зависи-
мости от плотности по закону
Р - р5/3 и практически не зави-
сит от температуры, пока она ни-
же температуры вырождения Гр
Но из этого следовало, что чем
Рис. 5.36. Субраманьян Чандрасекар.
больше масса белого карлика, тем меньше его радиус и выше плот-
ность. Результат выглядел парадоксально, поскольку к тому времени
уже было известно, что звезды главной последовательности при боль-
шей массе имеют большие радиусы и меньшие плотности. Но астроно-
мические наблюдения подтвердили предсказанную для белых карли-
ков зависимость размера от массы.
В 1931 г. Субраманьян Чандрасекар (1910-1995) доказал, что при
плотности более 1 т/см3 средняя скорость движения вырожденных
электронов приближается к скорости света и ее дальнейший рост за-
медляется, поэтому и давление вырожденного электронного газа в
этом случае медленнее растет с увеличением плотности (Р ~ р4^3).
Учет этого факта привел Чандрасекара к выводу, что радиус белого
карлика стремится к нулю, когда его масса приближается к опреде-
ленной предельной величине (названной позже пределом Чандрасека-
ра, Мсь)- Вскоре к этому результату независимо пришел и наш сооте-
чественник Лев Ландау (1908-1968). Оказалось, что ни один белый
карлик не может иметь массу более Мсь ~ 1Л М® (точное значение за-
висит от химического состава). Давление вырожденного электронно-
го газа не в состоянии удержать в равновесии более массивное тело.
Чандрасекар заключил, что характер эволюции звезд большой и ма-
лой массы должен существенно различаться, «поскольку звезда боль-
шой массы не может пройти через стадию белого карлика».
188
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Теперь мы знаем, что в белые карлики превращаются ядра
тех звезд, которые имели на главной последовательности массу
М< 10 Mq. В зависимости от значения М конечным продуктом эволю-
ции этих звезд будет либо гелиевый, либо углеродно-кислородный бе-
лый карлик с массой не более 1,4 М0. Все остальное вещество уносит
звездный ветер, обогащая межзвездную среду элементами, которые
были синтезированы в недрах звезды, а затем вынесены конвектив-
ными потоками к поверхности.
Когда горячее ядро звезды впервые проглядывает сквозь разле-
тающуюся оболочку красного гиганта, его эффективная температура
превышает 100 000 К, а светимость многократно превосходит солнеч-
ную. Мощное ультрафиолетовое излучение центрального объекта на-
гревает окружающий разреженный газ, ионизует его и заставляет яр-
ко светиться. Такова природа планетарных туманностей, обнаружен-
ных В. Гершелем (1738-1822) в конце XVIII в. По внешнему виду эти ту-
манности напоминали диски далеких планет, что и побудило Гершеля
назвать их «планетарными» (см. главу 7).
Горячий газ планетарной туманности расширяется со скоростью
около 30 км/с. По мере расширения интенсивность его свечения пада-
ет, и примерно через 10 тыс. лет он перестает быть видимым. В цен-
тре всех планетарных туманностей наблюдаются яркие горячие звез-
ды спектрального класса О, которые довольно быстро остывают: за
время жизни туманности их эффективная температура уменьшается
примерно вдвое, а светимость — в несколько тысяч раз. Отсюда следу-
ет, что в процессе остывания эти звезды уменьшают свой радиус при-
мерно в 300 раз: от 10 /?0 до 0,03 /?0. Это дало основание Б. А. Воронцо-
ву-Вельяминову (1904-1994) предположить, что ядра планетарных ту-
манностей, остывая, становятся белыми карликами.
В 1948 г. советский астрофизик С. А. Каплан (1921-1978) впервые
рассчитал, насколько быстро должны остывать звезды, в которых си-
ле гравитации противостоит давление вырожденного электронного
газа. Современная теория предсказывает, что состоящее из углерода
ядро планетарной туманности с массой 1 М0 через 8 млн лет после
своего рождения имеет эффективную температуру около 50 000 К,
светимость 0,7 L0 и радиус 5700 км, что на 700 км меньше радиуса
Земли. В это время звезда выглядит скорее голубой, чем белой, и
лишь миллиард лет спустя ее эффективная температура приближает-
ся к 10 000 К и цвет поверхности воспринимается глазом как белый.
К этому моменту светимость звезды, которую теперь с полным пра-
вом можно назвать белым карликом, падает до 0,001 L0. Спустя еще
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
189
6 млрд лет температура уменьшается до 6 000 К, так что звезда приоб-
ретает желтый цвет. Через 9 млрд лет после своего рождения карлик
имеет светимость 3-10“6 L© и Те^ = 3 000 К, что соответствует тем-
но-красному цвету. При этом его радиус равен 5400 км, т. е. всего
на 5% меньше того, который звезда имела при Те^ = 50 000 К; это
следствие слабой зависимости давления вырожденного газа от темпе-
ратуры.
По традиции все компактные звезды, равновесие которых поддер-
живается вырожденным электронным газом, сейчас называют белы-
ми карликами, хотя, как мы видели, их цвет может быть самым раз-
ным: от бело-голубого до красного. Более того, примерно через
10 млрд лет после своего рождения эти звезды настолько остывают,
что вообще перестают светить в оптическом диапазоне. Так что «белы-
ми» эти карлики названы только потому, что первые представители их
семейства — Сириус В и 40 Эридана В — оказались белого цвета.
5.4.2. Углеродные белые карлики
Изучение белых карликов — увлекательное, но далеко не простое де-
ло. Низкая светимость препятствует их обнаружению вдали от Солн-
ца. Высокая плотность их атмосферы вызывает расширение спек-
тральных линий, затрудняющее анализ спектров. Тем не менее и в
этой области астрофизики наблюдается непрерывный прогресс. Ис-
следования последних двух лет принесли открытие углеродных белых
карликов, пульсирующих подобно цефеидам.
До недавнего времени наблюдения свидетельствовали о существо-
вании двух типов белых карликов: у одних внешний слой в основном
состоит из водорода (таких около 80% от числа всех обнаруженных),
у других внешний слой в основном состоит из гелия, так как отсутст-
вует водородная оболочка (таких около 20%). В 2007 г. Патрик Дюфур
и Джеймс Либерт (Patrick Dufour, James Liebert, Аризонский универси-
тет, США) открыли белые карлики третьего типа — с углеродной обо-
лочкой. У этих горячих углеродных белых карликов отсутствуют как
водородная, так и гелиевая оболочка — обнаженным оказывается еще
более глубокий углеродный слой. Причина этого не вполне понятна.
Было высказано предположение, что эти объекты — наиболее массив-
ные представители белых карликов, остатки тех звезд, чьи массы бы-
ли близки к критической
Расчеты М. Монтгомери, К. Вильямса и С. Дедженнаро (М. Н. Mont-
gomery, К. A. Williams, S. DeGennaro, Техасский университет, США) по-
казали, что у белых карликов с массами, близкими к критической, воз-
можны пульсации. Мы уже знаем, что пульсирующие звезды интерес-
ны тем, что по характеру пульсаций можно судить о процессах, проис-
ходящих в их недрах. Методы звездной сейсмологии сегодня стреми-
тельно развиваются и обещают дать столь же детальную картину
внутреннего строения звезд, какую получают геологи, изучая с помо-
щью сейсмических волн внутреннее строение Земли. Поэтому астроно-
мы начали систематическое изучение углеродных белых карликов с
помощью 2,1-метрового телескопа «Отто Струве» обсерватории Мак-
Дональд (McDonald Observatory). В 2008 г. звезда SDSS J 142625.71 +
575218.31 * показала регулярные колебания интенсивности излучения
примерно на 2% с периодом 8 минут. Этот белый карлик, находящийся
на расстоянии около 250 пк от Земли, имеет массу около 1 М0 и диа-
метр меньше земного. При температуре поверхности около 20 000 К
его светимость всего около 1,7 • 10“3 L0.
Исследователи предполагают, что причиной пульсаций может
быть «клапанный» механизм, который мы уже обсуждали в связи с це-
феидами (раздел 5.2.7). У цефеид роль клапана для идущего снизу из-
лучения играет слой частично ионизованного гелия под их поверхно-
стью. В результате оболочка звезды периодически нагревается и осты-
вает, испытывая при этом периодическое расширение и сжатие. В уг-
леродном белом карлике роль клапана может играть слой частично
ионизованного углерода. Впрочем, возможны и другие причины пуль-
саций. Поэтому дальнейшие поиски и исследования таких звезд необ-
ходимы. Кроме того, изучая их, можно будет понять причины, вызвав-
шие удаление водорода и гелия с поверхности этих звезд и оголение
их углеродных недр.
5.4.3. Белые карлики в двойных системах
Судьба белого карлика может быть совсем иной, если он входит в со-
став тесной двойной системы и своим мощным тяготением «высасы-
вает» вещество из соседней звезды. Рассмотрим довольно распростра-
ненный случай: двойная система, состоящая из углеродно-кислород-
ного белого карлика и «обычной» звезды, в поверхностных слоях кото-
рой преобладают водород и гелий. К системам такого типа относится,
например, Мира Кита. Накапливаясь на поверхности белого карлика,
1 SDSS — Sloan Digital Sky Survey, Слоановский цифровой обзор неба — предпри-
нятый в 2000-2005 гг. на средства фонда Альфреда П. Слоана глубокий много-
цветный и спектральный обзор неба с помощью 2,5-метрового телескопа в Апа-
че Пойнт (штат Нью-Мексико, США).
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
191
аккрецируемое вещество уплотняется и нагревается, создавая водо-
родно-геливую оболочку вокруг вырожденного ядра. В какой-то мо-
мент температура у нижней границы оболочки достигает величины,
при которой начинаются термоядерные реакции, синтезирующие из
водорода гелий, а из гелия — углерод и кислород. Происходит своеоб-
разная «реанимация» белого карлика: с этого момента его светимость
поддерживается термоядерными реакциями.
Ядерное горение в оболочке белого карлика может протекать ли-
бо спокойно, либо нестационарно. Это зависит от многих причин:
темпа аккреции, центральной температуры белого карлика в момент
начала аккреции и т. д. Нестационарное ядерное горение, по сути де-
ла, представляет собой термоядерный взрыв в оболочке, в результате
которого происходят резкое повышение светимости звезды и сброс
наружных слоев газа. Но взрыв не является катастрофическим — он
не разрушает ни белый карлик, ни соседнюю звезду. После взрыва
продолжается аккреция, и у белого карлика формируется новая обо-
лочка, богатая водородом и гелием; спустя некоторое время это
вновь приводит к термоядерному взрыву. Такой цикл может повто-
ряться много раз, а интенсивность взрывов и интервалы между ними
могут сильно различаться у разных двойных систем в зависимости от
их параметров. Подобного рода процессы ответственны за наблюдае-
мые вспышки новых, новоподобных, симбиотических, катаклизмиче-
ских и некоторых других нестационарных звезд — все это двойные
системы, в которых происходит аккреция вещества звезды-спутника
на белый карлик (подробнее об этом рассказано в главе 8).
Но даже после самого мощного взрыва выбрасывается не вся обо-
лочка, а только ее часть, поэтому масса белого карлика со временем
увеличивается. В какой-то момент она может превысить предел Чанд-
расекара MCh ®1,4 М0, и белый карлик, потеряв устойчивость, начнет
коллапсировать. Всего за несколько секунд сжатия его центральная
область нагревается до температуры более 109 К, что приводит к рез-
кому возгоранию углеродно-кислородной смеси. При этом выделяет-
ся тепловая энергия порядка 1044 Дж, что приводит к полному разле-
ту вещества звезды в окружающее пространство.
Астрономы уверены, что по крайней мере часть вспышек сверхно-
вых звезд обусловлена именно этим механизмом. С точки зрения на-
блюдений взрыв белого карлика отличается от взыва ядра массивной
звезды тем, что у звезды есть мощная водородная оболочка, которая
сбрасывается при взрыве ядра и проявляет себя сильными линиями
водорода в спектре (сверхновая II типа). А при взрыве белого карлика
192
Глава 5. Строение и эволюция звезд
линий водорода не видно (сверхновая I типа), поскольку его очень ма-
ло на поверхности взрывающейся звезды (подробнее об этом рассказа-
но в главе 10).
5.4.4. Нейтронные звезды
Белые карлики были обнаружены случайно, и лишь позже выясни-
лась их удивительная физическая природа. А с нейтронными звезда-
ми все произошло наоборот: их открыли «на бумаге», но затем доволь-
но долго не могли найти на небе.
В 1932 г. английский физик Джеймс Чедвик (1891-1974) обнару-
жил нейтрон — нейтральную частицу с массой чуть больше, чем у
протона (1,7 • 10-27 кг). Два года спустя, обсуждая природу сверхновых
звезд, астрономы Вальтер Бааде (1893-1960) и Фриц Цвикки
(1898-1974) высказали предположение, что вспышка сверхновой зна-
менует окончание жизни массивной звезды. Они писали: «Со всеми
соответствующими оговорками мы высказываем гипотезу, что сверх-
новые представляют собой переходную стадию от обычных звезд к
нейтронным звездам, которые в конечной стадии состоят из исключи-
тельно плотно упакованных нейтронов». Вероятно, Бааде и Цвикки ис-
ходили из следующего предположения: если давление вырожденного
электронного газа не может уравновесить звезду, то она начнет сжи-
маться, и это сжатие приведет к столь большим плотностям, что про-
тоны и электроны сольются и образуют нейтроны.
Выражение «плотно упакованные нейтроны» означает, что рас-
стояние между ними сравнимо с их собственным размером
(3 • 10“15 м); именно так упакованы нейтроны и протоны в атомных яд-
рах. При этом объем, приходящийся на один нейтрон, составит около
3 • 10“44м3. Разделив массу нейтрона на этот объем, получим ожидае-
мую плотность вещества нейтронной звезды (и атомного ядра) — по-
рядка 100 000 000 т/см3! При такой плотности звезда с солнечной мас-
сой должна иметь радиус около 10 км. Эту простую оценку подтверди-
ли расчеты, выполненные в 1935 г. американским физиком Робертом
Оппенгеймером (1904-1967) и канадским физиком Георгием Волко-
вым (1914-2000). Они учли, что при высокой плотности нейтронный
газ должен быть вырожденным и своими свойствами напоминать газ
вырожденных электронов. Поэтому, как и в случае белых карликов,
более массивные нейтронные звезды должны иметь меньший размер.
Если бы вещество нейтронной звезды можно было рассматривать
как идеальный газ и пользоваться при этом теорией гравитации Нью-
тона, то у нейтронных звезд тоже существовал бы «Чандрасекаров-
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
193
1015
1014
ю13
ю12
ю11
1010
ю9
ю8
ю7
106
ю5
ю4
103
ю2
10
10’1 -
10‘2 -
10’3 -
Нейтронная звезда
Центр белого карлика
Центр красного гиганта
Центр Солнца
Ртуть
Железо
Вода
Пенопласт
Воздух в комнате
Рис. 5.37. Плотности обычного веще-
ства и вещества звездных недр
s
1
ский» предел массы, равный 5,7 М0.
Однако тяготение на поверхности
нейтронной звезды так велико, что
следует использовать теорию грави-
тации (общую теорию относитель-
ности) Эйнштейна. С учетом этого
Оппенгеймер и Волков оценили, что
максимальная масса тела из идеаль-
ного нейтронного газа равна всего
0,7 М0.
Однако эта оценка требовала
уточнения. Если нейтроны упакова-
ны столь же плотно, как в атомном
ядре, между ними должны действо-
вать столь же мощные ядерные си-
лы. Поэтому вещество нейтронной
звезды по своим свойствам больше
похоже на жидкость, чем на газ, а
внешняя оболочка, как показал рас-
чет, представляет собой даже твер-
дое тело - кору, над которой про-
стирается тонкая, протяженностью
всего около метра, атмосфера (см.
рис. 5.26). При плотности ~1015 г/см3
расстояние между нейтронами дол-
жно быть меньше их размера, а это значит, что вещество представля-
ет собой конгломерат кварков, из которых в обычных условиях состо-
ят нуклоны. Информацию о свойствах вещества при ядерной плотно-
сти получают из экспериментов по столкновению элементарных час-
тиц на ускорителях, но пока эти свойства изучены недостаточно пол-
но. Поэтому неопределенность значения максимальной массы ней-
тронных звезд пока велика: Mmax = (L5 - 2,5) М0.
Минимальная масса нейтронных звезд известна с большей точно-
стью. Наличие нижнего предела массы обусловлено тем, что свобод-
ные нейтроны неустойчивы и распадаются на протон и электрон (забу-
дем про антинейтрино), причем кинетическая энергия образовавших-
ся частиц равна разности масс покоя нейтрона и протона+электрона
(£к = Дгис2). Рассмотрим холодный нейтронный газ, сжатый до высо-
кой плотности. Нейтроны постепенно начнут распадаться, и вскоре
мы будем иметь смесь, состоящую из нейтронов, протонов и электро-
194
Глава 5. Строение и эволюция звезд
нов. По мере распада нейтронов концентрация электронов и протонов
будет возрастать, и в какой-то момент электроны заполнят все энерге-
тические состояния с энергией меньше Е^. Начиная с этого момента
нейтроны перестанут распадаться, поскольку рождающиеся электро-
ны не могут иметь энергию больше Е^, а все нижележащие энергетиче-
ские уровни ими уже заняты. Таким образом, нейтронный газ может
долго существовать лишь в присутствии достаточно плотного газа из
электронов и протонов. Расчеты показывают, что это возможно в те-
лах, у которых центральная плотность превышает 1,5 • 1014 г/см3. Ней-
тронная звезда с такой центральной плотностью будет иметь мини-
мально возможную массу — около 0,1 Мо и максимально возможный
радиус — около 150 км.
5.4.5. Поиск нейтронных звезд
Астрономы долго не приступали к поиску нейтронных звезд, полагая,
что даже если эти «экзотические плоды теории» существуют в приро-
де, то из-за малой площади поверхности они имеют настолько малую
светимость, что обнаружить их невозможно. Действительно, звезда
радиусом 10 км с температурой поверхности 104 К даже на расстоя-
ние Проксимы Кентавра будет иметь блеск всего 22,5™. Но интерес к
этим объектам резко возрос в начале 1960-х гг., когда начались внеат-
мосферные рентгеновские наблюдения и была высказана идея, что
нейтронные звезды можно обнаружить в двойных системах по их
рентгеновскому излучению, которое возникает при перетекании ве-
щества обычной звезды на нейтронную.
Одиночную нейтронную звезду в принципе тоже можно заметить.
Сразу после рождения температура в центре нейтронной звезды пре-
Рис. 5.38. Одиночная нейтронная звез-
да RX J185635-3754 в созвездии Южная
Корона, удаленная от нас приблизи-
тельно на 130 пк. Это шар диаметром
около 28 км, поверхность которого на-
грета до 670 000 К. Его крайне слабое
(V = 25,6™) тепловое оптическое излуче
ние удалось зарегистрировать в 1997 г.
с помощью космического телескопа
«Хаббл» (NASA). Поиск звезды в оптиче-
ском диапазоне начали после того, как
в 1992 г. спутник ROSAT обнаружил теп-
ловое рентгеновское излучение этого
объекта.
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды
195
Рис. 5.39. Крабовидная туманность (Ml) - остаток вспышки сверхновой
1054 г. На увеличенном фрагменте справа отмечено положение нейтронной
звезды, оставшейся на месте взрыва. Ее излучение, наблюдаемое во всех спек-
тральных диапазонах, имеет синхротронную природу т. е. обусловлено спи-
ральным движением релятивистских электронов в магнитном поле. Левый
снимок: «Хаббл» (NASA). Правый снимок: 8-метровый телескоп VLT ESO, Чили.
вышает 10 млрд К, а температура поверхности близка к 10 млн К. По-
ток нейтрино, а затем фотонов быстро охлаждают звезду, и примерно
за 10 тыс. лет ее эффективная температура опускается до миллиона
градусов. К этому моменту светимость нейтронной звезды близка к
солнечной, но в основном это рентгеновское излучение. Недавно были
обнаружены рентгеновские и оптические объекты, похожие на осты-
вающие нейтронные звезды (см. главу 9). В оптическом диапазоне они
выглядят как голубоватые звездочки 22—25™ (рис. 5.38).
В качестве исторического урока заметим, что оптическое излуче-
ние нейтронных звезд было обнаружено еще в 1942 г., но, как выясни-
лось, оно не связано с процессом остывания. Исследуя Крабовидную
туманность — остаток сверхновой, вспышка которой наблюдалась на
Земле в 1054 г., Вальтер Бааде обратил внимание на голубоватую звез-
дочку 16™ близ центра туманности (рис. 5.39). В спектре этой звезды
Бааде не обнаружил ни одной линии; интуиция подсказала ему, что
этот необычный объект и есть остаток взорвавшейся звезды. Разга-
дать природу излучения удалось лишь 30 лет спустя.
В 1967 г. английские радиоастрономы обнаружили объект, кото-
рый излучал короткие радиоимпульсы продолжительностью 0,05 с со
строгим периодом около 1,34 с. Вскоре было открыто еще несколько
радиоисточников такого типа, посылавших короткие импульсы с
196
Глава 5. Строение и эволюция звезд
очень стабильным периодом; их назвали радиопульсарами. Вскоре
американский астрофизик Томас Голд (1920-2004) выдвинул предпо-
ложение, что радиопульсары — это быстровращающиеся нейтронные
звезды. При этом он опирался на идеи, высказанные незадолго до от-
крытия пульсаров российским радиоастрономом Николаем Семенови-
чем Кардашевым (р. 1932) и итальянским астрофизиком Франко Пачи-
ни (р. 1939), указавшими, что нейтронные звезды могут очень быстро
вращаться и иметь магнитное поле напряженностью до 1012 Гс. Это
следует из самых общих законов физики — закона сохранения момен-
та импульса и закона сохранения магнитного потока в проводящей
среде. В соответствии с ними при сжатии звезды (или ее ядра) долж-
ны возрастать как скорость вращения, так и напряженность магнитно-
го поля.
Идея Т. Голда состояла в том, что мощное магнитное поле быст-
ровращающейся нейтронной звезды должно в соответствии с зако-
ном электромагнитной индукции создавать сильное электрическое
поле, которое будет вырывать заряженные частицы с поверхности
звезды и ускорять их до огромной энергии. Двигаясь в магнитном по-
ле, эти частицы (в основном электроны) должны излучать электромаг-
нитные волны, которые и наблюдаются как радиоизлучение пульса-
ров. Излучение такого типа называют синхротронным, поскольку
впервые его обнаружили, когда разгоняли электроны в магнитном по-
ле ускорителя элементарных частиц — синхротрона. Особенность син-
хротронного излучения в том, что заряженная частица испускает его
внутри узкого конуса в направлении своего движения, причем рас-
твор конуса тем меньше, чем больше энергия частицы. Это сугубо ре-
лятивистский эффект; он прямо связан с аберрацией света.
Детально механизм импульсного радиоизлучения пульсаров не
выяснен до сих пор. По-видимому, электроны в их магнитосферах дви-
жутся вдоль оси симметрии магнитного поля, поэтому в том же на-
правлении сфокусировано излучение. Ось магнитного поля наклоне-
на к оси вращения звезды, и наблюдатель регистрирует излучение
лишь в те моменты, когда конус излучения вместе с осью магнитного
поля поворачивается в его сторону. В некотором смысле пульсар напо-
минает «мигалку» спецавтомобилей.
В 1968 г. был обнаружен радиопульсар NP 0531 в Крабовидной ту-
манности, и вскоре выяснилось, что он совпадает с голубой звездоч-
кой Бааде. А когда оказалось, что излучение этой звезды сильно поля-
ризовано и мигает с той же периодичностью, что и радиопульсар, ста-
ло ясно: оптическое излучение также обусловлено синхротронным
5.5. Мы - звездные люди!
197
механизмом. В 1977 г. было обнаружено синхротронное оптическое
излучение еще одного пульсара — PSR 0833-45, который связан с ос-
татком сверхновой в созвездии Парусов, вспыхнувшей около 10 тыс.
лет назад.
К середине 2008 г. обнаружено более 1800 радиопульсаров, но син-
хротронное оптическое излучение наблюдается только у четырех из
них. И это не случайно. Излучаемая пульсаром энергия в конечном
счете черпается из кинетической энергии вращения нейтронной звез-
ды, поэтому со временем вращение замедляется и период пульсара
возрастает. Вместе с этим уменьшаются мощность синхротронного из-
лучения, напряженность магнитного поля на поверхности нейтрон-
ной звезды и средняя энергия ускоряемых ее электрическим полем
частиц. Через несколько миллионов лет после рождения нейтронной
звезды радиопульсар угасает. Еще раньше затухает синхротронное оп-
тическое излучение, поскольку его могут генерировать только очень
энергичные частицы. Таким образом, век одиночной нейтронной звез-
ды сравнительно недолог: израсходовав энергию вращения, она долж-
на стать практически невидимой. Однако, как и в случае с белыми
карликами, присутствие рядом с компактным объектом источника ве-
щества (например, второго компонента в двойной системе) может
приводить к «реанимации» остывшей звезды и продолжению ее актив-
ной жизни.
5.5. Мы - звездные люди!
Все звезды, кроме Солнца, так далеки от нас, что порою кажется — не
будь их вовсе, ничего бы в нашей жизни не изменилось. Но более вни-
мательный взгляд обнаруживает совсем иное...
В разделе 3.4 мы уже обсудили проблему ночного освещения дои-
сторической Земли и выяснили, что звездный свет важен как для ноч-
ных хищников, так и для их жертв. А теперь обсудим, как родилось ве-
щество, из которого сложена наша планета и мы сами.
Как известно, наш мир возник из стремительно расширяющегося
сверхплотного и сверхгорячего сгустка материи, который в первые
мгновения состоял из смеси кварков, глюонов, лептонов, нейтрино и
фотонов. По мере расширения нашей Вселенной плотность и темпера-
тура вещества уменьшались, что позволило кваркам объединяться, об-
разуя нейтроны и протоны (нуклоны). При взаимных столкновениях
нуклонов рождались первые простейшие ядра атомов, однако из-за
столкновений с фотонами и другими частицами, обладавшими колос-
сальной энергией, эти ядра тут же распадались на отдельные нукло-
198
Глава 5. Строение и эволюция звезд
ны. Но по мере расширения Вселенной плотность и температура веще-
ства уменьшались, а это увеличивало вероятность выживания ядер.
Термоядерные реакции
n + р -> 2D,
2D + 2D -> 3Не + n,
2D + 2D + р,
3Т + 2D -> 4Не + п
привели к образованию ядер дейтерия 2D, трития 3Т и изотопов гелия
3Не и 4Не. Но поскольку не существует устойчивых ядер с атомной
массой 5, синтезировать ядра тяжелее 4Не путем последовательного
присоединения протонов или нейтронов к изотопам гелия оказалось
невозможно. Кроме того, к моменту, когда гелия образовалось замет-
ное количество, температура вещества упала настолько, что реакции
3Не + 4Не -> 7Ве,
4Не + 4Не-> 8Ве,
8Ве + 4Не -> 12С
оказались малоэффективными, ввиду большего по сравнению в про-
тонами кулоновского отталкивания. По этим причинам примерно че-
рез 3 минуты после рождения Вселенной первичный синтез элемен-
тов в ней завершается. Расчеты и наблюдения показывают, что к это-
му моменту вещество Вселенной на 75% состояло из водорода и на
25% из изотопа гелия 4Не. В небольших количествах имелись также
дейтерий (~ 0,003%) и легкий изотоп гелия 3Не (~ 0,002%), а элементов
тяжелее гелия было синтезировано пренебрежимо мало. Что касается
свободных нейтронов и трития, которые в заметном количестве при-
сутствовали во время нуклеосинтеза, то они, будучи нестабильными
частицами, вскоре исчезли:
и —> р + е” + V,
3Т -> 2D + е’ + v.
В современную эпоху, т. е. спустя приблизительно 14 млрд лет по-
сле рождения Вселенной, относительное обилие водорода и гелия ос-
тается почти таким же, как в момент завершения первичного нуклео-
синтеза, однако содержание более тяжелых элементов заметно увели-
чилось. В межзвездном газе нашей Галактики доля этих элементов со-
ставляет 2-3% (по массе). Больше всего в межзвездной среде атомов
5.5. Мы - звездные люди!
199
кислорода, вдвое меньше — атомов углерода, а затем в порядке убыва-
ния числа атомов идут азот, неон, железо, кремний и т. д.
Нетрудно догадаться, что все элементы тяжелее гелия были синте-
зированы в звездах. Хотя термоядерные реакции происходят глубоко
в недрах звезд, мы знаем, что продукты этих реакций вполне могут
оказаться в окружающем звезду пространстве. Первый путь — вынос
продуктов ядерных превращений конвективными потоками во внеш-
ние слои звезды, а оттуда — в межзвездную среду вместе со звездным
ветром. Такого рода процессы наиболее эффективны на поздних эта-
пах эволюции звезд. Прямые наблюдения (например, наблюдения
красных сверхгигантов или звезд типа Вольфа—Райе) убеждают нас в
том, что звезды обогащают межзвездную среду углеродом, азотом, ки-
слородом и другими элементами.
Вторая возможность обогащения межзвездной среды тяжелыми
элементами — взрывы сверхновых, при которых ударная волна выбра-
сывает вещество звезды во все стороны, превращая его в межзвезд-
ный газ. Двигаясь от центра звезды к поверхности, ударная волна не
только увлекает за собой газ, но и резко нагревает его до огромной
температуры. В результате за фронтом волны начинаются термоядер-
ные реакции, в ходе которых вещество почти мгновенно превращает-
ся из водорода в никель, а выделяющееся при этом тепло подпитыва-
ет ударную волну, не давая ей затухнуть. И хотя синтез элементов тя-
желее железа происходит не с выделением, а с поглощением энергии,
при взрыве сверхновой энергии выделяется так много, что появляет-
ся возможность потратить некоторую ее часть на синтез даже очень
тяжелых элементов, таких как уран. Вообще говоря, чем тяжелее эле-
мент, тем меньше вероятность его синтеза, хотя, конечно, имеются и
исключения из этого правила, обусловленные особенностями различ-
ных атомных ядер и вероятностями протекания тех или иных реак-
ций синтеза. Что касается никеля, то, как и при «спокойном» горении
в центральных областях массивных звезд, в наибольших количествах
синтезируется его нестабильный изотоп ^Ni, который затем в резуль-
тате p-распада превращается в кобальт, а тот, в свою очередь, — в ус-
тойчивый изотоп железа 26 Ре-
Повышенное по сравнению с окружающей межзвездной средой
содержание тяжелых элементов в туманностях — остатках сверхно-
вых было обнаружено почти сто лет назад, а в 1987 г., после взрыва
Сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке, астрофизики не-
посредственно смогли проследить за тем, как в разлетающемся газе
никель превращался в кобальт, а тот — в железо. Любопытный факт:
200
Глава 5. Строение и эволюция звезд
полученная из наблюдений этой сверхновой оценка времени жизни
радиоактивного изотопа 27 Со несколько отличалась от значения, по-
лученного ранее при лабораторных измерениях. Однако после того
как физики провели новые, более точные измерения, оказалось, что
астрономы были правы. Таким образом, теоретические представле-
ния о синтезе элементов при взрывах сверхновых надежно подтвер-
ждены наблюдениями.
Мы уже говорили, что чем больше масса звезды в момент ее рож-
дения, тем большую долю своей массы она сбрасывает в межзвезд-
ное пространство к моменту своей гибели, а самые массивные звезды
(100-150М©) разрушаются полностью. Кроме того, с ростом массы
звезды уменьшается время ее жизни. Эти два обстоятельства делают
массивные звезды основными поставщиками тяжелых элементов.
Первые звезды во Вселенной состояли только из водорода и гелия. Че-
рез несколько миллионов лет самые массивные из них погибли, вы-
бросив в межзвездную среду первые порции тяжелых элементов. Обо-
гащенный этим веществом газ смешался с водородно-гелиевым газом
межзвездной среды, и некоторое время спустя из этой смеси роди-
лось новое поколение звезд, самые массивные из которых вскоре по-
гибли, еще больше увеличив концентрацию элементов тяжелее гелия.
За время существования Вселенной тысячи поколений массивных
звезд успели родиться и умереть, каждый раз понемногу увеличивая
долю тяжелых элементов в межзвездной среде. Разумеется, при этом
рождались и звезды малой массы, которые дожили до нашего време-
ни, сохранив во внешних слоях химический состав, соответствующий
составу межзвездной среды, из которой они сформировались. В шаро-
вых скоплениях старше 10 млрд лет астрономы обнаружили звезды,
содержащие тяжелых элементов в 100 раз меньше, чем их содержит-
ся в поверхностных слоях Солнца. А недавно удалось найти звезды, в
веществе которых тяжелых элементов в десятки тысяч раз меньше,
чем на Солнце. По-видимому, это самые старые звезды нашей Галак-
тики.
Но какое отношение имеет процесс обогащения Вселенной тяже-
лыми элементами к нам, людям? Самое непосредственное! Жизнь на
Земле существует благодаря органическим молекулам, которые пред-
ставляют собой соединения водорода практически со всеми элемента-
ми таблицы Менделеева, и прежде всего с углеродом. А это значит,
что мы с вами состоим из вещества, которое когда-то, причем не один
раз, побывало в звездных недрах и прошло через термоядерные реак-
торы звезд. Иными словами, мы — звездные люди!
5.5. Мы — звездные люди!
201
Литература
Внутреннее строение звезд / Под ред. Л. Адлера и Д. Б. Мак-Лафлина. Пер. под
ред. Д. А. Франк-Каменецкого. М.: Мир, 1970.
Белые карлики: Сб. ст. / Пер. с англ. С. И. Блинникова; под ред В. С. Имшенника.
М.: Мир, 1975.
Бисноватый-Коган Г. С. Физические вопросы теории звездной эволюции. М.: Нау-
ка, 1989.
Гибсон Э. Спокойное Солнце. М.: Мир, 1977.
Дайсон Ф., Тер Хаар Д. Нейтронные звезды и пульсары. М.: Мир, 1973.
Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И. Физические основы строения и
эволюции звезд. М.: Изд-во МГУ, 1981.
Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звезд. М.: Наука,
1971.
Ильин В. Б. Модели звезд начальной главной последовательности с массами от
0,15 до 125 MQ // Тр. Астрон. обсерватории Ленингр. ун-та, 1985. Т. 40.
С. 25-42.
Каплан С. А. Физика звезд. М.: Наука, 1977.
Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд. М.: Мир,
1990.
Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций. М.: Мир, 1983.
Масевич А. Г, Тутуков А. В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М.: Наука,
1988.
Смит Ф. Г. Пульсары. М.: Мир, 1979.
Струве О. Эволюция звезд. М.: ИЛ, 1954.
Сурдин В. Г. Рождение звезд. М.: УРСС, 2001.
Сурдин В. Г, Ламзин С. А. Протозвезды: где, как и из чего формируются звезды.
М.: Наука, 1992.
Тассуль Ж.-Л. Теория вращающихся звезд. М.: Мир, 1982.
Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М.: Мир, 1973.
Тейлер Р. Дж. Происхождение химических элементов. М.: Мир, 1975.
Фаулер У., Хойл Ф. Нейтринные процессы и образование пар в массивных звез-
дах и сверхновых. М.: Мир, 1967.
Франк-Каменецкий Д. А. Физические процессы внутри звезд. М.: Физматгиз,
1959.
Чандрасекар С. Введение в учение о строении звезд. М.: ИЛ, 1950.
Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. М.: ИЛ, 1961.
Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.
Эддингтон А. Звезды и атомы. М.; Л.: Госиздат, 1928.
202
Глава 5. Строение и эволюция звезд
Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса, Д. Клейтона и Д. Шрамма. Пер. под
ред. А. Г. Масевич. М.: Мир, 1986.
Bodenheimer Р. Stellar Structure and Evolution // Encyclopedia of Astronomy and
Astrophysics. Meyers R. A. (ed.). San Diego: Academic Press, 1989. P. 689-721.
Friedlander M. W. Astronomy. New Jersey: Prentice-Hall, 1985.
Iben I. Stellar evolution. I. The approach to the main sequence // Astrophys. J. 1965.
Vol. 141. P. 993-1018.
Kippenhahn R., Weigert A. Stellar Structure and Evolution. Springer, 1994. P. 208-211.
Kumar S. S. The structure of stars of very low mass // Astrophys. J. 1963. V. 137.
P. 1121-1125.
Oppenheimer B. R., Kulkarni S. R., Stauffer J. R. Brown dwarfs // Protostars and Plan-
ets. IV / Eds. Mannings V, Boss A. P., Russell S. S. Tucson: Univ, of Arizona Press,
2000. P. 1313-1338.
Schaller G., Schaerer D., Meynet G., Maeder A. New grids of stellar models from 0.8
to 120 solar masses at Z = 0.020 and Z = 0.001 // Astron. & Astrophys. Suppl. Se-
ries. 1992. Vol. 96. P. 269-331.
Sears R. L. Helium content and neutrino fluxes in solar models // Astrophys. J. 1964,
Vol. 140. P. 477-484.
Stabler S. W. The birthline of low-mass stars // Astrophys. J. 1983. Vol. 274. P. 822-
829.
Weymann R. Inhomogeneous stellar models. VI. An improved solar model with the
carbon cycle included // Astrophys. J. 1957. Vol. 126. P. 208-212.
‘"Глава
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Н. Н. Самусь
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд
6.1.1. Что такое переменная звезда
В течение ночи одни звезды восходят, другие заходят. Узор созвездий
перемещается как целое, не изменяя своего вида, т. е. взаимного поло-
жения и относительного блеска звезд. В то же время на фоне звезд пе-
ремещаются планеты и кометы. Еще в древности заметили, что эти
«подвижные звезды» не только меняют свое расположение относи-
тельно звездного узора, но и постепенно, от ночи к ночи, изменяют
свой блеск. Например, Марс во время великого противостояния, когда
он ближе всего подходит к Земле, сияет как звезда -2,7™, а на макси-
мальном расстоянии от Земли его блеск падает до +2™, то есть блеск
колеблется почти на 5™, а значит, световой поток у Земли изменяется
почти в 100 раз.
Впрочем, можно заметить и изменения блеска ярких «неподвиж-
ных» звезд — быстрые мерцания (особенно в ветреную погоду) или по-
степенное ослабление блеска звезды по мере ее приближения к гори-
зонту. Разумеется, эти изменения не остались без внимания древних
астрономов, которые справедливо считали их «кажущимися», в отли-
чие от реального изменения блеска планет. Сегодня мы точно знаем,
что мерцания и ослабление блеска звезд у горизонта вызывает земная
атмосфера, это подтверждено измерением блеска звезд из космоса.
Античные и средневековые астрономы считали звездный мир со-
вершенным и неизменным. Появление ярких комет не могло поколе-
бать это представление, ибо кометы не похожи на звезды и гостят на
небе недолго. Правда, иногда на небе могла появиться, в терминах ки-
тайских летописцев, «звезда-гостья», или, по-европейски, «Stella Nova».
Новые звезды неожиданно возникают как бы на пустом месте, в тече-
ние нескольких ночей ярчают, иногда достигая блеска самых ярких
звезд на небе, а потом постепенно угасают и, кажется, исчезают навсе-
гда. Пока новая звезда остается видимой, ее положение относительно
204
Глава 6. Переменные звезды
других звезд не изменяется. Однако новые появляются на небе редко.
До изобретения телескопа далеко не каждому астроному на его веку
вообще доводилось увидеть яркую новую, а если это случалось, то за-
частую приводило к полному пересмотру привычной картины мира.
Так было, например, в 1572 г. с великим датским астрономом Тихо Бра-
ге, наблюдавшим новую (сегодня мы называем ее сверхновой) в созвез-
дии Кассиопеи и написавшим немало слов о том, насколько появление
этой звезды противоречит учениям древних астрономов1.
Новые и сверхновые звезды — это одна из многих разновидностей
переменных звезд, то есть звезд, у которых обнаруживаются измене-
ния блеска, разумеется, не связанные с переменчивостью земной атмо-
сферы. На языке физики можно сказать, что переменная звезда созда-
ет изменяющуюся со временем освещенность на границе земной атмо-
сферы. Конечно, чтобы обнаружить переменность звезды, в большин-
стве случаев вовсе не обязательно наблюдать ее из космоса. Существу-
ют довольно надежные способы учета влияния атмосферы Земли на
измерения блеска звезд. Если какая-либо звезда меняет свой блеск
сильно, это нетрудно заметить, сравнивая ее с соседними звездами.
О простых методах такого сравнения будет рассказано ниже.
6.1.2. Обнаружение переменных звезд
До конца XVI в. других переменных, кроме новых и сверхновых, обна-
ружено не было. Иногда утверждают, правда, что средневековые ара-
бы не случайно дали имя Алголь («дьявол») звезде р Персея, перемен-
ность которой была достоверно обнаружена лишь в XVII в.; якобы
арабские звездочеты знали о том, что ее блеск непостоянен. Но на
звездных картах Средневековья, изображавших не только звезды, но
и мифические фигуры созвездий, Алголь находился в голове страшно-
го чудовища — Медузы Горгоны. Это вполне могло стать причиной
«дьявольского» имени звезды.
1 Какое впечатление произвело это удивительное явление, показывают следую-
щие слова Тихо: «Когда я в открытом месте направил привычный взгляд на хо-
рошо мне знакомый небесный свод, то к неописуемому изумлению увидел око-
ло зенита в Кассиопее блестящую неподвижную звезду невиданной дотоле ве-
личины. В волнении я не решался верить своим чувствам. Желая убедиться,
что это не обман, и желая собрать свидетельства других, я вызвал из лаборато-
рии моих помощников и опрашивал всех проходивших мимо крестьян, видят
ли и они, подобно мне, внезапно появившуюся звезду» (Мейер М. В. Мирозда-
ние. СПб.: Просвещение, 1902, с. 412).
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд
205
Рис. 6.1. Тихо Браге наблюдает звезду, внезапно появившуюся в 1572 г. (рису-
нок из книги К. Фламмариона «Популярная астрономия»).
206
Глава 6. Переменные звезды
В 1596 г. немецкий астроном, публиковавший свои работы под ла-
тинизированным именем Давид Фабрициус (1564-1617), открыл яр-
кую новую звезду в созвездии Кита. Проследив, как Новая Кита посте-
пенно слабела и наконец стала недоступной его наблюдениям, Фабри-
циус потерял к ней интерес. Ведь новые не имели обыкновения появ-
ляться вновь. Неожиданно в 1609 г. Фабрициус вновь обнаружил звез-
ду на том же месте. Так в конце XVI — начале XVII в. была обнаружена
первая звезда, которая очень сильно меняла блеск, становясь то дос-
таточно ярким светилом (2Ш), то невидимым для невооруженного гла-
за, но не навсегда, а чтобы через несколько месяцев появиться вновь.
Позже выяснилось, что в 1603 г. эту же звезду видел другой немецкий
астроном, Иоганн Байер (1572-1625), ничего не знавший об открытии
Фабрициуса 1596 г. Он включил звезду в свой первый полный звезд-
ный атлас неба. Яркие звезды каждого созвездия в атласе Байера обо-
значены греческими буквами, а в богатых созвездиях — еще и латин-
скими вплоть, по-видимому, до буквы Q; в наше время эти обозначе-
ния стали общепринятыми. Так, переменная звезда Фабрициуса полу-
чила у Байера обозначение о (омикрон) Кита. Второе открытие Фаб-
рициуса (1609 г.) вызвало большой интерес и изумление, поэтому звез-
ду о Кита с тех пор нередко называют Мирой Кита или просто Мирой
(лат. mira — удивительная, замечательная). Тем не менее еще многие
десятилетия Миру Кита наблюдали далеко не систематически, плано-
мерного поиска других переменных звезд вообще не велось, и количе-
ство известных переменных звезд возрастало очень медленно.
В 1786 г. английский любитель астрономии Эдуард Пиготт (1753—
1825) опубликовал один из первых списков переменных звезд, всего
из 12 светил. Через полвека в списке Фридриха Аргеландера (1844 г.)
было 18 переменных, а еще через 30 лет в каталоге Эдуарда Шенфель-
да (1875 г.) их было уже 143. Лишь после того, как астрономы начали
фотографировать звездное небо, открытия переменных звезд стали
массовыми. Особенно много переменных было обнаружено с помо-
щью фотографии в первой половине XX в. Больше всего переменных
звезд, свыше 13 000, открыли тогда в нашей Галактике и ее соседях —
Магеллановых Облаках — астрономы Гарвардской обсерватории (Кем-
бридж, США). На втором месте Зоннебергская обсерватория (Герма-
ния), открывшая свыше 12 000 переменных, причем около 10 000 из
них обнаружил фотографическим способом один человек — основа-
тель и директор обсерватории Куно Гоффмейстер (1892-1968).
В наше время существуют намного более совершенные, чем фото-
графия, методы измерения блеска звезд. В последние десятилетия
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд
207
XX в. было выполнено несколько наземных и космических проектов по
массовому автоматическому выявлению переменных звезд. Правда, ас-
трономы до сих пор не договорились, какой уровень нестабильности
блеска считать достаточным для причисления звезды к переменным.
Поэтому пока в каталоги переменных звезд включают все звезды, у ко-
торых достоверно выявлены хотя бы небольшие изменения блеска. На-
блюдения из космоса показали, что строго постоянных звезд сравни-
тельно немного и они встречаются лишь на ограниченных участках
диаграммы Герцшпрунга—Рассела, тогда как другие части диаграммы
населены почти исключительно переменными звездами. Однако лю-
бую звезду считают переменной только после уверенного подтвержде-
ния непостоянства ее блеска. Количество звезд нашей Галактики, у ко-
торых переменность надежно установлена или хотя бы основательно
заподозрена, сейчас превзошло 100 000 и быстро возрастает. По резуль-
татам наблюдений космической обсерватории «Гиппаркос» (Hippar-
cos, 1989 г.) можно заподозрить в переменности (правда, с невысокой
уверенностью) несколько сотен тысяч звезд. Десятки тысяч перемен-
ных обнаружены и в других, сравнительно близких к нам галактиках.
Около 40 000 надежно выявленных переменных звезд, в основном
открытых до эпохи массовых автоматических обзоров и космическо-
го проекта «Гиппаркос», входят в составляемый и издаваемый в Рос-
сии «Общий каталог переменных звезд» — официальный международ-
ный справочник по переменным звездам. Включаемые в него звезды
(кроме ярких звезд, имеющих стандартные обозначения по атласу
Байера) получают специальные обозначения как переменные объек-
ты. Система этих обозначений сложилась исторически и ныне выгля-
дит довольно запутанной.
6.1.3. Обозначение переменных звезд
В 1850 г. Ф. Аргеландер предложил обозначать переменные звезды ка-
ждого созвездия, в порядке их обнаружения, заглавными буквами ла-
тинского алфавита от R (поскольку латинские буквы до Q встречались
в атласе Байера) до Z, с добавлением названия созвездия в родитель-
ном падеже. В соответствии с этой системой первая переменная звез-
да, открытая, например, в созвездии Андромеды, получала название
R Андромеды (в международных документах — R Andromedae, сокра-
щенно - R And), вторая переменная - S Андромеды, а последняя - Z
Андромеды. И так — в каждом созвездии, а их на небе 88. Таким обра-
зом, Аргеландер зарезервировал для переменных звезд всего по 9 обо-
значений в каждом созвездии. Вероятно, он считал, что этого хватит
208
Глава 6. Переменные звезды
на века: ведь в его собственном списке переменных звезд содержалось
всего 18 объектов.
Однако сравнительно быстро в некоторых крупных созвездиях бы-
ло открыто свыше 9 переменных звезд. А последним созвездием, где
был превзойден «9-звездный лимит» Аргеландера, оказалось созвез-
дие Резец — одно из самых маленьких и самое бедное звездами на
всем небе, и случилось это только в 1980-е гг. В 1881 г. немецкий астро-
ном Э. Хартвиг предложил для тех созвездий, где девяти обозначений
для переменных уже недостаточно, продолжить систему Аргеландера
двухбуквенными обозначениями по следующей схеме (строка за стро-
кой слева направо сверху вниз):
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
UU UV UW UX UY UZ
W VW VX VY VZ
WW WX WY WZ
XX XY XZ
YY YZ
ZZ
Всего, таким образом, на каждое созвездие приходится по 45 новых
символов. За двухбуквенным обозначением, как и прежде, должно
следовать название созвездия в родительном падеже. Очень жалко,
что новая система была принята. К этому времени было введено не
так много обозначений, они еще не стали общепринятыми, и можно
было уже догадаться, что и новая система окажется недостаточной.
Было не поздно отказаться от системы Аргеландера и ввести обозна-
чение переменных звезд порядковыми номерами. Но предложение
Хартвига приняли и стали давать новым переменным двухбуквенные
обозначения. Однако еще большего удивления достойно то, что когда
в некоторых созвездиях достигла своего предела и эта система, было
придумано ее двухбуквенное продолжение с использованием знаков
первой половины алфавита:
АА АВ АС ... Al АК ... AZ
ВВ ВС ... BI ВК ... BZ
II IK ... IZ
КК ... KZ
QQ... QZ
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд
209
(по 280 новых символов в каждом созвездии). Из двухбуквенных ком-
бинаций исключена буква J, поскольку в Германии, где в то время про-
водилась основная работа над каталогами переменных звезд, ее в руко-
писном написании невозможно отличить от буквы I. Итак, всего было
введено по 334 буквенных символа на каждое созвездие. И только ко-
гда эта буквенная система полностью исчерпала себя, было решено
очередные переменные звезды обозначать номерами с буквой V (от
лат. variatio - изменение), поэтому после QZ следует V 335, затем V 336,
также с обозначением созвездия, например V 335 Стрельца (V 335 Sgr).
К этому времени (около 1920 г.) система обозначений «старых» пере-
менных звезд совершенно устоялась. Более того, однородные группы
переменных стали называть по именам известных звезд-прототипов
(например, «звезды типа RR Лиры»), и радикальный пересмотр систе-
мы обозначений стал нежелателен. К настоящему времени больше все-
го переменных звезд, свыше 5000, обозначено в созвездии Стрельца.
Насколько же сильно заблуждался Аргеландер, полагая, что для обо-
значения переменных звезд на всем небе будет достаточно 792 имен!
6.1.4. Изучение переменных звезд
Тщательное исследование переменной звезды, как и вообще любой
звезды, требует применения всего арсенала методов астрофизики; в
частности, очень много информации дает изучение спектров перемен-
ных звезд. Однако о природе переменной звезды многое говорит и ха-
рактер изменения ее блеска, для изучения которого, особенно при
сильной переменности, может быть достаточно и сравнительно про-
стых методов. Открывать переменные звезды и изучать изменение их
блеска могут любители астрономии. Заметим, что в современной нау-
ке осталось мало областей, в которых любители могут внести собст-
венный вклад, действительно полезный и признаваемый профессио-
нальными учеными. Любители астрономии вполне могут выполнять
глазомерные оценки блеска переменных звезд на небе и на фотографи-
ях (см. раздел 6.1.5 «Способ Аргеландера»; подробнее о способах глазо-
мерных оценок рассказано в книге В. П. Цесевича «Что и как наблю-
дать на небе»). В последнее время в продаже появились современные
ПЗС-фотометры, рассчитанные на любителей астрономии, и теперь
многие любители в состоянии измерять блеск переменных звезд с
очень высокой точностью.
Некоторые из упомянутых выше автоматических фотометриче-
ских обзоров звездного неба открыли свободный доступ по компью-
терным сетям ко всем полученным наблюдениям. Квалифицирован-
210
Глава 6. Переменные звезды
Рис. 6.2. Кривые блеска типич-
ных периодических перемен-
ных звезд: вверху - пульси-
рующей переменной, внизу -
затменной переменной.
минимума блеска:
ным любителям астрономии нередко
удается отыскивать в этих данных новые
переменные звезды, не замеченные кол-
лективами исследователей, проводив-
ших обзоры.
Измерения блеска переменных звезд
представляют в виде кривых блеска, то
есть графиков, у которых по абсциссе от-
ложено время, а по ординате — соответст-
вующий данному моменту времени
блеск звезды в звездных величинах. По-
скольку шкала звездных величин обрат-
ная, вверх по ординате значения умень-
шаются: чем ярче звезда, тем выше ле-
жит точка.
Многие переменные звезды меняют
свой блеск периодически. Для таких пе-
риодических переменных звезд в катало-
гах приводят формулы для вычисления
моментов наступления максимума или
Мах = Tq + Р-Е или Min = Tq + Р• £,
называемые элементами изменения блеска, или световыми элемента-
ми. В этих формулах То — начальная эпоха максимального (минималь-
ного) блеска. Для изученной переменной звезды это известное число,
обычно представленное в виде юлианской даты — интервала времени
(в сутках и в долях суток), прошедшего до нужного момента от грин-
вичского полудня 1 января 4713 г. до н. э. Такой счет времени принят в
астрономии и в некоторых разделах истории. Величина Р — это пери-
од, также известный для хорошо изученной звезды, а £ — текущая пе-
ременная (номер цикла); если вместо нее подставить целое число, фор-
мула даст расчетный момент времени максимума (минимума). В свето-
вых элементах пульсирующих переменных звезд обычно задают мо-
менты максимумов, а затменных переменных звезд — моменты мини-
мумов блеска.
Кривая блеска периодической переменной приобретает более на-
глядный вид, если все наблюдения привести к одному циклу. Для это-
го вместо времени вдоль оси абсцисс откладывают фазы, то есть выра-
женные в единицах периода интервалы времени, протекшие от преды-
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд
211
Г-7И
Р )
дущего момента максимума (минимума) блеска. Фазы вычисляют по
формуле
ср = frac
где Т — момент времени, для которого вычисляется фаза; величины То
и Р взяты из элементов изменения блеска; функция frac означает, что
берется только дробная часть числа.
В соответствии с физическими причинами, вызывающими измене-
ния блеска, переменные звезды делят на множество типов, которые
объединяют в несколько более крупных групп. О важнейших из них
рассказано в следующих разделах.
6.1.5. Способ Аргеландера оценки блеска звезды
В 1844 г. Ф. Аргеландер опубликовал в Астрономическом календаре
воззвание к любителям астрономии, призывающее наблюдать пере-
менные звезды. Его он дополнил списком 18 известных к тому време-
ни переменных и описанием простого способа глазомерной оценки
блеска звезд.
Аргеландер описывает свой способ применительно к визуальным
наблюдениям звезд на небе невооруженным глазом или в телескоп,
однако он вполне приложим и к глазомерным оценкам переменных
звезд по фотографиям. В основе способа Аргеландера лежит понятие
степени, по сути представляющей минимальное различие в блеске, ре-
гистрируемое данным наблюдателем. Все прочие различия в блеске
предлагается выражать в единицах степени. Несмотря на кажущуюся
крайнюю субъективность понятия степени, выяснилось, что каждый
наблюдатель быстро вырабатывает свое представление об этом, и по-
сле непродолжительного периода обучения размер степени у каждо-
го исследователя, выраженный в звездных величинах, сохраняется
практически постоянным на протяжении десятилетий.
Чтобы оценить блеск переменной звезды способом Аргеландера,
нужно иметь звезду сравнения, не слишком отличающуюся по блеску
от переменной. При визуальных наблюдениях на небе желательно так-
же, чтобы звезда сравнения была похожа на переменную по цвету.
Обозначим переменную звезду буквой v, а звезду сравнения — буквой
а. Если наблюдателю с первого взгляда переменная звезда и звезда
сравнения кажутся одинаково яркими, а при внимательном рассмат-
ривании более яркой кажется то одна, то другая звезда, так что наблю-
датель не может склониться к определенному мнению, то две звезды
объявляются одинаково яркими, и это записывается как va или v = а.
212
Глава 6. Переменные звезды
Если же при первоначальном ощущении одинакового блеска наблюда-
тель затем склоняется к тому, что переменная всегда или большую
часть времени кажется чуть заметно ярче, чем звезда сравнения (раз-
ность в блеске в одну степень), это записывается как via. Разумеется,
и звезда сравнения может оказаться на одну степень ярче переменной
звезды, тогда запись примет вид alv. Более значительная разность бле-
ска может быть принята равной двум, трем, четырем степеням (v2a,
v3a, v4a; a2v, a3v, a4v). Чем больше разность блеска, тем труднее ее вы-
разить в единицах степени, и при разностях, превосходящих 4-5 степе-
ней, пожалуй, следует подбирать другую звезду сравнения.
Так как понятие звездной величины находится в соответствии с
законом Вебера—Фехнера, то в случае заранее известных величин
звезды сравнения и индивидуальной степени наблюдателя обработка
оценок, полученных способом Аргеландера, проводится совсем про-
сто. Если, например, степень данного наблюдателя составляет 0,1ш,
звезда сравнения имеет блеск 8,3Ш, а блеск переменной звезды оце-
нен как v4a, то такая оценка означает, что переменная имеет блеск
7,9Ш. Оценки способом Аргеландера дают полезную информацию да-
же при неизвестных величинах звезд сравнения, для переменной звез-
ды удается и в этом случае построить кривую блеска, правда, в степе-
нях, а не в звездных величинах.
Надежность оценок блеска существенно повышается, если подоб-
рать не одну, а две звезды сравнения (а и Ь), так чтобы переменная по
блеску была заключена между ними. Оценив интервалы между пере-
менной и обеими звездами сравнения в соответствии со своим поня-
тием степени, получим оценку (например, a3v2b), для обработки кото-
рой можно просто интерполировать между известными величинами
звезд сравнения. Такая модификация способа Аргеландера называет-
ся способом Блажко—Нейланда и считается одной из самых удачных.
Если переменная звезда меняет свой блеск сильно, она может выйти
из «вилки» между звездами сравнения а и Ь. Тогда придется подоб-
рать еще одну, более яркую или более слабую, звезду сравнения. Для
некоторых переменных звезд может потребоваться последователь-
ность, скажем, из десятка звезд сравнения.
6.2. Затменные переменные звезды
В самом общем виде все переменные звезды можно подразделить на
две группы - физические и затменные. Блеск физических переменных
звезд меняется из-за изменения физических условий на их поверхно-
сти (пульсации, вспышки, конденсация пылинок в атмосфере и др.);
6.2. Затменные переменные звезды
213
это заметят наблюдатели, расположенные в широком диапазоне на-
правлений от звезды. А блеск затменных переменных звезд меняется
из-за чисто геометрических причин — периодического взаимного за-
тмения компонентов двойных систем; при этом блеск светила может
меняться, скажем, для земного наблюдателя, но оставаться неизмен-
ным для наблюдателей, обитающих в иных планетных системах.
Казалось бы, деление на физические и затменные переменные эк-
вивалентно делению на одиночные и двойные переменные звезды. Но
это не совсем так. Затмения действительно происходят только у двой-
ных звезд, движущихся по орбитам вокруг общего центра масс. Но в
двойных системах, особенно в тесных двойных, помимо чисто геомет-
рического «заслонения» друг друга, происходят интенсивные физиче-
ские явления: взаимный разогрев обращенных друг к другу полуша-
рий звезд, взаимное искажение их формы приливными силами, пере-
текание потоков вещества со звезды на звезду и др. Именно в таких
системах могут происходить бурные явления физической переменно-
сти — скажем, взрывы, приводящие к вспышке новой. Таким образом,
двойственность звезды может служить причиной физических процес-
сов, приводящих к переменности.
С другой стороны, одиночная звезда может демонстрировать изме-
нения блеска по чисто геометрическим причинам. Так, некоторые звез-
ды, поверхность которых покрыта крупными темными или яркими пят-
нами, демонстрируют переменность блеска в результате вращения во-
круг своей оси: к нам поворачиваются то более яркие, то более темные
участки поверхности. Этот тип звезд выделяют в класс вращающихся
переменных, но его относят к группе физических переменных, так как
появление пятен на поверхности вызвано в конечном счете определен-
ными физическими процессами в звезде. Как видим, деление на за-
тменные и физические переменные является довольно условным: речь
при этом идет лишь о доминирующей причине переменности.
В 1669 г. итальянский ученый Джеминиано Монтанари (1633—
1687) обнаружил переменность блеска Алголя (р Персея). Это же неза-
висимо обнаружил в 1782 г. английский любитель астрономии Дж. Гуд-
райк (о нем мы расскажем отдельно), заметивший, что блеск звезды ос-
тается постоянным, за исключением периодических глубоких (почти
на 1,5Ш) ослаблений. Минимумы блеска Алголя наступают через каж-
дые 69 часов. Гудрайк первым догадался, что Алголь — двойная звезда,
компоненты которой за 2,87 суток совершают оборот вокруг центра
масс системы, причем мы случайно находимся вблизи плоскости орби-
ты этой двойной системы, поэтому и наблюдаем затмения.
214
Глава 6. Переменные звезды
4 3 2
Рис. 6.3. Затменная переменная
звезда Алголь (р Персея). Показа-
ны четыре положения вторично-
го компонента относительно глав-
ного и соответствующие им мес-
та на кривой блеска. Тот факт,
что между затмениями блеск не
остается постоянным, объясняет-
ся «эффектом отражения»: полу-
шарие вторичного компонента,
обращенное к главному компо-
ненту, нагревается и светит ярче.
Алголь - характерный представи-
тель одного из типов затменных пере-
менных звезд, который так и называ-
ют — «звезды типа Алголя» или просто
«алголи». Кривая блеска Алголя показа-
на на рис. 6.3 и в сопоставлении с вза-
имным положением компонентов схе-
матически представлена на рис. 6.4.
Бросается в глаза глубокое ослабле-
ние блеска при фазе 0; именно это
главное затмение заметили Монтана-
ри и Гудрайк. Переменность блеска
вне главных затмений действительно
довольно незначительна, и на кривой
блеска отчетливо видны изломы, по-
зволяющие зафиксировать моменты
начала и конца затмения, именно по
наличию которых алголи отличают
от прочих затменных переменных.
В главном затмении Алголя звезда низ-
кой поверхностной яркости загоражи-
вает от нас часть звезды намного бо-
лее высокой поверхностной яркости.
Это частное затмение; если бы оно было полным или кольцеобраз-
ным, то в самой глубокой части минимума наблюдалась бы характер-
ная остановка изменения блеска, которая действительно присутству-
ет на кривых блеска у некоторых других затменных переменных.
Итак, при фазе 0 тусклая звезда (вторичный компонент) загоражи-
вает от нас значительно более яркую соседку (главный компонент).
Очевидно, через полоборота обязательно должна возникать обратная
ситуация — бледный спутник должен быть загорожен яркой главной
звездой. Действительно, на кривой блеска Алголя наблюдается вто-
ричный минимум: очень незначительное по сравнению с главным ми-
нимумом ослабление блеска, менее чем на 0,1™. Это общее правило:
чем глубже главный минимум, тем менее заметен вторичный мини-
мум (попробуйте доказать математически, что это и должно быть
именно так). Известны алголи с глубиной главного минимума в 4-5™;
выявить у таких звезд вторичный минимум обычно вовсе не удается.
С приближением к фазе вторичного минимума к нам поворачива-
ется сторона спутника, освещенная главной звездой и поэтому чуть
6.2. Затменные переменные звезды
215
Рис. 6.4. Разные фор-
мы затменных кри-
вых блеска. Справа
показаны конфигура-
ции затмения более
яркой звезды, произ-
водимого менее яр-
кой, орбиты в плане
и звезды на них с
соблюдением относи-
тельных размера и
формы (некоторые
звезды заметно вытя-
нуты приливным эф-
фектом). В центре —
более яркий (глав-
ный) компонент сис-
темы (светлый кру-
жок), на орбите — ме-
нее яркий, вторич-
ный компонент. В сис-
теме W UMa компо-
ненты практически
одинаковы. Индекс d
означает сутки (day).
(По: Гоффмейстер и
др., 1990, с. 232.)
более яркая, чем противоположная его сторона. Из-за этого у алголей
наблюдается небольшой подъем блеска от конца главного минимума
до начала вторичного, с последующим спадом от конца вторичного
минимума до начала главного. Такое явление называют эффектом от-
ражения.
Подробно изучив кривую блеска алголя и получив информацию о
взаимном движении его компонентов (по смещению линий в спектре,
вызванному эффектом Доплера), можно весьма точно определить раз-
меры и массы обеих звезд, а также распределение яркости по их дис-
кам. Столь надежное и детальное представление о свойствах звезд не-
216
Глава 6. Переменные звезды
8,4
8,6
8,8
9,0
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 0,0 <Р
Рис. 6.5. Вверху: влияние большого
эксцентриситета орбиты на фор-
му затменной кривой блеска. При
фиксированном эксцентриситете
орбиты вторичный минимум (m2)
максимально смещен относитель-
но середины между главными ми-
нимумами (mi) в том случае, если
к наблюдателю направлена малая
ось орбиты. Внизу: кривая блеска
затменной двойной звезды D1 Гер-
кулеса (DI Нет). Ее орбитальный пе-
риод составляет чуть более 10,5 су-
ток (Р = 10,55d), а вторичный мини-
мум блеска лежит у фазы 0,768.
возможно получить другими спосо-
бами.
Иногда у звезды типа Алголя вто-
ричный минимум заметно не совпа-
дает с фазой 0,5. Это означает, что ор-
биты компонентов не круговые, а за-
метно вытянутые, эллиптические,
причем большая ось эллипса не на-
правлена на Землю. Из-за несфериче-
ской формы звезд в двойной системе
ось эллипса медленно поворачивает-
ся в плоскости орбиты, поэтому на
кривой блеска вторичный минимум
медленно «гуляет» между главными.
Полный цикл такого явления, назы-
ваемого поворотом линии апсид
(т. е. большой оси), может составлять
всего десятки лет, хотя у большинст-
ва двойных он гораздо длиннее. Ско-
рость поворота линии апсид в основ-
ном зависит от внутреннего строе-
ния звезд, поэтому, определив эту
скорость, можно многое узнать о
строении звезд, входящих в пару. А в
некоторых случаях в этом явлении
проявляются даже эффекты теории
относительности (подобные тому,
что проявляется в движении периге-
лия Меркурия).
У наиболее тесных затменных
двойных блеск между моментами за-
тмений не остается постоянным. Мы
уже знаем об эффекте отражения света, повышающего блеск систе-
мы между окончанием главного и началом вторичного затмения. Но
наблюдается и другое явление: между любыми двумя минимумами
блеск системы сначала растет, а затем уменьшается (см. рис. 6.4, звез-
ды р Lyr и W UMa). Так проявляет себя эффект эллипсоидальности,
т. е. приливная вытянутость звезд в направлении друг друга. Между
затмениями блеск системы повышен, поскольку в это время звез-
ды-эллипсоиды развернуты к нам своей боковой поверхностью, имею-
6.2. Затменные переменные звезды
217
1964-1965
Рис. 6.6. Систематическое изменение формы кривой блеска RU Моп из-за вра-
щения линии апсид (по Д. Я. Мартынову, 1971 г.). Для наглядности главные ми-
нимумы помещены друг под другом. Справа показано, как меняется ориента-
ция орбиты к наблюдателю, расположенному внизу рисунка.
щей наибольшую видимую площадь. Эффекты эллипсоидальности и
отражения могут наблюдаться даже при отсутствии взаимных затме-
ний звезд, т. е. когда мы наблюдаем двойную систему под сравнитель-
но большим углом к ее орбитальной плоскости. Кстати, сравнительно
плоская «вершина» кривой блеска Алголя говорит о том, что взаим-
ное притяжение звезд в данном случае не слишком исказило их фор-
му, поэтому компоненты системы можно с хорошей точностью счи-
тать шарами.
У совсем тесных затменных двойных систем блеск меняется непре-
рывно, и указать моменты начала и конца затмений невозможно. Та-
кие затменные звезды называют переменными типа р Лиры, если пе-
риод составляет несколько суток, а главный и вторичный минимумы
существенно отличаются по глубине. По форме кривых блеска на них
похожи переменные типа W Большой Медведицы, однако их периоды,
как правило, не превышают 12 часов, а главный и вторичный миниму-
мы трудно различить по глубине. Эти системы состоят из пары почти
одинаковых, почти соприкасающихся эллипсоидальных звезд.
У затменных систем из числа очень тесных пар помимо геометри-
ческой переменности обнаруживаются явления, связанные с потерей
вещества и обмена им. Очень интересна и сложна переменность пар,
когда в атмосфере одного из компонентов протекают активные про-
218
Глава 6. Переменные звезды
цессы, образуются и исчезают пятна, причем период вращения актив-
ного компонента вокруг своей оси несколько отличается от периода
его орбитального движения. Изучение подобных звезд убеждает в
том, что противопоставление физических и затменных переменных
звезд является весьма условным и сильно упрощает реальность в ее
многообразии, как уже было сказано в начале этого раздела.
6.3. Пульсирующие переменные звезды
Важной и весьма многочисленной группой физических переменных
звезд являются пульсирующие переменные. Именно к ним принадле-
жат звезды типа Миры Кита — красные гиганты, меняющие свой блеск
на несколько звездных величин (не менее 2т в видимом диапазоне) с
периодами от нескольких месяцев до примерно полутора лет. Пульси-
рующими переменными звездами оказывается вообще большинство
красных гигантов; те из них, у которых блеск меняется не столь силь-
но, как у мирид, относят к полуправильным или неправильным крас-
ным переменным звездам, в зависимости от того, заметно ли проявля-
ется периодический характер их переменности.
Особую роль в астрономии играют цефеиды, одна из разновидно-
стей пульсирующих звезд. Переменность первых цефеид, видимых не-
вооруженным глазом звезд ц Орла и 8 Цефея, обнаружили в конце
XVIII в. английские любители астрономии, соседи-помещики Э. Пи-
готт и Дж. Гудрайк.
6.3.1. Джон Гудрайк
Джон Гудрайк родился 17 сентября 1764 г. в Гронингене (Голландия).
Джон был глухонемым, вероятно, из-за болезни, перенесенной в мла-
денческом возрасте. Вскоре семья переселилась в Англию, где Джон
получил образование. Лишенный слуха и речи, Джон сумел показать
способности к учебе. В возрасте 14 лет он стал студентом Уоррингтон-
ской Академии в Ланкашире, где весьма успешно изучал математику
и впервые проявил интерес в астрономии. В 1781 г., окончив учебу в
Академии, Гудрайк вернулся в свое поместье. У него оказался интерес-
ный сосед-помещик Эдвард Пиготт (1750-1807). Отец Пиготта был
землемером, имел астрономические инструменты, любил наблюдать
небесные объекты и о некоторых своих результатах сообщал в Коро-
левское общество, игравшее в Англии роль Академии наук. К астроно-
мическим наблюдениям Пиготт-старший приобщил и сына. Пиготт-
младший и его юный сосед Джон Гудрайк стали наблюдать вместе и
обратили особое внимание на переменные звезды.
6.3. Пульсирующие переменные звезды
219
В то время существовал, по су-
ти, единственный способ откры-
тия переменных звезд — внима-
тельное разглядывание и запоми-
нание звездного узора. Даже поня-
тия десятой доли звездной величи-
ны еще не существовало. Достойно
удивления и восхищения, что сре-
ди новых переменных звезд, откры-
тых Гудрайком и Пиготтом, есть не-
сколько звезд пятой-шестой вели-
чины, с не слишком большой ам-
плитудой изменений блеска.
Рис. 6.7. Джон Гудрайк.
Главный научный результат Гудрайка, впрочем, относился именно
к яркой звезде — Алголю. По-видимому, Гудрайку не было известно,
что лет за сто до него переменность Алголя открыл итальянец Монтана-
ри. Но Гудрайк не только вновь обнаружил в 1782 г. переменность этой
звезды, но и установил, что она меняет блеск периодически, показывая
глубокие ослабления каждые 2 суток и 20,75 часа. Вот что записал Гуд-
райк в своем дневнике 12 ноября 1782 г.: «This night looked at Beta-Persel
(Algol) and was much amazed to find its brightness altered. It now appears
to be fourth magnitude... I observed it diligently for about an hour up-
wards... hardly believing that it changed its brightness, because I had never
heard of any star varying so quick in its brightness. I thought it might be
perhaps owing to an optical illusion, a defect in my eyes or bad air, but the
sequel will show that its change is true and that it was not mistaken»1.
Гудрайк предложил два возможных объяснения наблюдаемого яв-
ления, первое из которых (затмения) является правильным, а второе
применимо ко многим переменным звездам других типов: «Если бы не
было еще слишком рано высказывать соображения о причинах пере-
менности, я мог бы предположить существование большого тела, обра-
щающегося вокруг Алголя, или такое движение его самого, при кото-
ром часть его, покрытая пятнами или чем-либо подобным, периодиче-
1 «Взглянув сегодня ночью на Бету Персея (Алголе), я был немало изумлен, ко-
гда заметил, что ее блеск изменился. Теперь она казалась звездой четвертой ве-
личины. После этого я прилежно наблюдал Алголь еще около часа и не мог себе
поверить, что он меняется в блеске, ибо никогда не слышал, чтобы звезда столь
быстро меняла свой блеск. Я подумал, не оптическая ли это иллюзия, или де-
фект моего зрения, или влияние атмосферы, но дальнейшие наблюдения пока-
зали, что изменения были подлинными и не связанными с ошибкой» (англ.).
220
Глава 6. Переменные звезды
ски поворачивается по направлению к Земле» (цит. по переводу
Б. В. Кукаркина). За это открытие Королевское общество наградило
Гудрайка самой престижной британской научной наградой — меда-
лью им. Годфри Копли.
В сентябре—октябре 1784 г. Джон Гудрайк открыл две новые пере-
менные звезды: р Лиры (прототип затменных звезд с непрерывными
изменениями блеска) и 8 Цефея (прототип важнейшей разновидно-
сти пульсирующих переменных звезд — цефеид).
В апреле 1786 г. Королевское общество избрало Гудрайка своим
членом. А всего через две недели после этого, 20 апреля, Джон Гудрайк,
никогда не отличавшийся крепким здоровьем, умер в возрасте 22 лет,
как полагают, простудившись при наблюдениях холодной ночью.
6.32. Цефеиды
Итак, переменность первых цефеид — ц Орла и 8 Цефея — обнаружи-
ли Эдвард Пиготт и Джон Гудрайк. По созвездию, в котором находит-
ся вторая из этих звезд, открытая Гудрайком, подобные переменные
назвали цефеидами. Заметим, что Пиготт открыл переменность ц Ор-
ла на месяц раньше, поэтому утвердившееся название «цефеиды» ис-
торически не вполне справедливо. В сегодняшней астрономии цефеи-
дами (точнее — классическими цефеидами) называют далеко не все
звезды, к которым термин «цефеиды» применяли раньше. Классиче-
ские цефеиды в Галактике встречаются лишь вблизи центральной
плоскости диска — как правило, не дальше 30 пк от нее. В нашей Га-
лактике выявлено несколько сотен классических цефеид; еще несколь-
ко тысяч цефеид обнаружено в других галактиках, больше всего в Ма-
геллановых Облаках, в галактиках Андромеды и Треугольника.
По наблюдаемым изменениям блеска на цефеиды наиболее похо-
жи переменные звезды типа W Девы, но они, напротив, не особенно
концентрируются к галактической плоскости, чаще всего встречают-
ся в направлении на центр Галактики и существенно отличаются от
классических цефеид массами, возрастом и другими характеристика-
ми. В отличие от классических цефеид, звезды типа W Девы иногда
называют «цефеидами населения II», или цефеидами сферической со-
ставляющей Галактики.
Цефеиды — это звезды-сверхгиганты, их светимость в десятки ты-
сяч раз превышает светимость Солнца, причем это желтые сверхги-
ганты (температура поверхности у них в среднем примерно такая же,
как и у Солнца, но она непостоянна). Блеск классической цефеиды ме-
няется периодически. У большинства цефеид нашей Галактики перио-
6.3. Пульсирующие переменные звезды
221
Рис. 6.8. Кривая блеска цефеиды R Южного Креста (R Cru) по наблюдениям
космической обсерватории «Гиппаркос». Все измеренные значения блеска
(точки) приведены к одному циклу пульсаций. Период пульсаций 5,8 сут. Ма-
лый разброс точек относительно сглаженной кривой говорит о высокой точ-
ности внеатмосферных измерений (сравните с рис. 6.10, демонстрирующем
результаты наземных измерений подобной звезды).
ды заключены в пределах от суток до месяца (в других галактиках из-
вестны цефеиды и с более продолжительными периодами). Измене-
ние блеска типичной цефеиды от минимума до максимума — ампли-
туда переменности — составляет 1—2™, что соответствует изменению
светимости примерно в 2,5-6 раз. У некоторых цефеид, однако, блеск
меняется не столь сильно.
Физическая причина переменности блеска цефеид — радиальные
пульсации, т. е. такие пульсации звезды, при которых движение веще-
ства происходит только вдоль радиуса звезды, а ее форма не изменяет-
ся, оставаясь приблизительно шаровой. Сравнительно разреженные
атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. Пульсируют, в
сущности, только атмосферы: глубоко в недра пульсации не проника-
ют. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении —
охлаждается. Светимость цефеиды оказывается наиболее высокой, ко-
гда температура поверхности близка к максимуму, и звезда начала рас-
ширяться после того, как сжалась до минимального размера.
Радиальные пульсации цефеид можно обнаружить не только по пе-
ременности их блеска, но и прямым измерением колебаний поверхно-
сти звезды, используя эффект Доплера. Систематические спектраль-
ные наблюдения выявляют колебания линий (АХ) относительно их
средней длины волны (X), которые по формуле Доплера (АХД = Av/c)
можно перевести в колебания скорости атмосферы вдоль луча зрения
222
Глава 6. Переменные звезды
(Ду). Эта лучевая скорость
демонстрирует у цефеид
переменность, естествен-
но, с тем же периодом, что
и блеск. Очень поучитель-
ным оказывается сравне-
ние кривой блеска цефеи-
ды и кривой ее лучевой
скорости. Имея кривые
блеска для нескольких
длин световых волн, мож-
но узнать, как менялась
температура, а следова-
тельно, излучательная спо-
собность единицы площа-
ди поверхности цефеиды.
Сопоставив эти сведения с
кривой лучевых скоро-
стей, удается довольно точ-
но определить размер звез-
ды и его изменение в ходе
пульсаций. Температура и
размер позволяют вычис-
лить светимость звезды, а
значит — определить рас-
стояние до нее. В честь аст-
рофизиков, предложив-
ших этот метод определе-
ния размеров пульсирую-
щих звезд и расстояний до
них, он назван методом
Рис. 6.9. Изменения физических параметров ти- Бааде—Весселинка.
пичной цефеиды (блеска, температуры, спек- что газовые шары в
трального класса, лучевой скорости, радиуса) в
r ? , „г. /Г/ принципе могут пульсиро-
течение цикла пульсации (по К. Гоффмеистеру, г j j г
Г. Рихтеру и В. Венцелю, 1990). вать’ Достаточно очевид-
но. Но астрофизикам дол-
го не удавалось объяснить, почему пульсации цефеид не прекращают-
ся. Если бы механическая энергия колебаний не пополнялась за счет
тепловой энергии звезды, то пульсации быстро затухали бы. Очевид-
но, пульсирующая звезда подобна тепловой машине, скажем, двигате-
6.3. Пульсирующие переменные звезды
223
Рис. 6.10. Изменение блеска цефеиды ТТ Орла (ТТ Aql). Вверху: наблюдаемая
кривая блеска; все измерения приведены к одному циклу, но для удобства ана-
лиза этот цикл изображен дважды. Внизу: фотографии (негатив) области во-
круг звезды при разных значениях фазы ее пульсаций.
лю внутреннего сгорания, превращающему энергию топлива в движе-
ние. Но в атмосферах звезд нет собственных источников энергии, а в
ядро звезды, где вырабатывается термоядерная энергия, пульсации
почти не проникают. Только в 1950-е гг. нижегородский физик С. А. Же-
вакин установил, что в атмосферах цефеид, сравнительно близко к по-
верхности звезды, есть слой, физические условия в котором позволя-
ют накапливать энергию в течение части пульсационного цикла, а в ос-
тавшуюся часть цикла отдавать ее. Энергия излучения то аккумулиру-
ется звездным газом (в основном гелием), ионизуя его, то вновь выде-
ляется, когда при охлаждении ионы захватывают электроны, излучая
при этом свет. Так был выявлен клапанный механизм пульсаций цефе-
ид, возможность которого заподозрил, но не смог подробно обосно-
вать лет за 40 до открытия Жевакина известный английский астрофи-
зик А. Эддингтон.
6.3.3. «Маяки Вселенной»
В начале XX в. Гарвардская обсерватория (США) решила активизиро-
вать наблюдения южного неба. Были установлены телескопы в Юж-
ном полушарии и начато регулярное фотографирование, в программу
224
Глава 6. Переменные звезды
которого вошли Магеллановы Облака. Эти два недоступных для об-
серваторий Северного полушария объекта, которые похожи на «ото-
рвавшиеся от Млечного Пути клочки тумана», как выяснилось, явля-
ются самостоятельными звездными системами, возможно — спутни-
ками нашей Галактики. Наблюдая их «со стороны», мы имеем возмож-
ность более однородно изучать их звездное население, чем в своей Га-
лактике (прежде всего — с одинакового расстояния).
В 1908 г. гарвардский астроном Генриетта Ливитт открыла почти
2000 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке (ММО) и опре-
делила периоды переменности некоторых из них. Она заметила, что
звезды ММО, меняющие свой блеск примерно с такими же периода-
ми, что и цефеиды Млечного Пути, оказываются в среднем тем ярче,
чем больше период их переменности. Обнаруженные Ливитт звезды
действительно были цефеидами, но тогда она еще не была в этом уве-
рена. Важно, что размер ММО невелик по сравнению с расстоянием
до него, и приближенно можно считать, что все его звезды находятся
на одинаковом расстоянии от нас. Поэтому Ливитт, в сущности, обна-
ружила зависимость «период — светимость» для цефеид: чем больше
период переменности блеска, тем выше светимость цефеиды. Эта за-
висимость оказалась справедливой не только для ММО, но и для це-
феид любой галактики.
Приведем один из современных вариантов зависимости «пери-
од - светимость» (точнее, «период - абсолютная звездная величина»)
для классических цефеид:
Mv =-1,01 -2,79 lg Р,
где Mv — средняя за период пульсаций абсолютная величина звезды в
фильтре V, а Р — период, выраженный в сутках.
Период переменной звезды нетрудно определить из наблюдений.
Вычислив затем по зависимости «период — светимость» абсолютную
величину цефеиды и сравнив ее с видимой звездной величиной, мож-
но определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную
систему (звездное скопление, галактику), то и до этой звездной систе-
мы. Как уже говорилось, цефеиды - сверхгиганты, то есть звезды высо-
кой светимости, и их можно обнаружить даже в довольно отдаленных
галактиках. Поэтому зависимость «период — светимость» является
очень эффективным средством определения расстояний во Вселенной.
Именно благодаря цефеидам астрономы научились определять рас-
стояния до отдаленных частей нашей Галактики и до других галактик.
Не случайно эти переменные звезды называют «маяками Вселенной».
6.3. Пульсирующие переменные звезды
225
Если известен период изменения блеска цефеиды, можно опреде-
лить не только расстояние до нее, но даже ее абсолютный возраст (в
эволюционном смысле все цефеиды — звезды пожилого возраста). Во-
обще, чтобы оценить возраст какой-либо звезды, обычно приходится
тщательно сравнивать результаты ее наблюдений с предсказаниями
теории эволюции звезд, и оценка зачастую получается ненадежной.
Для цефеид определение возраста непреодолимых трудностей не вы-
зывает: как установил в 1960-е гг. московский астроном Ю. Н. Ефре-
мов, чем больше период цефеиды, тем она моложе. Следующая форму-
ла представляет один из современных вариантов этой зависимости:
lg t = 8,16 -0,68 IgP,
где t — возраст в годах, Р — период цефеиды в сутках. Первый член в
правой части формулы зависит от некоторых теоретических допуще-
ний, но второй известен довольно точно. Зная о существовании зави-
симости «период — возраст», можно, например, отобрать звездные ско-
пления, в которые входят самые долгопериодические, а значит, самые
молодые цефеиды, и таким образом выяснить, где именно в нашей Га-
лактике концентрируются молодые звездные коллективы. Есть указа-
ния, что самые долгопериодические цефеиды теснее связаны со спи-
ральными ветвями Галактики, чем остальные звезды этого типа.
6.3.4. Колебания струны
Пульсации звезды можно сравнить с другими колебательными про-
цессами, например с колебаниями струны. В общем случае чем коро-
че струна, тем выше тон ее звучания, т. е. короче период колебаний
(для гитаристов и скрипачей это тривиальный факт). Но музыканты
хорошо знают, что колебания струны
можно возбудить по-разному и, соответ-
ственно, получить звук разной высоты
при неизменной длине струны. Концы
струны закреплены, там находятся узлы
колебаний. Если середина струны колеб-
лется с наибольшим размахом (т. е. пуч-
Рис. 6.11. Элементарные моды колебаний
струны. Реальные колебания состоят из сово-
купности таких мод, имеющих разные ампли-
туды. 1 — основной тон, 2-5 — первый—чет-
вертый обертоны.
226
Глава 6. Переменные звезды
\1
1
а
б
Рис. 6.12. Моды колеба-
ний воздуха в трубе, от-
крытой с одного конца
(например, в трубах орга-
на): а — основной тон,
б — первый обертон. Го-
ризонтальный размах
пунктирных линий пока-
зывает амплитуду верти-
кальных колебаний.
ность колебаний одна и расположена, есте-
ственно, в середине), то слышан только наи-
более низкий, основной тон.
Но у струны могут быть возбуждены и
обертоны, как это происходит, например,
при игре флажолетами, когда одной рукой
извлекают звук, а пальцем руки слегка при-
касаются к струне в ее средней точке, или на
Уз, на У4... ее длины, чтобы именно там соз-
дать дополнительные узлы колебаний. Так, у
первого обертона, помимо узлов на концах
струны, есть еще один узел в середине стру-
ны, где размах колебаний уменьшается до ну-
ля, хотя струна в этом месте не закреплена.
Итак, для первого обертона середина стру-
ны — это узел, а между тремя узлами (в сере-
дине и на концах) находятся две пучности.
Струна как бы делится на две независимо ко-
леблющиеся половинки, период колебаний у
них короче, а тон — выше. У второго оберто-
на четыре узла (два на концах и два проме-
жуточных) и три пучности.
Напомним еще одно свойство струны, от которого зависит высота
ее тона (период колебаний). Это соотношение между массой и упруго-
стью струны: чем менее массивна струна и чем сильнее она натянута,
тем выше звук. У звезды роль упругости играют силы гравитации и га-
зового давления (у стабильных звезд они по модулю равны). Выведен-
ная из равновесия звезда попеременно «подчиняется» то одной, то
другой из этих сил, поэтому «высота основного тона» звезды зависит
от того, насколько быстро одна из сил, скажем, сила тяжести может
изменить размер звезды. При массе звезды М и радиусе R ускорение
силы тяжести составляет д = GM/R2, а характерное время изменения
радиуса 2
составит
Как видим, высота основного тона звезды (v ~ 1 /f) зависит только
от средней плотности звезды (р ~ M/R3).
6.3. Пульсирующие переменные звезды
227
6.3.5. Особенности пульсаций
У всех колебательных процессов много общего. Пульсирующая звезда
похожа на гитарную струну, а еще больше — на чертежную линейку,
закрепленную одним концом в тисках, или на трубу органа, посколь-
ку в колебательном движении звезды участвуют только атмосферные
слои, а значит, в ее недрах находится узел колебаний, а на поверхно-
сти — пучность. Амплитуда пульсаций звезды обычно монотонно воз-
растает от недр к поверхности. Однако пульсационные движения мо-
гут установиться и таким образом, что внутри атмосферы звезды по-
является промежуточный уровень, на котором колебаний нет, — до-
полнительный узел (как у струны в первом обертоне), а то и два та-
ких «узловых» уровня (второй обертон). Период пульсаций и их ам-
плитуда на поверхности звезды при этом окажутся меньшими, чем ес-
ли бы дополнительных узлов не было.
Среди цефеид есть как звезды, пульсирующие в основном тоне,
так и звезды, пульсирующие в первом обертоне. Обнаружено и свы-
ше десятка звезд, у которых наблюдения одновременно выявляют
как основной тон, так и первый обертон пульсаций; их называют це-
феидами с двойной периодичностью, или бимодальными цефеидами.
Точно определив отношение двух периодов пульсаций у одной звез-
ды (отношение периодов первого обертона и основного тона у цефе-
ид равно приблизительно 0,7), можно сравнить его с предсказаниями
теории и оценить массу и размер цефеиды.
Продолжим нашу аналогию с колебаниями струны. Роль упруго-
сти струны у пульсирующей звезды играет ее средняя плотность: чем
плотнее вещество звезды, тем короче пульсационный период. Из са-
мых простых физических соображений еще Эддингтоном была выве-
дена формула
Pjp = Q,
где Р — период, р — средняя плотность вещества звезды, Q — пульсаци-
онная постоянная (на самом деле это не строгая константа, она слабо
зависит от распределения плотности внутри звезды).
Звезды эволюционируют: с возрастом у звезды изменяются разме-
ры и средняя плотность. Следовательно, период пульсирующей звез-
ды должен меняться, хотя и очень медленно. Определив как можно
точнее значение периода цефеиды, а затем повторив определение
спустя несколько десятилетий, можно надеяться обнаружить проявле-
ния звездной эволюции. Успеху подобного исследования способству-
ет то, что период почти строго периодического процесса, наблюдаемо-
228
Глава 6. Переменные звезды
05 ВО АО F0
GO
КО МО М8
-10
-5
О
5
5
10
15 |-
05 ВО АО F0
GO
КО МО М8
Спектральный класс
Рис. 6.13. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела с отмеченной полосой нестабильности,
идущей от ярких цефеид к тусклым белым карликам. Справа от нее еще одна зона
нестабильности, куда попадают долгопериодические переменные типа Миры Кита
6.3. Пульсирующие переменные звезды
229
Рис. 6.14. Изменение блеска Миры Кита (о Cet) за 60 лет по данным Американ-
ской ассоциации наблюдателей переменных звезд. Указана визуальная звезд-
ная величина, осредненная за 10 суток.
го в течение тысяч циклов, удается измерить с высокой точностью.
Вполне возможно определить период цефеиды с точностью до десяти-
тысячной доли процента от его значения. Но на медленные измене-
ния периода, обусловленные звездной эволюцией, накладываются
проявления других процессов, и в результате наблюдаемая картина
оказывается весьма сложной. Тем не менее у некоторых цефеид, чаще
всего молодых и долгопериодических, действительно удается обнару-
жить вековые изменения периода, вызванные эволюцией.
На диаграмме Герцшпрунга—Рассела все классические цефеиды
заключены вдоль довольно узкой наклонной полосы, которая называ-
ется (цефеидной) полосой нестабильности. Вверх вдоль этой полосы
нарастает светимость, а значит, и растут периоды цефеид. В процессе
эволюции звезды она может покинуть полосу нестабильности, при
этом физические условия в ее атмосфере могут измениться настоль-
ко, что клапанный механизм С. А. Жевакина перестанет работать. Тео-
рия звездной эволюции предсказывает, что звезда определенной мас-
сы (не менее 4 М0) может становиться цефеидой и переставать быть
ею один или несколько раз за время своего существования. Но эволю-
ция звезд — медленный процесс по сравнению со сроками человече-
ской жизни или даже истории науки, и случаи появления новой, ра-
нее не пульсировавшей цефеиды или прекращения пульсаций извест-
ной цефеиды должны быть очень редкими. По сравнению с перемен-
ными звездами многих других типов цефеиды ведут себя, как прави-
ло, очень стабильно, каждый следующий цикл пульсаций весьма точ-
но воспроизводит предыдущий по изменениям блеска, цвета, лучевой
скорости. Известен, пожалуй, лишь один убедительный пример ради-
кального изменения характера переменности цефеиды — возможного
230
Глава 6. Переменные звезды
прекращения ее пульсаций из-за изменения условий в атмосфере.
Это произошло с самой яркой цефеидой на небе — Полярной звездой
(а Малой Медведицы).
Блеск Полярной менялся не очень сильно, но внимание к этой
звезде, занимающей исключительное положение на северном небе,
всегда было велико, а блеск звезд вокруг нее измеряли особо тщатель-
но, чтобы использовать их в качестве фотометрического стандарта —
Северного полярного ряда. В результате уже давно было обнаружено,
что Полярная — это цефеида с периодом 3,97 сут и амплитудой изме-
нения блеска всего около 0,15™. Столь малый размах колебаний бле-
ска, быть может, частично был связан с пульсациями в первом оберто-
не. Но в 1980-е гг. неожиданно было обнаружено, что и эти неболь-
шие колебания явно затухают! К середине 1990-х гг. Полярная практи-
чески прекратила пульсации. Пока неясно, действительно ли Поляр-
ная навсегда (или хотя бы на многие века) перестала быть цефеидой,
или же пульсации оказались погашенными лишь временно. Впрочем,
абсолютно точно не известно, была ли Полярная настоящей классиче-
ской цефеидой или все же ее следовало бы отнести к короткопериоди-
ческому подтипу звезд типа W Девы.
Несколько хуже прослежен другой возможный пример прекраще-
ния пульсаций — у звезды RU Жирафа. Эта звезда тоже неуверенно
классифицируется как цефеида или как звезда типа W Девы. Звезда
пульсировала с периодом около 22 сут. Два обстоятельства делали ее
необычной. Во-первых, спектральные наблюдения вблизи миниму-
мов блеска выявляли углеродный спектр, что не характерно ни для
классических цефеид, ни для звезд типа W Девы. Во-вторых, с 1950 по
1962 гг. у RU Жирафа отмечали постепенное увеличение амплитуды
пульсаций до 1,6™. В начале 1966 г. пульсации RU Жирафа почти пре-
кратились, а точнее, амплитуда переменности упала до 0,1™ пример-
но при том же периоде. В дальнейшем звезда менялась сравнительно
нерегулярно, амплитуда временами возрастала до 0,3™, а периодич-
ность прослеживалась далеко не всегда, хотя если признаки периода
обнаруживались, его значение никогда не уходило слишком далеко
от 22 суток.
Пульсирующими могут становиться звезды, сильно различающие-
ся по массе, возрасту, температуре поверхности. Так, цефеиды — срав-
нительно молодые звезды, мы уже говорили, что в Галактике они за-
метно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных
звездных скоплениях. Некоторые другие пульсирующие переменные
имеют, однако, намного больший возраст. Так, весьма многочислен-
6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды
231
ные представители другого типа пульсирующих переменных, звезды
типа RR Лиры (RR Lyr), в своем большинстве принадлежат к числу са-
мых старых звезд. Они не концентрируются существенно к галактиче-
ской плоскости, зато их очень много в направлении на центр Галакти-
ки, в созвездии Стрельца. Немало звезд типа RR Лиры обнаружено в
некоторых шаровых звездных скоплениях — самых старых объектах
Галактики, их возраст более 10 млрд лет. Скажем, в шаровом скопле-
нии М 3 найдены уже сотни звезд типа RR Лиры. Массы этих звезд за-
метно меньше солнечной. В отличие от цефеид, звезды типа RR Лиры
имеют более короткие периоды — от 5 ч до 1 сут. Причиной их пере-
менности, как и у цефеид, являются радиальные пульсации. Среди
звезд типа RR Лиры уверенно выделяются (намного надежнее, чем
для цефеид) звезды, пульсирующие в основном тоне, и звезды, пульси-
рующие в первом обертоне. Обнаружено немало звезд типа RR Лиры,
у которых пульсации в основном тоне и в первом обертоне возбужде-
ны одновременно. Существование бимодальных цефеид и звезд типа
RR Лиры представляет определенную проблему для теории звездных
пульсаций, поскольку такую переменность пока не вполне удается
воспроизвести в теоретических расчетах.
6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды
Физическими переменными звездами, хотя и не пульсирующими, яв-
ляются, как правило, и самые молодые звезды, недавно сформировав-
шиеся в облаках межзвездного газа. Такие молодые переменные звез-
ды впервые обнаружил в прошлом веке российский астроном
О. В. Струве в области туманности Ориона, поэтому их стали называть
орионовыми переменными. Сейчас переменные звезды в областях звез-
дообразования чаще называют переменными типа Т Тельца, по име-
ни известной молодой переменной звезды. На диаграмме Герцшпрун-
га—Рассела звезды типа Т Тельца располагаются недалеко от главной
последовательности, которой они еще не достигли. В спектрах этих
звезд всегда есть яркие эмиссионные линии.
Орионовы переменные относят к эруптивным переменным звез-
дам. Слово «эрупция» по своему буквальному смыслу означает извер-
жение. Имеется в виду, что на поверхности эруптивных звезд происхо-
дят бурные процессы. Действительно, иногда у звезд типа Т Тельца на-
блюдают довольно сильные вспышки. Обычно они меняют свой
блеск хаотически, но иногда в их переменности обнаруживают при-
знаки периодичности, связанной с наличием пятен и вращением во-
круг оси.
232
Глава 6. Переменные звезды
Рис. 6.15. Представление кривой блеска красного карлика BY Дракона в рамках
двухпятенной модели (по Rodono et al., 1986). Слева внизу показаны теоретиче-
ские кривые блеска для каждого из пятен, слева вверху — суммарная теоретиче-
ская кривая блеска и реально наблюдавшиеся значения (точки). Справа: модель-
ный вид звезды в положениях максимального и минимального блеска.
Эруптивными переменными считают и вспыхивающие звезды.
Это один из самых распространенных в природе типов переменных.
Вспыхивающие звезды (их называют также звездами типа UV Кита) —
объекты правого нижнего конца главной последовательности диаграм-
мы Герцшпрунга—Рассела, красные карлики, а красных карликов в Га-
лактике особенно много. Их вспышки похожи на солнечные вспышки,
но, как правило, намного заметнее их. Во время звездной вспышки,
продолжающейся обычно 20-30 секунд и не больше нескольких ми-
нут, в оптическом диапазоне выделяется энергия от 1021 до 1027 Дж
(Гершберг, 2002). Светимость звезды при этом возрастает порой в де-
сятки раз, тогда как при солнечных вспышках количество приходящей
на Землю энергии меняется несущественно. Считают, однако, что ак-
6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды
233
V
5,80
5,90
6,00
5,80
5,90
6,00
V 711 Таи 1981.7
Конфигурация
пятен
0,0 0,4 0,8 1,2 1,6 Фаза
Рис. 6.16. Представление кривой блеска красного карлика V 711 Тельца в рам-
ках двухпятенной модели (по Rodono et al., 1986). Отличные от BY Дракона рас-
положение и относительный размер пятен позволили и в этом случае весьма
точно смоделировать наблюдаемую кривую блеска.
тивность звезд типа UV Кита по своей природе не отличается от сол-
нечной активности, хотя для объяснения звездных вспышек предлага-
ли и другие гипотезы, иногда довольно экзотические. Так, Э. Герц-
шпрунг в 1924 г. пытался объяснить вспышку переменной звезды DH
Киля падением на нее крупного астероида.
Как правильно догадался еще в XVIII в. Джон Гудрайк, перемен-
ность блеска звезды может быть вызвана наличием на ее поверхности
пятен — темных или светлых. Если запятненная звезда вращается во-
круг своей оси, а эта ось не направлена точно к нам, звезда поворачи-
вается к нам то более светлой, то более темной стороной. На некото-
рых красных карликах пятна занимают намного большую часть диска,
чем на Солнце, и пятенная переменность блеска весьма заметна. Их на-
зывают звездами типа BY Дракона. На Солнце пятна сравнительно ма-
ленькие и не очень холодные. Заметить переменность Солнца, наблю-
дая его издалека, как звезду, было бы трудно. Заметить незначитель-
ную переменность Солнца с Земли и вовсе невозможно — оно слиш-
234
Глава 6. Переменные звезды
Рис. 6.17. Крупные пятна на Солнце делают на-
шу дневную звезду слабопеременной.
Фото получено 29 марта 2001 г. в Обсерватории
Меёса (Институт астрономии Гавайского
университета).
ком яркое для существую-
щих точных методов изме-
рения блеска звезд. А тур-
булентность земной атмо-
сферы, освещенной Солн-
цем, вызывает еще боль-
шие проблемы, чем «дрожа-
ние звезд», знакомое астро-
номам по ночным наблюде-
ниям. Однако исследова-
ниями с космических аппа-
ратов было действительно
установлено, что при прохо-
ждении по диску Солнца
крупных пятен к Земле при-
ходит чуть меньше света.
Солнце может считаться
«пятенной» переменной ти-
па BY Дракона, хотя и
очень слабо переменной
звездой. У красных карликов пятенная переменность типа BY Дракона
часто сочетается с активностью, характерной для вспыхивающих
звезд типа UV Кита.
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
Как мы уже отмечали в разд. 5.4.1, первыми звездами, переменность
блеска которых заметили еще древние астрономы, были новые звез-
ды. В старину «новой» (Nova) называли любую звезду, вспыхнувшую
как бы на пустом месте. Сейчас такие звезды относят либо к новым,
либо к сверхновым. И те, и другие считают физическими переменны-
ми звездами.
В современной астрофизике новыми звездами называют один из
типов взрывных (или катаклизмических) переменных звезд. Все такие
звезды представляют собой двойные звездные системы, расстояние
между компонентами в которых чуть больше их суммарного размера.
Столь тесная пара неразличима как двойная ни в один телескоп. При
столь близком соседстве двух звезд между ними происходит сильное
взаимодействие, как раз и приводящее к необычному поведению та-
ких систем. Обычно одна из звезд катаклизмической пары — белый
карлик, лишенный водорода, т. е. «топлива» для термоядерного горе-
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
235
ния, а второй компонент — более или менее нормальная звезда-кар-
лик или субгигант. При достаточном сближении звезд вещество с по-
верхности нормальной звезды может перетекать на белый карлик.
Постепенно на поверхности белого карлика накапливается слой
вещества, богатого водородом, и создаются условия для протекания
термоядерных реакций. Их резкое, взрывоподобное начало как раз и
знаменуется вспышкой новой звезды. За время от нескольких часов
до нескольких суток звезда ярчает, достигает максимального блеска,
а затем долгие месяцы и даже годы постепенно угасает, а сброшенная
взрывом с белого карлика оболочка рассеивается в пространстве.
При этом двойная система не разрушается, и процесс накопления га-
за и его взрыв могут повторяться — новая звезда может вспыхивать
повторно.
У «классических» новых звезд между вспышками проходят тысяче-
летия, вот почему в старину считали, что «звезды-гостьи» исчезают на-
всегда. (До изобретения телескопа новые звезды между вспышками в
принципе не могли наблюдать, все они имеют очень слабый блеск.) Но
известны и «повторные» новые, у которых интервал времени между
вспышками составляет всего несколько десятков лет. Не у всех повтор-
ных новых причина вспышки такая же, как у классических новых, хо-
тя наблюдаемые изменения блеска довольно схожи.
Таким образом, вопреки названию, новые звезды вовсе не молоды;
напротив, это сравнительно старые тесные двойные системы. Ведь по-
ка одна из звезд пары в ходе эволюции превратится в белый карлик,
проходит немало времени.
При вспышке классической новой ее блеск в видимой области
спектра возрастает не менее чем на 6™ (в среднем на 10™). Рекордное
поярчание наблюдалось у V 1500 Лебедя (Новой Лебедя 1975 г.), кото-
рая увеличила свой блеск примерно на 19™. Таким образом, свети-
мость этой звезды в видимом диапазоне выросла в Ю19/2'5«40 ООО 000
раз.
Ежегодно профессиональным астрономам и любителям удается
открыть несколько новых звезд нашей Галактики, но далеко не каж-
дый год хотя бы одна из них становится в максимальном блеске
столь яркой, что ее можно увидеть невооруженным глазом. А действи-
тельно очень ярких новых, которые могли бы поразить воображение
и астрономов древности, то есть звезд, достигших хотя бы второй ве-
личины в максимуме, в XX в. было всего шесть, причем после 1975 г.,
когда V 1500 Лебедя стала на одну ночь чуть ярче второй величины,
таких ярких вспышек не наблюдалось. Одна из ярчайших новых по-
236
Глава 6. Переменные звезды
Рис. 6.18. Изменение
блеска V 1500 Лебедя
(Новая Лебедя 1975)
по данным Американ-
ской ассоциации на-
блюдателей перемен-
ных звезд. До вспыш-
ки звезда была сла-
бее 2 Г.
следнего десятилетия, доступных наблюдениям в России, Новая Орла
(V 1494 Aql), вспыхнувшая в декабре 1999 г., достигла только третьей
величины. Самая яркая новая XX в., Новая Орла 1918 г. (V 603 Aql), в
максимуме имела блеск -1,4™; среди всех звезд на небе она лишь
чуть-чуть уступала по блеску Сириусу.
Тесная двойная система может, однако, показывать не только ог-
ромные вспышки, связанные с термоядерными взрывами на поверхно-
сти белого карлика. Известны взрывные переменные звезды, у кото-
рых вспышка новой (термоядерный взрыв на белом карлике) никогда
не наблюдалась, но временами происходят вспышки меньшего мас-
штаба, — их называют карликовыми новыми, или переменными типа
U Близнецов (U Gem). Существенных различий в структуре двойной
системы между новыми и карликовыми новыми не выявлено. Перете-
кающее со спутника вещество не может сразу упасть на поверхность
белого карлика (в силу закона сохранения момента импульса). Обыч-
но этот газ образует вокруг белого карлика диск, в котором вещество
тормозится, прежде чем попасть на поверхность звезды. Из-за неста-
бильностей в диске вещество может падать «порциями»; при этом по-
вышается яркость как самого диска, так и поверхности звезды. Одна-
ко во время таких вспышек блеск двойной звезды возрастает далеко
не так сильно, как во время вспышек новых: обычно всего на 2-5™.
23040 090 140 180 240 280 340 390 440
Юлианские дни
Рис. 6.19. Кривая блеска карликовой новой SS Cyg (типа U Gem) в 1921-
1922 гг В записи юлианских дней первые две цифры (24...) опущены.
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
237
Рис. 6.20. Дисковая аккреция газа из атмосферы нормальной звезды на белый
карлик в тесной двойной системе (рисунок).
Продолжительность «дисковых» вспышек также намного меньше дли-
тельности вспышек новых звезд: от их возгорания до полного затуха-
ния обычно проходит всего несколько суток. Вспышки в диске повто-
ряются, интервалы между ними составляют примерно от недели до
года. Есть предположение, что любая переменная звезда типа U Близ-
нецов со временем может вспыхнуть и как классическая новая, хотя
пока ни одного такого случая не наблюдалось.
Диск в двойной системе взрывной переменной не сможет образо-
ваться, если белый карлик обладает сильным магнитным полем. То-
гда вещество, перетекающее со спутника, будет скользить вдоль сило-
вых линий магнитного поля и выпадать на поверхность белого карли-
ка близ его магнитных полюсов, а характер переменности станет
очень сложным. Такие звезды называют полярами: из-за сильного
магнитного поля их свет поляризован.
Как мы знаем, астрономы прошлого называли «новыми» объекты,
которые сейчас относят к двум разным типам — новым и сверхновым.
Действительно, при вспышках этих двух типов наблюдаемые явления
весьма схожи: быстрое и сильное поярчание с последующим медлен-
ным затуханием блеска. Однако природа сверхновых звезд сильно от-
личается от природы новых.
238
Глава 6. Переменные звезды
Рис. 6.21. Крабовидная туманность — газовый остаток вспышки сверхновой,
наблюдавшейся в 1054 г.
Фото: «Хаббл», NASA.
По современным представлениям, вспышка сверхновой знаменует
собой последний, катастрофический этап эволюции звезды. Израсхо-
довав все источники термоядерной энергии, массивная звезда не мо-
жет сопротивляться силе гравитации и стремительно сжимается —
коллапсирует. Белые карлики не могут иметь массу, превышающую
массу Солнца более чем в полтора раза. Более массивная коллапси-
рующая звезда, не останавливаясь на этапе белого карлика, сжимает-
ся в нейтронную звезду или в черную дыру. При этом выделяется ог-
ромная гравитационная энергия — происходит вспышка сверхновой.
Оставшуюся на месте взрыва нейтронную звезду или черную дыру ок-
ружает постепенно рассеивающаяся туманность — газовый остаток
сверхновой. Как видим, сверхновые, как и новые звезды, тоже очень
стары. Явление сверхновой, в сущности, знаменует собой смерть звез-
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
239
ды, поэтому, в отличие от но-
вых, сверхновые звезды не мо-
гут вспыхивать повторно.
В нашей Галактике сверх-
новых звезд не наблюдалось
очень давно, с дотелескопи-
ческих времен. Последние
две достоверные сверхновых
вспыхнули в 1572 г. (ее наблю-
дал Тихо Браге) и в 1604 г. (ее
описал Иоганн Кеплер). Для
этих звезд удалось реконст-
руировать кривые блеска, оты-
скать и исследовать газовые
остатки. Еще несколько сверх-
новых выявлено при анализе
старинных, преимущественно
китайских и японских, летопи-
сей. Так, есть серьезные осно-
вания полагать, что Крабовид-
ная туманность в созвездии
Тельца и находящийся в ней
пульсар — быстро вращающа-
яся нейтронная звезда - ос-
татки Сверхновой 1054 г., опи-
санной китайскими летопис-
цами. Эту звезду в Китае виде-
ли даже днем на протяжении
23 суток; блеск ее, вероятно,
достиг -6™. Интересно, что
один из выявленных остатков
сверхновых (Кассиопея А), ско-
рее всего, связан со вспыш-
кой, случившейся после
Сверхновой Кеплера, но про-
пущенной наблюдателями.
Не имея возможности изу-
чать вспышки сверхновых в
нашей Галактике, мы доволь-
но мало знали бы об этом яв-
Рис. 6.22. Остаток вспышки Сверхновой Ти-
хо 1572 г. (рентгеновское изображение).
Пример идеального плазменного шара.
Снимок сделан в 2003 г. орбитальной
обсерваторией «Чандра» (NASA).
Рис. 6.23. Остаток вспышки Сверхновой
Кеплера 1604 г. (рентгеновское изображе-
ние). По-видимому, это была вспышка
сверхновой типа 1а, то есть взрыв, вызван-
ный коллапсом белого карлика, масса кото-
рого превысила предел Чандрасекара.
Снимок сделан в 2006 г. орбитальной
обсерваторией «Чандра» (NASA).
240
Глава 6. Переменные звезды
Таблица 6.1
Вспышки новых, доступные невооруженному глазу*
Звезда Год Макс, блеск Первооткрыватель
СК Vulpeculae 1670 2,7™ Anthelm
WY Sagittae 1783 5,4 D’Agelet
V 841 Ophiuchi 1848 4,3 Hind
Q Cygni 1876 3,0 Schmidt
T Aurigae 1891 4,2 Anderson
V 1059 Sagittarii 1898 4,9 Fleming
GK Persei 1901 0,0 Anderson
DM Geminorum 1903 5,0 Turner
OY Arae 1910 6,0 Fleming
DI Lacertae 1910 4,6 Espin
DN Geminorum 1912 3,3 Enebo
V 603 Aquilae 1918 -1,1 Bower
GI Monocerotis 1918 5,7 Wolf
V 476 Cygni 1920 2,0 Denning
RR Pictoris 1925 1,1 Watson
XX Tauri 1927 6,0 Schwassmann and Wachmann
DQ Herculis 1934 1,2 Prentice
V 368 Aquilae 1936 5,0 Tamm
CP Lacertae 1936 1,9 Gomi
V 630 Sagittarii 1936 4,5 Okabayasi
ВТ Monocerotis 1939 4,3 Whipple and Wachmann
CP Puppis 1942 0,4 Dawson
DK Lacertae 1950 6,0 Bertaud
RW Ursae Minoris 1956 6,0 Satyvaldiev
V 446 Herculis 1960 5,0 Hassell
V 533 Herculis 1963 3,2 Dahlgren and Peltier
HR Delphini 1967 3,7 Alcock
LV Vulpeculae 1968 4,9 Alcock
FH Serpentis 1970 4,4 Honda
V 1500 Cygni 1975 1,8 Honda
NQ Vulpeculae 1976 6,0 Alcock
VI370 Aquilae 1982 6,0 Honda
QU Vulpeculae 1984 5,6 Collins
*В список вошли все новые, появившиеся после 1600 г. и достигшие блеска не ме-
нее 6т (источники: Moore, 2000, р. 293; Общий каталог переменных звезд).
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
241
Звезда Год Макс, блеск Первооткрыватель
V 842 Centauri 1986 4,6 McNaught
V 838 Herculis 1991 5,0 Alcock
V 1974 Cygni 1992 4,3 Collins
V 705 Cassiopeiae 1993 5,4 Kanatsu
V 382 Velorum 1999 2,5 Williams and Gilmore
V 1494 Aquilae 1999 3,6 Pereira
V 4743 Sagittarii 2002 5,4 Haseda
V 1280 Scorpii 2007 3,8 Nakamura and Sakurai
лении, если бы в максимальном блеске их светимость не была настоль-
ко высока, что их можно обнаруживать даже в весьма далеких галакти-
ках, где ежегодно открывают десятки сверхновых. Нередко сверхновая
какое-то время светит столь же ярко, как и все остальные, вместе взя-
тые, звезды родительской галактики (так, правда, бывает только для
не слишком богатых звездами галактик).
Наблюдались сверхновые и в сравнительно близких галактиках.
Так, в 1885 г. Э. Хартвиг на Тартуской обсерватории (ныне Эстония),
наведя телескоп на галактику Андромеды, просто чтобы показать кра-
сивый вид гостям обсерватории, сразу же увидел в самом центре
этой галактики «лишнюю» яркую звезду! Теперь «звезда Хартвига» из-
вестна как Сверхновая S Андромеды.
В 1987 г. сверхновая звезда вспыхнула в соседней с нами галакти-
ке — Большом Магеллановом Облаке (БМО). Она на время стала ярче
3™ и на южном небе ее можно было увидеть невооруженным глазом.
До вспышки эта сверхновая была сверхгигантом примерно 12™, вне-
сенным в астрономические каталоги. Так было опровергнуто непра-
вильное (но вошедшее в учебники) представление, что сверхновые от-
личаются от новых более сильным поярчанием. На самом деле Сверх-
новая 1987 г. в БМО поярчала всего на 9,5т, то есть намного меньше,
чем описанная выше классическая Новая VI500 Лебедя. Но если но-
вые после вспышки возвращаются примерно к тому блеску, которым
они обладали до вспышки, то звездный остаток Сверхновой 1987 г. —
несомненно, очень слабая звезда. Сверхгигант 12-й звездной величи-
ны бесследно исчез!
После взрывов сверхновых звезд в окружающее пространство вы-
брасывается вещество, прошедшее переработку в термоядерных реак-
циях в звездных недрах. Мы не знаем других процессов, при которых
межзвездное вещество эффективно обогащалось бы элементами тя-
242
Глава 6. Переменные звезды
желее гелия. Выброшенное сверхновыми вещество может участво-
вать в образовании звезд следующего поколения. Когда это происхо-
дит, часть вещества, обогащенного тяжелыми элементами, может пой-
ти на формирование планет. Трудно представить себе жизнь без угле-
рода и кислорода. Можно предположить, что жизни во Вселенной не
было бы, если бы не было сверхновых звезд.
6.6. Необычные переменные звезды
Среди сотен тысяч выявленных переменных звезд многие удается объ-
единить в большие группы: известны многие тысячи затменных пере-
менных звезд, пульсирующих типа Миры Кита и типа RR Лиры. Но вы-
явлено и довольно много переменных звезд, про которые можно ска-
зать, что у каждой из них известно всего несколько «родственников»
либо таких «родственников» пока вообще не найдено. Иногда речь
идет об уникальном стечении в общем-то случайных обстоятельств,
вызвавших переменность наблюдаемого блеска; полагают, например,
что звезда V 679 Кентавра в 1950-1954 гг. уменьшила блеск на 2,5™ по-
тому, что «зашла» за край плотной пылевой туманности. Чаще, одна-
ко, уникальные переменные звезды или редко встречающиеся типы
звездной переменности свидетельствуют об особых, быстротечных
стадиях эволюции, о весьма специфических свойствах некоторых
звезд, поэтому необычные переменные, как правило, представляют
особый интерес для астрофизики.
Подробно рассказать о всех необычных переменных звездах здесь
невозможно. Мы опишем лишь некоторые уникальные переменные и
представителей редких типов звездной переменности.
6.6.1. Звезды типа R Северной Короны
Первая обнаруженная в созвездии Северной Короны переменная звез-
да оказалась странной. Эта яркая звезда 6™ подолгу остается постоян-
ной, но временами блеск ее сильно падает. Звезда может ослабеть до
14™! Все эпизоды ослабления блеска разные. Иногда звезда слабеет на
1-2™ и через неделю снова становится яркой, а бывает (как это, ска-
жем, случилось в 1977 г.), что R Северной Короны (R СгВ) держится на
уровне 14™ почти целый год. В моментах наступления глубоких мини-
мумов не удается найти какой-либо регулярности (Жиляев и др.,
1978).
Хотя странное поведение R Северной Короны заметили еще в
1784 г., до сих пор обнаружено всего около 30 похожих на эту звезду
объектов. Сейчас к типу R Северной Короны переменные звезды отно-
6.6. Необычные переменные звезды
243
Рис. 6.24. Визуальная кривая блеска R СгВ за 1905-1959 гг., составленная на ос-
нове наблюдений многих авторов (по: Гоффмейстер и др., 1990).
сят на основе нескольких важных признаков. Помимо характерной пе-
ременности блеска — наличия глубоких ослаблений, все «настоящие»
переменные этого типа обладают совершенно необычными спектра-
ми. По линиям металлов их можно было бы отнести к промежуточ-
ным спектральным классам, скажем, F или G. Однако линии водорода
в их спектрах вовсе не видны. Тщательные исследования содержания
химических элементов в атмосферах звезд типа R Северной Короны
подтвердили, что содержание водорода действительно очень сильно
понижено, а содержание углерода, напротив, повышено.
Наблюдения последних десятилетий выявили, что вне глубоких
ослаблений переменные типа R Северной Короны продолжают ме-
нять блеск. В их переменности «в ярком состоянии» можно выявить
периодичность. Так, у RY Стрельца блеск меняется с амплитудой до
1,5Ш с периодом примерно 39 сут. Период, несколько превышающий
40 сут, выявлен и у самой R Северной Короны, правда, размах колеба-
ний блеска у нее невелик, причем колебания уверенно наблюдаются
не всегда. Считают, что характерные представители типа R Северной
Короны пульсируют, хотя и не вполне регулярно. На пульсации накла-
дываются, однако, другие явления, с которыми связаны глубокие ос-
лабления блеска. Весьма вероятно, что к этому имеет отношение не-
244
Глава 6. Переменные звезды
обычный химический состав атмосфер звезд типа R Северной Коро-
ны. В 1934 г. Э. Лорета впервые предположил, что мы наблюдаем за-
тмения этих звезд временами извергаемыми ими облаками углерод-
ных частиц — так сказать, тучами «космической сажи».
Объяснение, предложенное Лоретой, и сейчас представляется наи-
более правдоподобным. Доказано, что вокруг звезд типа R Северной
Короны находится много космической пыли, а с поверхности этих
звезд в окружающее пространство истекает большое количество ве-
щества. Расчеты показывают, что при больших скоростях истечения
богатого углеродом вещества в его потоках может конденсироваться
пыль. Если пылевой поток направлен точно на нас, мы увидим глубо-
кое продолжительное ослабление блеска звезды. Если же направле-
ние потока ориентировано по-другому, мы увидим менее глубокое ос-
лабление, которое завершится быстрее, или не заметим ослабления
вовсе. Необычный же химический состав поверхностных слоев озна-
чает, что это старые звезды, сбросившие с себя водородные атмосфе-
ры; все, что у них осталось, — это обогащенные углеродом (в ходе тер-
моядерных реакций) гелиевые ядра.
Извержение вещества с поверхности звезды с полным правом за-
служивает название эрупции. Таким образом, звезды типа R Северной
Короны — одновременно и пульсирующие, и эруптивные звезды.
6.6.2. FG Стрелы
В 1943 г. переменность этой звезды открыл К. Гоффмейстер. Исследо-
вать ее необычное поведение помогли богатые архивы фотографий
неба разных обсерваторий. Оказалось, что в 1890 г., когда нужную об-
ласть неба впервые сфотографировали, звезда имела блеск 13,2™ и за-
тем медленно систематически ярчала на протяжении почти 80 лет.
В конце 1960-х гг. она была уже ярче 9™.
Вокруг FG Стрелы обнаружена планетарная туманность. Централь-
ными звездами планетарных туманностей всегда бывают очень горя-
чие объекты (иначе газ туманности не был бы ионизован, и туман-
ность не могла бы светиться). В 1955 г. впервые определили спектраль-
ный класс FG Стрелы, он оказался В41. Но затем наблюдения показали,
что поярчание звезды сопровождается изменением спектрального
класса, он становится все более поздним, а звезда краснеет. К концу
1970-х гг. FG Стрелы была звездой спектрального класса G81а. Такая хо-
лодная звезда уже не в состоянии поддерживать ионизацию газа. Но
яркая туманность сразу не исчезнет: ее свечение будет наблюдаться
еще несколько сотен лет, пока ионы окончательно не рекомбинируют.
6.6. Необычные переменные звезды
245
Рис. 6.25. Туманность вокруг переменной звезды V 838 Единорога (V 838 Mono-
cerotis), освещенная мощной вспышкой этого красного сверхгиганта, наблю-
давшейся в течение нескольких недель в январе 2002 г. После вспышки звез-
ды расширяющаяся световой фронт последовательно освещает все более да-
лекие от нее части газово-пылевой оболочки, которую звезда сбросила, воз-
можно, в ходе предыдущей вспышки. Свет звезды в основном рассеивается
пылью. Это явление «светового эха» позволяет довольно точно восстановить
трехмерную структуру оболочки, которая выглядит на удивление сложной.
Фотографии получены космическим телескопом «Хаббл» (NASA) в октябре
2004 г. (слева вверху) и в сентябре 2006 г. (справа). Ряд снимков слева внизу по-
казывает развитие событий в мае—декабре 2002 г. Наблюдение таких эпизо-
дов в жизни звезд убеждает, что мы еще мало знаем об их эволюции.
Передвигаясь по диаграмме Герцшпрунга—Рассела вправо вверх,
FG Стрелы вошла в полосу нестабильности. В 1962 г. у нее впервые за-
метили небольшие пульсации с периодом 15 сут. В полном соответст-
вии с теоретическими представлениями о звездных пульсациях и с на-
блюдаемым маршрутом FG Стрелы по диаграмме Герцшпрунга—Рассе-
ла период ее пульсаций все время возрастал: к 1991 г. он достиг
115 сут.
К концу 1960-х гг. систематическое поярчание FG Стрелы заверши-
лось. Казалось, блеск звезды начнет теперь столь же медленно спа-
дать (впрочем, звезда продолжала краснеть, и начавшийся спад в
В-величинах, в сущности, происходил при почти постоянной V-вели-
чине, около 9™). В ее спектре к этому времени появились линии до-
вольно экзотических химических элементов, которые могли образо-
ваться только глубоко в звездных недрах.
246
Глава 6. Переменные звезды
Совсем по-новому, и опять очень интересно, повела себя FG Стре-
лы после 1992 г. Долгопериодические пульсации у нее продолжаются,
но теперь на них довольно часто накладываются очень глубокие (до
14) нерегулярные ослабления блеска, напоминающие наблюдае-
мые у звезд типа R Северной Короны. Зачастую так и говорят, что не-
давно FG Стрелы вступила в стадию R Северной Короны (хотя между
FG Стрелы и наиболее характерными представителями типа R Север-
ной Короны остаются существенные спектральные различия). Вполне
возможно, что и природа ослаблений примерно та же — ослабление
блеска выбрасываемыми облаками пыли. В первом же из таких ослаб-
лений блеск FG Стрелы упал на 5™ за полтора месяца. Произошли и
существенные изменения в спектре, теперь FG Стрелы стала углерод-
ной звездой.
Астрофизики уверены, что FG Стрелы нельзя считать настоящим
сверхгигантом, она только «маскируется» под сверхгигант. Это особая,
неустойчивая стадия эволюции центральных ядер планетарных ту-
манностей, предсказываемая и теорией звездной эволюции (см. гла-
ву 8). Похожая переменность наблюдалась и у немногочисленных дру-
гих звезд, но изменения отличались по скорости. Так, V 4334 Стрельца
прошла всего за 4 года период охлаждения, занявший у FG Стрелы
примерно столетие. Объяснением является различие в массе, она у
V 4334 Стрельца заметно больше, чем у FG Стрелы, и в результате про-
цессы протекают быстрее.
К необычным переменным звездам, безусловно, принадлежат и
тесные двойные звезды, один из компонентов которых — нейтронная
звезда или черная дыра. Они проявляют себя как источники космиче-
ского рентгеновского излучения. Все отождествленные с оптически-
ми звездами рентгеновские источники при детальном исследовании
оказываются переменными звездами. Хотя среди таких систем удает-
ся выделить несколько типов сходных между собой переменных
звезд, различия между индивидуальными представителями каждого
такого типа очень велики. За подробностями о некоторых интерес-
ных системах отсылаем читателя к главе 9.
Литература
Архипова В. П. Новые. М.: Знание, 1984.
Гершберг Р. Е. Активность солнечного типа звезд главной последовательности.
Одесса: Астропринт, 2002.
Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. М.: Наука, 1990.
6.6. Необычные переменные звезды 247
Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. М.: Наука, 1984.
Жиляев Б. Е., Орлов М. Я., Пугач А. Ф., Родригес М. Г., Тоточава А. Г. Звезды типа R
Северной Короны, Киев: Наукова думка, 1978.
Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций. М.: Мир, 1983.
Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. М.: УРСС, 2002.
Купер У., Уокер Е. Измеряя свет звезд. М.: Мир, 1994.
Нестационарные звезды и методы их исследования.
Серия коллективных монографий
Затменные переменные звезды / Под ред. В. П. Цесевича. М.: Наука, 1971.
Методы исследования переменных звезд / Под ред. В. Б. Никонова. М.: Наука,
1971.
Пульсирующие звезды / Под ред. Б. В. Кукаркина. М.: Наука, 1970.
Эруптивные звезды / Под ред. А. А. Боярчука, Р. Е. Гершберга. М.: Наука, 1979.
Явления нестационарности и звездная эволюция / Под ред. А. А. Боярчука,
Ю. Н. Ефремова. М.: Наука, 1974.
Общий каталог переменных звезд: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/
gcvs.
Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звезды. М.: Наука, 1985.
Струве О., Зебергс В. Астрономия XX века М.: Мир, 1968.
Струве О., Линде Б., Пилланс Э. Элементарная астрономия. М.: Наука, 1967.
Холопов П. Н. О классификации переменных звезд // Переменные звезды. 1981.
Т. 21.С. 465-484.
Цесевич В. П. Переменные звезды и их наблюдение. М.: Наука, 1980.
Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе: Руководство к проведению люби-
тельских наблюдений небесных светил. М.: Наука, 1984.
Эргма Э. В. Барстеры, новые, сверхновые — термоядерные взрывы в космосе. М.:
Знание, 1986.
Kaier J. В. Stars. New York: Scientific American Library 1992.
Moore P. The Data Book of Astronomy. Bristol and Philadelphia: IOP, 2000.
Rodono M., Cutispoto G., Pazzani V. et al. Rotational modulation and flares on RS
CVn and BY Dra-type stars. I - Photometry and SPOT models for BY Dra, AU
Mic, AR Lac, II Peg and V 711 Tau (= HR 1099) // Astronomy and Astrophysics.
1986. Vol. 165. P. 135-156.
граава ПУЛЬСАЦИИ ЗВЕЗД
Ю. А. Фадеев
7.1. Колебания - признак равновесия
Звезды пребывают в практически неизменном состоянии на протяже-
нии десятков и сотен миллионов лет благодаря почти равномерному
выделению энергии термоядерного синтеза в их недрах. Температура
и плотность газа монотонно убывают от центра к поверхности, и в ка-
ждой точке звезды градиент газового давления уравновешивает силу
тяжести всех вышележащих слоев вещества. Хотя термоядерный син-
тез заставляет звезду эволюционировать, т. е. изменять свой радиус и
светимость, это происходит настолько медленно, что звезда продол-
жает оставаться в состоянии гидростатического равновесия. Как пра-
вило, это устойчивое равновесие, следовательно, вблизи него возмож-
ны периодические колебания. Это следует из самых общих законов
механики, справедливых и для звезд.
Периодические движения вещества звезды около состояния равно-
весия называют звездными пульсациями. В простейшем случае это ра-
диальные пульсации, при которых амплитуда и фаза смещения элемен-
тарного объема газа зависят только от расстояния до центра, т. е. звез-
да в процессе пульсаций сохраняет сферическую форму. Периоды ра-
диальных пульсаций составляют от нескольких часов до сотен суток —
в зависимости от размеров звезды и распределения плотности газа
вдоль радиуса. У одних пульсирующих звезд изменение радиуса и соот-
ветствующее изменение светимости пренебрежимо мало, тогда как у
других смещение внешних слоев сравнимо с радиусом звезды, а свети-
мость изменяется в 2-3 раза. Скорость движения внешних слоев пуль-
сирующих звезд измеряется десятками километров в секунду. Хотя
пульсирующие переменные звезды астрономы изучают уже несколько
веков, природа переменности их блеска стала понятна лишь в XX в.
Помимо сферически-симметричных, радиальных пульсаций, в
звездах могут возникать и более сложные нерадиальные пульсации,
для описания которых необходимо использовать все три пространст-
7.2. Пульсирующие звезды — автоколебательные системы
249
венные координаты. В этом случае одни участки поверхности звезды
смещаются вдоль радиуса в сторону от центра, а другие - в противо-
положном направлении. Для наблюдателя далекая звезда представля-
ется точкой, поэтому изменения потока излучения, которое испуска-
ют различные участки обращенной к наблюдателю звездной поверх-
ности, частично компенсируют друг друга, и результирующая ампли-
туда изменений блеска нерадиально пульсирующей звезды редко пре-
восходит 1%. Периоды нерадиальных звездных пульсаций измеряют-
ся минутами и часами. Возможность регистрировать столь быстрые и
малые изменения блеска появилась лишь во второй половине XX в.
благодаря увеличению точности астрономических измерений.
Способность звезды совершать тот или другой вид колебаний оп-
ределяется ее внутренним строением, т. е. распределением вещества
от центра до поверхности. Поэтому теория звездных пульсаций нераз-
рывно связана с теорией внутреннего строения и эволюции звезд.
7.2. Пульсирующие звезды - автоколебательные системы
Поразительная повторяемость звездных пульсаций на протяжении
многих тысяч периодов наводит на мысль, что мы имеем дело с автоко-
лебаниями. В механике так называют вид незатухающих колебаний,
когда убыль энергии, ведущая к затуханию, возмещается за счет како-
го-либо источника энергии. Наиболее распространенный пример авто-
колебательной системы — механические часы, в которых энергия заве-
денной пружины используется для компенсации потерь на трение.
В начале XX в. Артур Эддингтон (1926) высказал предположение,
что источником энергии, обеспечивающим автоколебания звезд, мо-
жет быть их излучение, распространяющееся от центра к поверхно-
сти. Для этого необходимо, чтобы вещество внутри звезды станови-
лось менее прозрачным при сжатии, задерживая часть проходящего
через него излучения, и более прозрачным — при расширении звезды,
чтобы задержанное прежде излучение быстрее высвобождалось. Эд-
дингтон полагал, что такими свойствами может обладать частично ио-
низованный газ. Однако, проанализировав непрозрачность звездного
вещества в области ионизации водорода, он убедился, что это предпо-
ложение не подтверждается расчетами (Eddington, 1941). Позднее
С. А. Жевакин показал (1953, 1954, 1963), что нужными свойствами об-
ладает зона двукратной ионизации гелия, и эффективность возбужде-
ния пульсационной неустойчивости в этих слоях столь велика, что по-
зволяет объяснить наблюдаемые пульсации звезд. Вот ключевые
идеи, лежащие в основе теории автоколебаний пульсирующих звезд.
250
Глава 7. Пульсации звезд
Рис. 7.1. Каждый слой пульсирующей звезды является своеобразной теп-
ловой машиной, преобразующей часть лучистой энергии в механиче-
скую работу. Эта работа может быть направлена на раскачку пульсаций
(слева; термодинамический цикл на pV-диаграмме описывается по часо-
вой стрелке) или на подавление (справа).
Рассмотрим изменение непрозрачности вещества в слое газа, кото-
рый под воздействием малого возмущения был выведен из состояния
равновесия. Степень непрозрачности выражается через коэффициент
поглощения излучения к на единицу массы (см. раздел 5.1.5). Прибли-
женная зависимость к от плотности и температуры газа (р и Т) дается
формулой к = KOpnT~s, где показатели степени п « 0,8 и s « 3,5, а к0 — по-
стоянная величина, значение которой определяется химическим со-
ставом звездного вещества. Фактически выражение для к содержит в
себе уравнение ионизации Саха и поэтому справедливо для областей
частичной ионизации элементов. В нейтральном или полностью иони-
зованном газе работа адиабатического сжатия превращается главным
образом в кинетическую энергию частиц, т. е. сопровождается увели-
чением температуры. Поэтому изменение коэффициента поглощения
определяется преимущественно вариациями температуры. Следова-
тельно, при сжатии вещество становится более прозрачным, что спо-
собствует затуханию колебаний.
Совсем другие свойства у частично ионизованного газа, обладаю-
щего значительно более высокой теплоемкостью. Это связано с тем,
что в таком веществе работа адиабатического сжатия расходуется в
основном на ионизацию оставшихся нейтральных атомов, поэтому
температура газа возрастает незначительно. Основным фактором, оп-
ределяющим изменение непрозрачности частично ионизованного га-
за, становится плотность, поэтому при сжатии слой накапливает теп-
ло, что приводит к усилению колебаний.
2.2. Пульсирующие звезды — автоколебательные системы
251
С термодинамической точки зрения каждый сферический слой ве-
щества звезды представляет собой элементарную тепловую машину,
способную совершать положительную (нарастание колебаний) или
отрицательную (затухание колебаний) механическую работу за счет
энергии проходящего через этот слой излучения (рис. 7.1). Рассматри-
вая звезду как совокупность большого числа тепловых машин, мы
приходим к выводу, что пульсации всей звезды в целом могут возник-
нуть лишь при условии, если суммарная работа всех слоев вещества
положительна: А > 0. В противном случае (Л < 0) звезда устойчива от-
носительно пульсаций, и любые колебания в ней затухают.
По мере того, как в пульсационно неустойчивой звезде амплитуда
колебаний нарастает, непрозрачность частично ионизованного газа
при максимальном сжатии увеличивается, и механическая работа, со-
вершаемая слоем за цикл, оказывается все больше. Однако это проис-
ходит лишь до тех пор, пока в данном слое газа остаются нейтраль-
ные атомы. Как только все атомы ионизованы, дальнейшее усиление
сжатия становится невозможным, так как приводит к уменьшению
непрозрачности и увеличению потерь тепла, т. е. уменьшению величи-
ны механической работы. Так происходит переход к предельному цик-
лу (автоколебаниям), когда суммарный вклад всех слоев, возбуждаю-
щих неустойчивость, компенсируется вкладом слоев, подавляющих
колебания, т. е. когда суммарная работа всех элементарных тепловых
машин равна нулю: А = 0. В зависимости от внутреннего строения
звезды стадия роста амплитуды может занимать от одного десятка
до многих тысяч пульсационных циклов (рис. 7.2). По сравнению со
Рис. 7.2. Рост амплитуды пульсаций с последующим переходом к ав-
токолебаниям. R — равновесный радиус. В цефеидах стадия роста ам-
плитуды продолжается в течение многих тысяч циклов.
временем прохождения звездой стадии пульсационной неустойчив!
сти этот промежуток достаточно короток, поэтому все наблюдаемы
нами пульсирующие звезды находятся на стадии автоколебаний.
Последующие многочисленные и более детальные исследовани
подтвердили основные выводы пионерских работ Эддингтона и Жев<
кина, и в научной литературе для обозначения описанного выше вг
да неустойчивости используется термин «к-механизм». Благодаря ус
пехам в области атомной физики были получены более точные дат
ные о коэффициенте поглощения излучения различными химически
ми элементами, и теперь ясно, что пульсационная неустойчивост]
звезд может возникать не только в зоне частичной ионизации гели*
но также в зонах ионизации других элементов.
7.3. Зависимость «период — средняя плотность»
Основная характеристика звезды — ее масса М. Уверенная оценке
этой важнейшей величины может быть получена, кроме Солнца
лишь для двух групп объектов. Во-первых, для звезд, которые входят
в состав тесных двойных систем с плоскостью орбиты, лежащей близ
ко к лучу зрения: на основе анализа периодических затмений одной
звезды другой и измерений скоростей движения звезд по орбите нахо
дят орбитальные параметры двойной звездной системы, а с помощью
третьего закона Кеплера — и массы обоих компонентов. Во-вторых,
для пульсирующих звезд. Из теории самогравитирующих газовых ша-
ров следует, что период радиальных колебаний Р связан со средней
плотностью вещества р, т. е. массой М и радиусом звезды /?, следую-
щим образом:
3 _ £
Р = <?Б = вррррр
У р (ие) ImoJ
где р0 = 1,41 г/см3, М0, /?0 - средняя плотность, масса и радиус Солн-
ца. Величина Q в силу исторических причин называется пульсацион-
ной константой, хотя на самом деле является медленно меняющейся
функцией массы и радиуса Q = она вычисляется методами
теории звездных пульсаций.
Период пульсаций определяется из наблюдений с высокой точно-
стью, а разработанные в последние годы наблюдательные методы по-
зволяют измерять радиусы пульсирующих звезд с погрешностью ме-
нее 10%. С наблюдательными оценками периода Р и радиуса /?, а так-
же функцией Q = Q(M,R) зависимость «период — средняя плотность»
7.4. Классические цефеиды
253
превращается в нелинейное алгебраическое уравнение относительно
массы звезды М. Решение этого уравнения дает нам единственный
способ определения масс одиночных звезд.
7.4. Классические цефеиды
Пульсационная неустойчивость возникает на определенных стадиях
звездной эволюции, поэтому классификация пульсирующих перемен-
ных звезд по продолжительности периода, форме кривой блеска и не-
которым другим наблюдаемым признакам отражает их эволюцион-
ный статус, т. е. принадлежность к группе звезд с определенными зна-
чениями массы, возраста и химического состава. Лучше других ради-
ально пульсирующих звезд изучены классические цефеиды, изменяю-
щие свой блеск с периодом от одного дня до нескольких десятков су-
ток. Светимость цефеид в 103— 104 раз превосходит светимость Солнца,
а эффективная температура лежит в пределах 5000 К < Teff < 7000 К.
Цефеидами становятся звезды с массой от 3 до 15 М© на стадии термо-
ядерного горения гелия, наступающей после истощения водорода в
центральной части звезды. Продолжительность стадии цефеиды нахо-
дится в интервале от 106 до 107 лет.
Условие гидростатического равновесия требует, чтобы с увеличе-
нием массы звезды возрастала температура в ее центре. Скорость тер-
моядерных реакций зависит от температуры в очень высокой степе-
ни, поэтому чем больше масса звезды, тем выше ее светимость. Это-
му правилу подчиняются и цефеиды. Узкий диапазон эффективных
температур цефеид и соотношение «период — средняя плотность» не-
избежно ведут к корреляции между периодом пульсаций Р и светимо-
стью L. Эта корреляция, известная как зависимость «период — свети-
мость» классических цефеид, была обнаружена в начале XX в. и стала
одной из важнейших эмпирических зависимостей в астрономии, на
которой основываются шкалы межзвездных и межгалактических рас-
стояний.
Определение эволюционного статуса классических цефеид — заме-
чательное достижение теории эволюции звезд, однако уже первые
оценки масс цефеид, выполненные с помощью зависимости «период —
средняя плотность», показали существенное расхождение с выводами
теории эволюции. В частности, массы цефеид, найденные из анализа
наблюдаемых звездных пульсаций, систематически оказывались на
30-50% меньше значений, соответствующих расчетам звездной эволю-
ции. Это расхождение не получало приемлемого объяснения на протя-
жении двух с лишним десятилетий вплоть до появления более точных
254
Глава 7. Пульсации звезд
данных об уравнении состояния и непрозрачности звездного вещест-
ва. Лишь в конце XX в., когда удалось учесть многие миллионы атом-
ных переходов в высокотемпературной плазме, состоящей из сотен ио-
нов различных химических элементов, выяснилось, что ранее в теоре-
тических исследованиях непрозрачность вещества существенно недо-
оценивалась. Различие между прежними и новыми значениями коэф-
фициента поглощения оказалось особенно велико (приблизительно
вдвое) при температуре Т - 2 • 105 К, соответствующей ионизации эле-
ментов группы железа.
Использование более точных данных для уравнения состояния и
коэффициента поглощения звездного вещества неизбежно повлекло
за собой некоторую коррекцию как предсказаний теории звездной
эволюции, так и значений пульсационной константы Q. В итоге мас-
сы цефеид, определяемые методами теории звездных пульсаций, те-
перь находятся в хорошем согласии с результатами расчетов теории
звездной эволюции. Этот факт следует рассматривать как надежное
подтверждение правильности наших представлений о внутреннем
строении и эволюции звезд. Достижения атомной физики позволили
не только устранить столь существенное противоречие двух теорий,
но и глубже проанализировать пульсационные свойства цефеид, на-
блюдаемых в других галактиках с иным содержанием химических эле-
ментов. Анализ таких тонких эффектов важен для более точных оце-
нок значений постоянной Хаббла, характеризующей скорость космо-
логического расширения Вселенной.
7.5. Стоячие волны
При пульсациях классических цефеид амплитуда радиального смеще-
ния внешних слоев, как правило, не превосходит 0,1 радиуса звезды, а
сами пульсационные движения с хорошей точностью описываются ко-
лебаниями типа стоячей волны со свободной внешней границей. Это
подразумевает, что двигающаяся от центра волна претерпевает во
внешних слоях звезды полное отражение, и суперпозиция двух волн,
распространяющихся во взаимно противоположных направлениях, да-
ет стоячую волну. Для выполнения условия отражения необходимо,
чтобы существенное изменение плотности газа во внешних слоях про-
исходило на расстоянии, значительно меньшем длины волны, которая
по порядку величины сравнима с радиусом звезды. В цефеидах усло-
вие отражения выполняется с хорошей точностью, и лишь незначи-
тельная доля механической энергии пульсаций «просачивается» во
внешние слои звездной атмосферы в виде бегущих волн.
7.5. Стоячие волны
255
Рис. 7.3. Амплитуда сме-
щения слоя Аг в зависи-
мости от расстояния от
центра звезды г при ра-
диальных пульсациях в
фундаментальной моде
(/с = 0), первом (к= 1) и
втором (к = 2) оберто-
нах.
У каждой звезды существует свой набор периодов радиальных ко-
лебаний, который задается распределением вещества внутри звезды.
При самом длительном из всех возможных периодов вдоль радиуса
звезды укладывается половина длины пульсационной волны, амплиту-
да смещения монотонно возрастает от центра до поверхности, а фаза
смещения одинакова для всех слоев (рис. 7.3). Про звезды с таким ви-
дом колебаний говорят, что они пульсируют в фундаментальной моде:
к их числу принадлежат цефеиды с периодами больше 7 суток.
Как и в музыкальных инструментах, колебания в звездах могут
происходить также и в обертонах. Например, цефеиды с периодами
короче 7 сут. пульсируют в первом обертоне. В этом случае вдоль ра-
диуса укладывается 3/2 длины пульсационной волны, и в звезде име-
ется слой газа — узел обертона, который остается неподвижным на
протяжении всего пульсационного цикла. Положение узла обертона
внутри звезды определяется условием: время пробега звуковой вол-
ны от центра звезды до узла равно периоду пульсаций, а время рас-
пространения звука от узла до поверхности вдвое меньше. Из-за не-
равномерного распределения плотности газа внутри звезды узел пер-
вого обертона находится недалеко от поверхности — в слое радиусом
г» 0,83/?. При обертонных звездных пульсациях фаза смещения оста-
ется постоянной в промежутках между узлами, а в самом узле скачко-
образно изменяется на тг. Поэтому в звезде, пульсирующей в первом
обертоне, внутренние слои колеблются в противофазе с внешними
слоями.
Обычно радиальные пульсации происходят в какой-либо одной
моде (обертоне), и для определения порядка этого обертона можно
продолжить аналогию с музыкальными инструментами. Например,
256
Глава 7. Пульсации звезд
на струнном щипковом инструменте струна может звучать с удвоен-
ной, утроенной и т. д. частотой при игре приемом флажолетов. Для
этого струну слегка придерживают пальцем в узле, а звук извлекает-
ся в окрестности пучности колебаний. Точно так же мода (порядок
обертона), в которой происходят пульсации звезды, диктуется поло-
жением области возбуждения неустойчивости относительно узлов и
пучностей обертонов. Например, в цефеидах с периодами короче
7 сут. область частичной ионизации гелия всегда находится ближе к
поверхности, чем узел первого обертона. Если в процессе роста ампли-
туды пульсаций область возбуждения неустойчивости начинает за-
хватывать узел, происходит переход к пульсациям в моде меньшего
порядка. Вполне вероятно, что самые короткопериодические цефеи-
ды пульсируют во втором обертоне. Пульсации цефеид в обертонах
порядка к > 2 невозможны, так как зона ионизации должна находить-
ся слишком близко к поверхности, и вклад этих слоев в раскачку коле-
баний оказывается недостаточным по сравнению с подавлением неус-
тойчивости во внутренних слоях звезды.
Применительно к звездам колебания типа стоячей волны являют-
ся математической абстракцией, так как предполагают консерватив-
ность (адиабатичность) движений каждого сферического слоя. На са-
мом деле при автоколебательном режиме существует некоторый по-
ток механической энергии из области возбуждения неустойчивости.
В цефеидах величина этого потока столь мала, что пульсации с хоро-
шей точностью могут рассматриваться в адиабатическом приближе-
нии. Малость потока механической энергии из области возбуждения
неустойчивости — причина медленного роста амплитуды на стадии
раскачки колебаний. Характерное время, в течение которого амплиту-
да пульсаций цефеид увеличивается в е » 2,718... раз, измеряется сот-
нями и тысячами периодов.
7.6. Фазовое отставание
Изменения блеска пульсирующей звезды отражают главным образом
изменения ее эффективной температуры, поэтому, очевидно, при
адиабатических звездных пульсациях максимум светимости должен
совпадать с моментом наибольшего сжатия звезды. Однако из наблю-
дений известно, что максимум светимости цефеид отстает от миниму-
ма радиуса на четверть периода и приблизительно отвечает моменту
наиболее быстрого расширения внешних слоев. Такое фазовое запаз-
дывание максимума светимости в течение долгого времени ставило в
тупик сторонников пульсационной модели переменности цефеид, и
7.7. Красные гиганты
257
его объяснение пришло лишь благодаря более детальному понима-
нию внутреннего строения звезд (Кокс, 1983).
Фазовое отставание, наблюдаемое в цефеидах, нисколько не про-
тиворечит тому, что пульсации этих звезд с хорошей точностью мо-
гут считаться адиабатическими. В момент наибольшего сжатия звез-
ды поток излучения достигает максимума на всем протяжении от
внутренних слоев вблизи центра звезды до зоны ионизации водоро-
да с температурой Т» 1,5 • 104 К. Эти слои находятся непосредственно
под фотосферой, где формируется наблюдаемый непрерывный
спектр излучения звезды. Несмотря на свою малую геометрическую
толщину, зона ионизации водорода непрозрачна, и возрастание пото-
ка излучения через эти слои сопровождается поглощением лучистой
энергии, которая превращается в энергию ионизации атомов водоро-
да. Таким образом, при наименьшем радиусе звезды максимум свети-
мости только начинает перемещаться к поверхности, постепенно ио-
низуя все более внешние слои нейтрального водорода. Мы наблюда-
ем максимум светимости, лишь когда граница ионизации оказывает-
ся в слоях со столь низкой плотностью газа, что затраты на его иони-
зацию уже не могут поглотить весь избыток лучистой энергии. Та-
ким образом, величина фазового сдвига задается распределением
плотности газа во внешних слоях звезды, и детальные газодинамиче-
ские расчеты хорошо воспроизводят эту наблюдаемую особенность
цефеид.
И все же пульсации не столь «безобидны» для звезд, как можно по-
думать. В судьбе другого класса звезд — красных гигантов — они игра-
ют драматическую роль.
7.7. Красные гиганты
Свое название красные гиганты получили из-за низкой эффективной
температуры (Teff « 3000 К), вследствие чего в оптическом диапазоне
спектра основная доля излучения этих звезд приходится на красную
область. Подавляющее большинство наблюдаемых красных гиган-
тов — это звезды с массой, близкой к солнечной, но светимостью, бо-
лее чем в 103 раз превосходящей светимость Солнца. Благодаря огром-
ным радиусам и, следовательно, малому ускорению силы тяжести фи-
зические условия во внешних слоях красных гигантов оказываются
благоприятными для возникновения звездного ветра. По данным на-
блюдений, темп потери массы в виде звездного ветра составляет у
красных гигантов М< 1О"6М0/год. Поэтому звезда довольно быстро
теряет весь оставшийся во внешних слоях водород, превращается в ге-
258
Глава 7. Пульсации звезд
лиевую звезду с углеродно-кислородным ядром и перестает быть
красным гигантом из-за быстрого уменьшения своего радиуса.
Относительно физической природы звездного ветра красных ги-
гантов выдвигались различные гипотезы, однако в последние годы об-
щепринятой стала модель, в которой ключевую роль играют звезд-
ные пульсации. В отличие от цефеид, радиальные пульсации красных
гигантов характеризуются большой амплитудой смещения внешних
слоев, сравнимой с радиусом звезды: Дг/7? «1. В течение каждого пуль-
сационного цикла во внешних слоях красного гиганта возникает удар-
ная волна, которая движется по направлению от звезды. Из-за ударно-
го сжатия температура газа кратковременно возрастает до 7~105 К, и
ударная волна обнаруживается по интенсивным эмиссионным лини-
ям бальмеровской серии водорода, которые служат одним из основ-
ных наблюдательных признаков принадлежности к миридам — пуль-
сирующим красным гигантам.
Периодические ударные волны приводят к существенному измене-
нию структуры протяженной звездной атмосферы. По мере удаления
от звезды связанная с тяготением возвращающая сила убывает, в то
время как интервал времени между прохождением последовательных
ударных волн остается неизменным. В результате внешние слои не ус-
певают вернуться в исходную точку к тому моменту, когда их настига-
ет следующая ударная волна. Усредненный за пульсационный цикл
радиус слоя постепенно возрастает, скорость течения газа после про-
хождения очередной ударной волны становится все ближе к скоро-
сти убегания, а изменение плотности газа как функция радиуса при-
ближается к зависимости вида р ос г-2, соответствующей стационар-
ному сферически-симметричному истечению вещества.
Вследствие перестройки структуры внешних слоев под воздейст-
вием периодических ударных волн происходит значительное (не-
сколько порядков величины) увеличение плотности газа по сравне-
нию с распределением плотности при гидростатическом равновесии.
Парциальное давление некоторых молекулярных соединений во внеш-
них слоях звездной атмосферы становится больше давления насы-
щенного пара, и при температуре ниже 1 000 К в потоке истекающего
газа конденсируются пылевые частицы.
Обладая высокой поглощательной способностью, пылевые части-
цы ускоряются давлением излучения звезды и посредством трения ув-
лекают за собой газ (рис. 7.4). Присутствие пылевых частиц вокруг
красных гигантов обнаруживается по избыткам инфракрасного излу-
чения (по сравнению с распределением энергии в спектре излучения
7.1. Красные гиганты
259
Рис. 7.4. Радиусы отдельных слоев вещества г пульсирующего красного
гиганта в единицах равновесного радиуса фотосферы R. Под действием
периодических ударных волн (их траектории показаны пунктиром) са-
мые внешние слои достигают области конденсации пылевых частиц.
Дальнейшее ускорение этих слоев газа обусловлено передачей импульса
от пылевых частиц, ускоряемых давлением излучения звезды.
абсолютно черного тела с температурой Teff) и по линейной поляриза-
ции оптического излучения звезды, свидетельствующей об отклоне-
ниях от сферической симметрии в пространственном распределении
рассеивающих свет пылевых частиц.
Таким образом, анализ радиальных пульсаций позволил объяс-
нить как возникновение звездного ветра красных гигантов, так и при-
сутствие в их околозвездной среде пылевых частиц. Однако до сих
пор остается ряд нерешенных проблем, связанных с природой пульса-
ционной неустойчивости красных гигантов. Эти звезды отличаются
от цефеид не только большими амплитудами пульсаций, но также
тем, что в зоне ионизации гелия перенос энергии происходит преиму-
щественно за счет конвекции, и эти слои, по всей видимости, не участ-
вуют в раскачке колебаний из-за малого потока излучения. Кроме то-
го, остается неясным вопрос о порядке пульсационной моды мирид.
Согласно некоторым исследованиям, мириды пульсируют в фундамен-
тальной моде, но имеется ряд аргументов в пользу гипотезы, предпо-
лагающей пульсации в первом обертоне. Этот вопрос имеет принци-
260
Глава 7. Пульсации звезд
пиальное значение, поскольку от его решения зависят оценки свети-
мости красных гигантов.
Результаты немногочисленных до сих пор газодинамических рас-
четов, моделирующих самовозбуждающиеся радиальные пульсации
красных гигантов, показывают, что неустойчивость этих звезд может
быть связана с изменениями коэффициента поглощения в зоне иони-
зации водорода. К сожалению, эти выводы отягощены значительными
неопределенностями из-за отсутствия строгой теории переноса энер-
гии турбулентной конвекцией. Более того, до сих пор не сформулиро-
ван подход к описанию взаимодействия конвективных элементов с
пульсационными движениями в звезде. Возможно, необходимые ре-
цепты будут найдены на основе трехмерных газодинамических расче-
тов, моделирующих конвективный теплообмен в звездах.
7.8. Проблемы и перспективы
За пять десятилетий, прошедших после публикации первых работ
С. А. Жевакина, были развиты различные приложения теории звезд-
ных пульсаций. Механизм возбуждения пульсационной неустойчиво-
сти, связанный со свойствами непрозрачности вещества в зонах иони-
зации, оказался настолько универсальным, что позволяет объяснить
наблюдаемую переменность как радиально, так и нерадиально пуль-
сирующих звезд. Выше мы затронули лишь несколько тем, однако и
они наглядно иллюстрируют роль теории звездных пульсаций в со-
временной астрофизике.
К сожалению, из-за значительной сложности описания нерадиаль-
ных колебаний звезд нам пришлось опустить обсуждение астросейс-
мологии — направления, которое в последнее время значительно рас-
ширило круг задач, решаемых теорией звездных пульсаций (Unno et
al., 1989). При нерадиальных колебаниях неустойчивость обычно про-
является в нескольких модах, и количество неустойчивых мод нередко
исчисляется десятками. Современные методы астрономических изме-
рений и их обработки позволяют выделять отдельные периодические
составляющие из обширных рядов разрозненных наблюдательных
данных. При отождествлении наблюдаемых периодов с определенны-
ми нерадиальными модами удается реконструировать внутреннее
строение звезды. Методами астросейсмологии определяют глубину
распространения внешней конвективной зоны звезды, выясняют рас-
пределение скорости осевого вращения звезды и молекулярной массы
ее вещества вдоль радиуса. Наблюдаемые изменения периодов неради-
альных мод служат непосредственным тестом на правильность выво-
7.8. Проблемы и перспективы
261
дов теории охлаждения белых карликов, представляющих собой фи-
нальную стадию эволюции звезд с массой, близкой к солнечной.
Теория звездных пульсаций — одно из направлений радиацион-
ной газовой динамики, и она сталкивается со свойственными этому
разделу физики трудностями. Например, даже в простейшем случае
бесконечно малых адиабатических радиальных звездных пульсаций
решение уравнений не может быть получено в аналитическом виде,
поэтому в основе всех результатов теории лежат трудоемкие вычисле-
ния. Современные компьютеры позволяют моделировать лишь сфери-
чески-симметричные звездные пульсации, тогда как анализ неради-
альных звездных пульсаций проводится в линейном приближении,
предполагающем бесконечно малые амплитуды смещения. Несомнен-
но, по мере роста производительности компьютеров возможности вы-
числительной радиационной газовой динамики распространятся на
решение трехмерных задач и получит развитие нелинейная теория
нерадиальных звездных пульсаций.
Литература
Бердников Л. Н., Расторгуев А. С., Самусь Н. Н. Современные наблюдения класси-
ческих цефеид // Природа. 2006. № 8. с. 23-28.
Жевакин С. А. К теории цефеид // Астрон. журн. 1953. Т. 30. С. 161-179.
Жевакин С. А. К теории звездной переменности. II // Астрон. журн. 1954. Т. 31.
С. 141-153.
Кокс Дж. П. Теория звездных пульсаций. М.: Мир, 1983.
Eddington A. S. The Internal Constitution of the Stars. Cambridge, 1926.
Eddington A. S. On the cause of Cepheid pulsation // Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society. 1941. Vol. 101. P. 182-194.
Unno W., Osaki Y., Ando H. et al. Nonradial Oscillations of Stars. Tokyo, 1989.
Zhevakin S. A. Physical Basis of the Pulsation Theory of Variable Stars // Annual
Review of Astron, and Astrophys. 1963. Vol. 1. P. 367-400.
^Тлава
ПЛАНЕТАРНЫЕ
ТУМАННОСТИ
6. П. Архипова
ланетарная туманность — это очень разреженная и очень протя-
Иженная светящаяся газовая оболочка, окружающая горячую звез-
ду и сформировавшаяся на поздней стадии эволюции этой звезды из
ее вещества (рис. 8.1). Сама звезда, как правило, находится в центре
туманности и видна как яркая точка; ее называют ядром туманности.
Свое название «планетарные» туманности получили по причине их
внешнего сходства с изображениями далеких планет, светлые диски
которых отличаются от точечных изображений звезд. В настоящее
время в нашей Галактике известно свыше 2000 планетарных туманно-
стей. В других галактиках они также открыты, но внегалактические
планетарные туманности, в отличие от близких к нам, выглядят как
звезды, поскольку их угловые размеры очень малы. Они открыты в
Большом и Малом Магеллановых Облаках, в Туманности Андромеды,
в других членах Местной группы галактик, а также в галактиках скоп-
ления в Деве и в еще более далеких.
8.1. История открытия планетарных туманностей и их каталоги
Планетарные туманности — сравнительно тусклые объекты, поэтому
невооруженным глазом ни одна из них не видна. Впервые как объекты
особого типа их описал Вильям Гершель в конце XVIII в. Но самые яр-
кие и большие из них были занесены еще в каталог Мессье — это ту-
манность Кольцо в Лире (рис. 8.3), М 27 в Лисичке, М 97 в Большой
Медведице, М 76 в Персее. В каталоге NGC и его дополнении IC, содер-
жащих более 12 000 ярких объектов незвездного вида: галактик, звезд-
ных скоплений, газовых туманностей, — содержатся 123 планетарные
туманности, открытые к концу XIX в. Поиски планетарных туманно-
стей в нашей Галактике были продолжены в XX в. при помощи широко-
уголных снимков неба с объективной призмой и по картам Паломар-
ского атласа. Этой работой активно занимались Рудольф Минковский,
Гильермо Аро, Карл Хенайз, Джордж Абель, Любош Перек, Любош Ко-
8.1. История открытия планетарных туманностей и их каталоги
263
Рис. 8.1. Планетарная туманность Абель 39
(Abell 39) в созвездии Геркулеса. Ее диаметр
около 2 пк, а расстояние от Солнца около
2 кпк. В центре туманности отчетливо виден
остаток звезды (яркая точка), сбросившей с
себя несколько тысячелетий назад эту чрез-
вычайно симметричную (вероятно, сфериче-
скую) оболочку.
Фото: 3,5-метровый телескоп обсерватории WIYN,
Китт Пик, Аризона (WIYN/NOAO/NSF)
гоутек и многие другие астро-
номы, имена которых оста-
лись в названиях открытых
ими объектов. Так, М1-2
обозначает туманность 2
из первого списка откры-
тий Рудольфа Минковского
(1895-1976), НеЗ-401 - это
объект из третьего каталога
Карла Хенайза (К. G. Henize),
и т.п.
В XX в. три первых ката-
лога планетарных туманно-
стей Галактики были состав-
лены известным московским
астрономом Б. А. Воронцо-
вым-Вельяминовым. Его по-
следний каталог, изданный в
1962 г., содержал уже свыше
500 туманностей. Во второй
половине XX в. поиски ту-
манностей продолжались ин-
тенсивно в связи с выполне-
нием больших обзоров неба
как в оптической, так и в инфракрасной области спектра. В результа-
те астрономы получили в свое распоряжение в 1967 г. каталог Перека
и Когоутека (1036 объектов), а в 1992 г. — «Страсбурский каталог га-
лактических планетарных туманностей», составленный под руковод-
ством А. Акер и содержащий 1143 надежных и вероятных, а также 347
возможных туманностей. В 2000 г. был издан каталог Когоутека (1513
туманностей), а в начале XXI в. поиск новых планетарных туманно-
стей в направлении галактического центра добавил еще 550 объек-
тов. В этих каталогах, помимо основных наблюдательных данных о ка-
ждой туманности, содержатся все библиографические ссылки на ста-
тьи, посвященные исследованиям данного объекта. Саймон Джеффе-
ри опубликовал каталог с данными о центральных звездах — «яд-
рах» планетарных туманностей (Jeffery С. S. et al., 1996).
По разным оценкам, в Галактике насчитывается от 8 000 до 40 000
планетарных туманностей. Наиболее вероятную на сегодняшний
день оценку в 35 000 получили недавно А. Акер и А. Пейо. Неполнота
264
Глава 8. Планетарные туманности
Рис. 8.2. Планетарная туманность низ-
кого возбуждения IC 418.
Фото: «Хаббл», NASA.
наших знаний связана с наличием сильного межзвездного поглоще-
ния вблизи галактической плоскости, скрывающего объекты на боль-
ших расстояниях от Солнца, а также с тем фактом, что очень старые
планетарные туманности трудно обнаруживаются вследствие их низ-
кой поверхностной яркости.
За некоторыми туманностями по традиции закрепились собствен-
ные имена, например Гантель (М27), Сова (М97), Кошачий Глаз
(NGC 6543), Эскимос (он же Клоун, NGC 2392) и др. (см. табл. 9 в Прило-
жении). Если планетарная туманность отсутствует в каталоге NGC, то
ее обозначение, как правило, содержит сокращенное имя автора ее от-
крытия и номер по его списку. Многие туманности имеют несколько
разных обозначений по каталогам, содержащим различные характери-
стики астрономических объектов. Международный астрономический
союз принял решение для унификации названий всех незвездных объ-
ектов использовать обозначение объекта по его галактическим коор-
динатам — долготе и широте. Например, туманность Кольцо в Лире
обозначается как PN G063.1+13.9 (где PN — от «planetary nebula», a G —
от «galactic»).
8.2. Шкала расстояний до планетарных туманностей
Основные этапы формирования и эволюции планетарных туманно-
стей сейчас представляются нам в целом понятными. А вот определе-
ние расстояний до этих туманностей в пределах Галактики остается
8.2. Шкала расстояний до планетарных туманностей
265
непростой задачей. До сих пор расстояния до большинства из них мы
знаем с точностью не лучше *2.
Для 24 туманностей уже измерены тригонометрические параллак-
сы их центральных звезд, однако ошибки измерения превышают
8 миллисекунд дуги, что делает эти расстояния слишком неопределен-
ными (за исключением одной туманности — NGC 7293). В 1987 г. Хью
Харрис и др. начали в Морской обсерватории США новую программу
определения тригонометрических параллаксов ядер планетарных ту-
манностей. Уже получены параллаксы 16 центральных звезд с точно-
стью 0,4 миллисекунды дуги, что позволило оценить расстояния до
12 туманностей с ошибкой менее 20%.
Некоторые центральные звезды туманностей являются членами
двойных систем, для вторых (нормальных) компонентов которых оп-
ределены спектроскопические параллаксы (вид спектра позволяет оп-
ределить положение звезды на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, а
значит, ее светимость). Но таких объектов всего 7.
Более надежным, чем другие, считается метод определения инди-
видуальных расстояний путем сравнения скорости углового расшире-
ния туманности со скоростью ее расширения вдоль луча зрения, опре-
деленной по Доплер-эффекту. Обычно в спектре полупрозрачной ту-
манности видны линии как ближней, так и дальней ее стороны. Если
предположить, что туманность расширяется симметрично, то раз-
ность лучевых скоростей ближней и дальней ее сторон составляет уд-
военную скорость расширения туманности, откуда легко найти рас-
стояние (D):
V
0 = 211 (пк)-,
о
где V — линейная скорость расширения, км/с, 9 — угловая скорость
расширения (миллисекунды дуги/год).
Этим способом в 1960-е гг. Вильям Диллер нашел расстояния до
5 туманностей. Позже измерения изображений туманностей в радио-
диапазоне с помощью Большой антенной решетки (VLA) позволили до-
полнить или уточнить расстояния до 14 туманностей по скорости их уг-
лового расширения. Преимущество интерферометрических наблюде-
ний в радиодиапазоне по сравнению с измерением оптических сним-
ков состоит в возможности всего за несколько лет определять скорость
расширения, составляющую всего 1-2 миллисекунды дуги в год. Зная
угловую скорость расширения туманности, легко оценить ее возраст:
для 10 измеренных туманностей он составил от 800 до 3000 лет.
266
Глава 8. Планетарные туманности
Всеми указанными выше методами удалось более или менее на-
дежно измерить расстояния всего до полусотни планетарных туман-
ностей.
На практике наиболее употребительными являются статистиче-
ские способы определения расстояний, основанные на некоторых об-
щих допущениях, таких, например, как равенство масс всех планетар-
ных туманностей (широко известный метод Шкловского, предложен-
ный в 1956 г.). Их основной недостаток состоит в том, что они могут
дать значительную ошибку, когда применяются к индивидуальным
объектам. Тем не менее при статистических исследованиях туманно-
стей в Галактике метод Шкловского в разных его модификациях явля-
ется общепринятым. Остановимся подробнее на его принципах.
Основное допущение метода — массы всех планетарных туманно-
стей одинаковы (обычно их полагают равными 0,2 массы Солнца). По-
скольку светимость прозрачного газового облака зависит от его темпе-
ратуры, массы и плотности, то при известной массе и температуре (ко-
торая определяется по спектру) можно вычислить светимость как
функцию размера туманности, а измерив ее угловой размер и поток
излучения у Земли, определить расстояние. Исходя из этого, получена
формула определения расстояния по угловому диаметру туманности
и потоку излучения в линии Н(3:
D = 22,8 пк (М/М0)2/5 Г0’18 ЛНрГ,/5 а’3/5,
где М — масса туманности, М® — масса Солнца, Т — электронная тем-
пература газа в единицах 10 000 К, а — угловой радиус в секундах ду-
ги, ДНр) - поток излучения в линии Нр у Земли в единицах
10"11 эрг/(см2- с).
Метод Шкловского имеет множество модификаций, позволяющих
использовать вместо потока в Нр плотность потока излучения в ра-
диодиапазоне на разных частотах или другие комбинации парамет-
ров туманностей. Однако метод Шкловского некорректен для туман-
ностей, являющихся оптически толстыми для излучения за пределом
серии Лаймана (X < 912 А), так как в этом случае туманность не явля-
ется полностью прозрачной. Для таких туманностей довольно долго
использовался метод Б. А. Воронцова-Вельяминова, предложенный
им в 1934 г. В его основе лежит предположение об одинаковой свети-
мости всех оптически толстых туманностей, на что указывает связь
между их поверхностной яркостью и угловым размером. Этот метод
позволяет определять расстояние до туманности по ее видимой звезд-
ной величине, разумеется, с учетом межзвездного поглощения. Одна-
8.3. Распределение планетарных туманностей в пространстве
267
ко вопрос об оптической толще для каждой отдельной планетарной
туманности остается, да и разброс светимостей этих туманностей,
как показывают наблюдения в Магеллановых Облаках, весьма велик.
За последнее десятилетие, в дополнение более чем к десятку уже
имеющихся, появилось 6 новых шкал расстояний, основанных на но-
вых наблюдательных данных о планетарных туманностях. Все они ис-
пользуют калибровку шкалы по туманностям с индивидуальными оп-
ределениями расстояний, но существенного прогресса в точности по-
ка не намечается. Об этом свидетельствует сравнение расстояний до
наиболее известных туманностей, полученных в последних работах
(табл. 8.1).
Таблица 8.1
Расстояние до некоторых планетарных туманностей
по данным разных исследователей
Туманность Жанг, 1995 г. Филлипс Г^ИНДИВ*
2000 г. 2004 г.
NGC 40 1,21 кпк 0,46 кпк 0,98 кпк 0,8 кпк
BD +30° 3639 1,85 0,67 2,14 0,6
NGC 6881 3,96 1,44 4,48
IC 3568 2,9 1,08 2,47
IC 4997 4,43 1,59 5,45
M1-I8 11,58 4,20 5,40
NGC 2452 3,11 1,17 2,31
* Расстояние, полученное одним из упомянутых индивидуальных методов.
Одна из последних статистических шкал расстояний была по-
строена Дэйвидом Фреем, который, используя новые определения по-
верхностной яркости туманностей в линии На, получил соотношение
между поверхностной яркостью и радиусом, охватывающее 8 поряд-
ков величины по яркости. Этому соотношению удовлетворяют все
планетарные туманности независимо от их морфологии. Фрей счита-
ет, что это соотношение позволит измерить расстояния до ближай-
ших объектов с точностью около 30%.
8.3. Распределение планетарных туманностей в пространстве
Вследствие неопределенности расстояний до планетарных туманно-
стей в Галактике их распределение в пространстве известно хуже, чем
распределение других астрономических объектов. Но для статистиче-
ского изучения это не очень существенно. Давно известно, что галак-
тические планетарные туманности относятся к объектам диска. В ок-
рестности Солнца на больших расстояниях от галактической плоско-
268
Глава 8. Планетарные туманности
сти их обнаружено очень мало — всего около 10. Их называют «туман-
ностями гало». Много планетарных туманностей видно в направле-
нии центра Галактики: до 2003 г. их было известно около 400, а затем
было открыто еще более 500. Подавляющее их большинство является
населением балджа Галактики.
По мере изучения морфологии планетарных туманностей выясни-
лось, что имеется по крайней мере три их типа и что они по-разному
распределены в Галактике. Биполярные туманности в среднем лежат
ближе к галактической плоскости, чем сферические, и это распределе-
ние, по-видимому, отражает историю их формирования. Об этом
подробнее будет рассказано в следующих разделах.
Исследование планетарных туманностей в соседних галактиках, в
частности в Большом Магеллановом Облаке, где проблема расстоя-
ний не актуальна, показало наличие по крайней мере двух типов их
населения.
8.4. Морфология туманностей
Планетарная туманность — это, в первом приближении, ионизован-
ная газовая оболочка, окружающая горячую звезду (ядро), находя-
щуюся в ее центре и возбуждающую ее свечение. Внешние области
оболочки могут содержать нейтральный газ и пыль.
Весьма разнообразны формы планетарных туманностей. Большой
вклад в исследование их морфологии внесли наблюдения космическо-
го телескопа «Хаббл». В результате этой работы в интернете представ-
лены цветные атласы наиболее интересных форм, существующих в
мире этих туманностей1. Высокое угловое разрешение телескопа
«Хаббл» позволило выявить внутреннюю структуру туманностей, ко-
торая с Земли была совершенно неразличима. Причудливые внутрен-
ние пересекающиеся кольца, симметричные относительно центра «пу-
зыри», вложенные друг в друга оболочки с четкими границами — все
эти детали показали сложную картину формирования туманности на
очень ранних стадиях. Как правило, детали туманности обладают осе-
вой симметрией.
Важнейшие особенности, общие для морфологии всех планетар-
ных туманностей, состоят в следующем:
- в первом приближении туманность симметрична и имеет фор-
му эллипса;
1 См., например, сайт Брюса Валика http://www.astro.washington.edu/balick.
8.4. Морфология туманностей
269
— максимум яркости достигается в двух точках, симметричных от-
носительно центральной звезды;
— в центре туманности яркость обычно ниже, хотя и не всегда.
X. Шварц, Р. Корради и Дж. Мельник опубликовали в 1992 г. ката-
лог изображений 255 планетарных туманностей, полученных в раз-
ных линиях излучения с помощью 3,5-метрового телескопа NTT Евро-
пейской южной обсерватории в Чили. Они использовали эти изобра-
жения, чтобы усовершенствовать прежнюю морфологическую класси-
фикацию форм, и предложили ввести 5 типов для описания структу-
ры планетарных туманностей:
1) круглые (R), не имеющие видимых отклонений от симметрии
(см. рис. 8.1);
2) эллиптические (Е), имеющие две оси симметрии, но не имею-
щие центральной перемычки (см. рис. 8.2);
3) биполярные (В) с двумя осями симметрии, с перемычкой в цен-
тре и «лопастями» (рис. 8.4);
4) квадрупольные (Q), имеющие две пары лопастей, ориентирован-
ных в разных направлениях (рис. 8.5);
5) с точечной симметрией (Р), у которых компоненты структуры
зеркально симметричны относительно центра (рис. 8.6).
В дополнение к этой классификации вводится описание отдель-
ных структур: колец, кратных оболочек, гало.
Половина всех объектов каталога Шварца и др. имеет эллиптиче-
скую форму, за ними по численности следуют круглые (23%) и бипо-
лярные (14%) объекты. Туманности четвертого (Q) и пятого (Р) клас-
сов вместе составляют лишь 7% среди классифицированных. Средняя
галактическая широта максимальна для круглых туманностей: она
Рис. 8.4. Биполярная планетарная туманность НеЗ-401. Тип В.
Фото: «Хаббл», NASA.
270
Глава 8. Планетарные туманности
Рис. 8.5. Планетарная ту-
манность NGC 7027 —
типичный пример квад-
рупольной туманности.
Тип Q.
Фото: «Хаббл», NASA.
равна |Ь|=13°; эллиптические имеют среднее |Ь|=7°, остальные типы
практически все расположены в галактической плоскости.
В качестве простейшей модели для формы планетарной туманно-
сти предлагается тороид или полый цилиндр. Наблюдая его под раз-
ными углами, можно в первом приближении объяснить распределе-
ние яркости в большинстве туманностей.
В 1918 г. У. Кемпбелл и Дж. Мур открыли расширение планетар-
ных туманностей. Выяснилось, что все они расширяются со скоростя-
ми от 5 до 50 км/с (имеется в ви-
ду скорость увеличения радиу-
са), а средняя скорость расшире-
ния составляет 25 км/с. По мере
расширения плотность вещест-
ва в них падает, и через 20-30
тыс. лет, когда средняя плот-
ность внутри туманности срав-
нивается с плотностью окру-
жающей межзвездной среды, ту-
манность перестает существо-
вать. Структура туманности за
период ее жизни меняется, так
как разные ее части расширяют-
ся с разными скоростями.
Рис. 8.6. Планетарная туманность NGC 6751
с точечной симметрией. Тип Р.
Фото: «Хаббл», NASA.
8.4. Морфология туманностей
271
Рис. 8.7. Планетарная ту-
манность NGC6543, уда-
ленная от Солнца почти
на 1 кпк. Имеет в целом
симметричную, но очень
замысловатую форму.
В центре ясно виден моло-
дой белый карлик. Здесь
показана внутренняя, бо-
лее яркая и плотная
часть туманности, обыч-
но называемая «Кошачий
глаз». Она была сброшена
звездой около 10 тыс. лет
назад. Но за 40—80 тыс.
лет до этого звезда уже
активно сбрасывала раз-
реженный газ, окружаю-
щий сейчас туманность в
виде протяженной «лох-
матой» оболочки — гало.
Изображения некоторых туманностей при длительных экспозици-
ях оказываются гораздо большего размера, чем при коротких, однако
яркость внешних частей всегда существенно ниже, чем внутренних.
Впечатляющий пример — изображения туманности NGC6543, полу-
ченные с разной степенью проработки внешних частей (рис. 8.7 и
Рис. 8.8. На этом состав-
ном снимке туманности
NGC6543, полученном в
линиях излучения азота
и кислорода, яркость
центральной части ту-
манности значительно
ослаблена для ее сопос-
тавления с наружной, су-
щественно менее яркой,
но протяженной оболоч-
кой.
Фото: Северный оптический
телескоп на Канарских ост-
ровах.
272
Глава 8. Планетарные туманности
8.8). В настоящее время эти протяженные внешние оболочки (их на-
зывают «гало») рассматриваются как результат эволюции звезды еще
до образования туманности: они формируются из сильного звездно-
го ветра красного гиганта — предшественника планетарной туманно-
сти.
Наблюдения с помощью телескопа «Хаббл» выявили новые особен-
ности структуры гало — концентрические кольца, вложенные друг в
друга и имеющие разную поверхностную яркость (рис. 8.7). Они из-
вестны сейчас у 11 планетарных туманностей. Предполагается, что
кольца сформировались в конце стадии асимптотической ветви гиган-
тов при модуляциях скорости потери массы красным гигантом — пред-
шественником планетарной туманности. Продолжительность этой фа-
зы эволюции звезды-гиганта оценивается в 10-20 тысяч лет.
Многие планетарные туманности имеют крайне малые угловые
размеры и на первый взгляд неотличимы от звезд. Поэтому их морфо-
логию предполагают исследовать в будущем с помощью космических
телескопов, дающих высокое угловое разрешение, недостижимое на
Земле.
8.5. Излучение планетарных туманностей
8.5.1. Спектры планетарных туманностей
Спектры планетарных туманностей сильно отличаются от спектров
звезд: в то время как в спектрах большинства звезд наблюдаются
только линии поглощения, в спектрах туманностей присутствуют
многочисленные линии излучения, принадлежащие разным химиче-
ским элементам в разных стадиях ионизации. Наиболее яркими в оп-
тическом диапазоне являются линии водорода с длинами волн 6563 А
(На), 4861 А (Нр), 4340 А (Ну) и запрещенные линии кислорода: однаж-
ды ионизованного — дублет [О II] 3727-3729 А и дважды ионизованно-
го — пресловутого «небулия» [О III] 5007, 4959 А.
Напомним, что свое название «небулий» получил в конце XIX в.,
когда астрономы впервые встретили в спектре астрономического
объекта — туманности (nebula) — линии химического элемента, неиз-
вестного, как им казалось, на Земле. Позже выяснилось, что эти ли-
нии в основном принадлежат дважды ионизованному кислороду, а
также азоту. Ответственные за излучение этих линий переходы элек-
тронов в атомах имеют крайне низкую вероятность, за что спектро-
скописты называют их «запрещенными». В условиях земной лабора-
тории невозможно добиться такой низкой плотности газа, как в кос-
8.5. Излучение планетарных туманностей
273
мосе; в лаборатории возбужденные атомы часто сталкиваются друг
с другом и «разряжаются» без излучения. Поэтому в лабораторных
спектрах кислорода и азота запрещенные линии отсутствуют. И толь-
ко в крайне разреженном космическом газе, где атомы сталкиваются
редко, у возбужденных атомов есть шанс дождаться запрещенного
перехода.
Отношение интенсивностей линий 5007 и 4861 А служит основ-
ным критерием для классификации звездообразных объектов как
планетарных туманностей. От звезд с эмиссионным спектром (указы-
вающим на протяженную атмосферу) планетарные туманности отли-
чаются низкой плотностью, на что указывает наличие в их спектре за-
прещенных линий. А от эмиссионных туманностей (области ионизо-
ванного водорода — зоны НII) планетарные туманности отличаются
высокой степенью возбуждения газа под действием ультрафиолетово-
го (УФ) потока от центральной звезды.
Химические элементы, представленные в спектрах планетарных
туманностей, помимо водорода, — это ионизованный и нейтральный
гелий, углерод, азот, кислород, аргон, неон, хлор, сера, магний, ксенон
и ряд других в различных стадиях ионизации — всего открыто 30 эле-
ментов. Довольно сильные запрещенные линии дают аргон и неон в
высоких стадиях ионизации. В инфракрасной (ИК) области спектра
«светят» водородные линии серии Пашена и разрешенные и запрещен-
ные линии многих элементов. В далекой УФ-области, не наблюдае-
мой с Земли (в диапазоне от 1200 до 3000 А), присутствуют многочис-
ленные линии гелия, углерода, кислорода и т. д., некоторые из них яв-
ляются запрещенными. Первый большой вклад в исследование ульт-
рафиолетовой области спектра планетарных туманностей внесли на-
блюдения со спутника ШЕ (International Ultraviolet Explorer), работав-
шего на околоземной орбите с 1978 по 1994 г.
В ИК-области спектра планетарных туманностей было обнаруже-
но излучение молекул СО, ОН, СН+, Н2, HCN и др., в частности, поли-
циклических ароматических углеводородов, связанных с пылью, нахо-
дящейся обычно на периферии туманности.
Непрерывный спектр планетарных туманностей, или, как его час-
то называют, небулярный континуум, состоит из континуума водород-
но-гелиевого газа (это излучение за границами серий атомов Н и Не,
возникающее при рекомбинациях), излучения свободных электронов,
движущихся в электростатическом поле ионов (так называемые сво-
бодно-свободные переходы), а также из двухфотонного излучения во-
дорода. Наблюдаемый в оптическом диапазоне непрерывный спектр
274
Глава 8. Планетарные туманности
туманности в сравнении с эмиссионными линиями весьма слаб и в
среднем составляет менее 1% от излучения в линии Нр.
В радиодиапазоне поток излучения от туманности обнаруживает-
ся на частотах более 3 ГГц. Проведенные в последние десятилетия об-
зоры туманностей в радиодиапазоне позволили не только измерить
потоки излучения, но и получить детальные изображения туманно-
стей на разных частотах, что существенно дополнило наши представ-
ления об их природе.
Инфракрасное излучение планетарных туманностей похоже на из-
лучение нагретой межзвездной пыли. Спутник IRAS, получивший в
1983 г. первый ИК-обзор неба в полосах 12,25,60 и 100 мкм, обнаружил
это излучение у многих туманностей. В 1995-1998 гг. «Инфракрасная
космическая обсерватория» (ISO) более подробно исследовала спектры
отдельных туманностей в диапазоне от 3 до 200 мкм и обнаружила мно-
гие линии излучения как ионизованных атомов, так и молекул.
8.5.2. Как возникает излучение туманности
и каковы механизмы образования эмиссионных линий
Существует два основных механизма излучения:
1) излучение в разрешенных линиях, для которых правила кванто-
вой механики дают высокую вероятность переходов;
2) излучение в запрещенных линиях.
Горячая звезда — ядро туманности — излучает свою энергию пре-
имущественно в УФ-диапазоне с длиной волны короче 1000 А. Кванты
с длиной волны менее 912 А вызывают ионизацию водорода в туман-
ности, причем ионизация происходит с нижнего энергетического
уровня атома водорода, так как его степень возбуждения крайне ма-
ла. Через некоторое время свободный электрон возвращается в атом,
происходит рекомбинация, причем в условиях низкой плотности из-
лучения и вещества рекомбинация обычно происходит каскадом: с
верхних уровней электрон последовательно опускается до первого
уровня. При этом происходит излучение квантов в линиях всех серий
водорода — пашеновской, бальмеровской и др., а также кванта La —
1216 А (переход с первого возбужденного на основной, нижний уро-
вень). Так как энергия бальмеровских квантов больше пашеновских,
линии серии Бальмера оказываются наиболее интенсивными.
Все фотоны в водородных линиях, за исключением квантов La, сво-
бодно выходят из туманности и попадают к наблюдателю, тогда как
излучение в линии La поглощается ближайшими атомами водорода и
переизлучается. Происходит диффузия квантов серии Лаймана в ту-
8.5. Излучение планетарных туманностей
275
манности. Квант, добравшийся до внешней границы туманности, поки-
дает ее и может нагревать расположенную снаружи пыль, дающую из-
лучение в инфракрасном диапазоне. Подобным образом возникает из-
лучение в разрешенных эмиссионных линиях всех других элементов.
Этот механизм излучения называется рекомбинационным.
Запрещенные линии возникают по-другому. Характерной особен-
ностью запрещенных переходов является то, что ближайший к основ-
ному возбужденный уровень запрещенного перехода расположен
очень близко к основному, и небольшой энергии электрона достаточ-
но, чтобы при его неупругом столкновении с ионом возбудить верх-
ний уровень. Время жизни на этом уровне сравнительно велико, и его
населенность может стать достаточной, чтобы создать интенсивную
эмиссионную линию. Энергия электронов после ионизации водорода
существенно превышает требуемую энергию возбуждения запрещен-
ной линии, поэтому ее хватает для того, чтобы в спектре наблюда-
лись достаточно сильные запрещенные линии [ОШ], [ОН], [NeIII],
[Ne V]. Этот механизм называется столкновительным.
Кроме этих двух основных механизмов, некоторые линии в туман-
ностях образуются путем резонансной флуоресценции. Так, линии
ОШ 3133 и 3444А возбуждаются вследствие совпадения длин волн
кванта La ионизованного гелия и кванта, возбуждающего верхний
уровень иона ОIII, с которого эти линии возникают.
Спектры планетарных туманностей существенно различаются в
зависимости от условий возбуждения, которые, в свою очередь, зави-
сят от температуры центральной звезды, а также от плотности и элек-
тронной температуры газа. Туманности низкого возбуждения, такие
как NGC 40, имеют сильные линии излучения [О II] и слабые линии
[О III]. Туманности высокого возбуждения (NGC 7027, NGC 7662) отли-
чаются интенсивными линиями [О III] и присутствием линий ионизо-
ванного гелия: самой сильной из них в оптическом диапазоне спек-
тра является линия 4686 А, а в УФ — линия 1640 А.
Условно все планетарные туманности разделяются по степени воз-
буждения эмиссионного спектра на 10 классов, а критериями степени
возбуждения служат отношение интенсивностей линий [ОШ] 5007 А
к Нр 4861 А для первых 5 классов и отношение интенсивностей линий
Не II 4686 А к Нр для следующих классов.
В туманностях наиболее высокого возбуждения (NGC 6818) наблю-
дается очень яркая линия [Ne V] 3426 А. Присутствуют также линии
излучения высокоионизованных железа, кальция и других химиче-
ских элементов.
276
Глава 8. Планетарные туманности
8.6. Температура, плотность и химический состав
планетарных туманностей
Измерение интенсивности эмиссионных линий в спектрах планетар-
ных туманностей позволяет определять их физические параметры, хи-
мический состав, а также температуру центральной звезды.
8.6.1. Электронная плотность туманностей
Электронная плотность туманностей по причине высокой степени ио-
низации характеризует полную плотность вещества, а не только плот-
ность в нем свободных электронов. Она определяется по линиям-дуб-
летам, отношение интенсивностей которых в основном является функ-
цией плотности. К таким дублетам относятся 3726-3729 [О II],
6717-6731 [SII], 5518-5538 [СНП], 1907-1909 [С III], 4711-4740 [Ar IV],
5631-5677 [Fe VI] и др. Разные ионы, однако, излучают на разных рас-
стояниях от центральной звезды (это явление называется стратифика-
цией излучений), поэтому определение плотности по данному дубле-
ту характеризует ту зону туманности, где он излучается. Чем больше
степень ионизации атома, тем ближе к звезде он «светит». Поэтому
оценки плотности туманности в разных зонах могут заметно разли-
чаться, так как плотность туманности падает к периферии. Имеющие-
ся данные о средних электронных плотностях (Ve) планетарных туман-
ностей лежат в диапазоне от 102 см-3 для самых разреженных старых
объектов до 105 см-3 для молодых и компактных. Внутри одной туман-
ности плотность может меняться от центра к краю на 1 -2 порядка.
Из-за волокнистой структуры многих туманностей плотность в от-
дельных деталях может значительно отличаться от средней по туман-
ности. Так, в известной туманности NGC7293 в созвездии Водолея
(рис. 8.9) вдоль внутреннего края кольца наблюдается огромное число
мелких конденсаций, имеющих форму головы кометы. Газ внутри
этих структур в основном нейтрален и имеет очень большую плот-
ность, порядка 106 см-3. У кдждой конденсации ионизована только та
ее часть, которая обращена к звезде. Средняя плотность всей туман-
ности довольно низка - около 500 электронов в 1 см3. Таким образом,
флуктуации плотности в туманностях усложняют определение элек-
тронной температуры, массы и химического состава вещества.
8.6.2. Электронная температура
Электронная температура туманности есть характеристика средней
энергии свободных электронов. Ее определяют по линиям [О III], [О II]
и другим запрещенным, по распределению энергии в бальмеровском
8.6. Температура, плотность и химический состав планетарных туманностей 277
Рис. 8.9. Планетарная туманность «Улитка» (Helix, NGC 7293), удаления от нас
примерно на 200 пк. Ее поперечник около 0,8 пк. Форма, по-видимому, кольце-
образная, а не сферическая. Отчетливо видна неоднородность туманности: ве-
роятно, оболочка сбрасывалась в несколько этапов. Справа — оптическое изо-
бражение, полученное путем сочетания снимков, сделанных космическим те-
лескопом «Хаббл» (NASA) и наземным 0,9-метровом телескопом WIYN обсерва-
тории Китт Пик, слева — инфракрасное изображение в диапазоне 4-24 мкм,
полученное космическим телескопом «Спитцер» (NASA). На нем более контра-
стно видна структура туманности, отчетливо выделяются кометообразные уп-
лотнения, а также светится околозвездный пылевой диск радиусом от 35 до
150 а. е., обнаружение которого стало сюрпризом для астрономов. Эта пыль
могла появиться уже после расширения газовой оболочки. Ее происхождение
связывают с соударениями комет и астероидов, сошедших со своих стабиль-
ных орбит.
континууме туманности, по величине бальмеровского скачка. На
практике широко распространено одновременное определение темпе-
ратуры и плотности методом пересечения на плоскости (1g Ne, 1g Те)
вычисленных кривых, соответствующих наблюдаемой относительной
интенсивности данной линии. Этим методом удается получить пара-
метры разных зон излучения в туманности, что крайне важно при по-
строении моделей и определении химического состава.
Электронная температура планетарных туманностей лежит в диа-
пазоне от 8000 до почти 17 000 К; в среднем она близка к 12 000 К. Тем-
пература туманности всегда существенно ниже температуры возбуж-
278
Глава 8. Планетарные туманности
дающей ее звезды, так как свободные электроны тратят значитель-
ную часть своей энергии на возбуждение запрещенных линий: излуче-
ние в этих линиях служит охлаждающим фактором туманности, и
чем они сильнее и многочисленнее, тем ниже температура электрон-
ного газа. Электронная температура существенно зависит от иона, по
которому она определяется. Так, по линиям «небулия» температура
всегда выше, чем по линиям [О II] или [NII]. Это отражает явление
стратификации излучений в туманности. Большинство сильно иони-
зованных атомов светят ближе к звезде, чем менее ионизованные.
Следует отметить, что в самые последние годы вопрос об элек-
тронной температуре планетарных туманностей неожиданно обост-
рился в связи с работами ряда авторов, обнаруживших, что темпера-
тура, полученная по рекомбинационным линиям ионизованных эле-
ментов: кислорода, углерода, азота и неона, — оказалась крайне низ-
кой, порядка 1000-3000 К. Линии, по которым эта температура была
найдена, прежде не использовались из-за их слабости. Причина расхо-
ждения новых значений с оценками температуры по запрещенным ли-
ниям пока до конца не ясна. Высказывалось предположение, что
флуктуации электронной температуры в туманности могут объяс-
нить ряд расхождений, однако до сих пор проблема температуры не
решена. Это, в свою очередь, внесло большую неопределенность в из-
мерение химического состава планетарных туманностей — раздел аст-
рофизики, который еще недавно считался вполне надежным.
8.7. Химический состав
Химический состав планетарных туманностей отражает состав внеш-
ней оболочки проэволюционировавшей звезды-гиганта, из которой
она образовалась. Определение химического состава туманности ос-
ложняется двумя основными моментами: необходимо знать распреде-
ление атомов по различным стадиям ионизации, чтобы найти полное
содержание данного элемента, и нужно учитывать флуктуации плот-
ности и температуры, связанные со стратификацией и волокнистой
структурой туманности.
В 1977 г. М. Пеймберт разделил все планетарные туманности с из-
вестным в то время химическим составом на 5 типов.
К типу I он отнес объекты с повышенным содержанием гелия (от-
ношение по числу атомов гелия к водороду М1е/М1 0Л 4) и азота.
Позже выяснилось, что большинство из них — биполярные. Их кине-
матические свойства и распределение в пространстве позволяют от-
нести их к галактическому населению I типа. Они образуются от бо-
8.7. Химический состав
279
лее массивных звезд-предшественников и сами, возможно, более мас-
сивны, чем средняя планетарная туманность.
К типу II Пеймберт отнес туманности диска, представляющие объ-
екты промежуточного типа населения Галактики. Этих туманностей
большинство в окрестностях Солнца. Их химический состав подобен
солнечному, за исключением повышенного содержания азота.
К типу III были причислены туманности, имеющие большие скоро-
сти движения в пространстве, но не принадлежащие к гало Галактики.
Содержание Не, С, N, О и Ne в этой группе также подобно солнечному.
Тип IV объединяет немногочисленные туманности гало, которых в
работе Пеймберта оказалось всего три. В них было отмечено низкое
содержание кислорода, неона и азота (почти на порядок меньше сол-
нечного), а также небольшой дефицит содержания гелия относитель-
но туманностей других типов.
Пеймберт отметил также наличие градиента химического состава
в Галактике по планетарным туманностям. В окрестности Солнца со-
держание в них Не, О и N изменяется в направлении центра Галакти-
ки так же, как в областях НII.
В настоящее время насчитывается примерно 350 определений хи-
мического состава для более чем 250 туманностей галактического
балджа и примерно столько же — для более чем 200 туманностей,
принадлежащих населению диска Галактики. Наиболее точно в ту-
манностях определяется содержание гелия. В туманностях балджа,
согласно целому ряду работ, выполненных в 1997-2007 гг., среднее от-
ношение содержания гелия к водороду по числу атомов составляет
12% (или 11,06 в шкале, принятой в астрономии и представляющей со-
держание любого элемента как логарифм отношения числа атомов
этого элемента к числу водородных атомов + 12), тогда как на Солнце
оно равно всего 8% (т. е. 10,90 по астрономической шкале). Туманно-
сти диска имеют чуть меньше гелия в своих оболочках — 10% (или
11,02).
Содержание углерода долгое время оставалось неопределенным
из-за того, что в оптическом диапазоне лишь одна линия СII 4267 А
использовалась для его оценки, и по этой линии получалось очень
большое содержание углерода. С появлением космических телеско-
пов, позволивших изучать УФ-спектры туманностей, содержание угле-
рода стало известно более надежно: в среднем для всех туманностей
оно составляет 5- КГ4 от содержания водорода (8,7 в шкале, где для
водорода принято 12,00), практически как на Солнце. Различие в со-
держании углерода в туманностях диска и балджа невелико, но все
280
Глава 8. Планетарные туманности
же в последних его несколько больше. Кислород в туманностях балд-
жа содержится в таком же количестве, как на Солнце, тогда как в ту-
манностях диска его, по-видимому, чуть меньше.
Что касается азота, то во всех туманностях его значительно боль-
ше, чем на Солнце, а именно, планетарные туманности балджа имеют
в среднем относительное содержание 8,4, диска — 8,3, а Солнца — 7,83.
Содержание неона в туманностях (8,05) также превышает солнечное
(7,87). Все эти элементы, за исключением кислорода, образуются при
ядерных реакциях в звездах-предшественниках. Конвекция выносит
эти элементы к поверхности. Обогащение гелием происходит после
выгорания гелия в звездном ядре, когда звезда становится красным
гигантом. В начале стадии AGB (Asymptotic Giant Branch — асимптоти-
ческая ветвь гигантов) у звезд массой > 3 М0 происходит увеличение
содержания гелия и азота. На стадии тепловых импульсов на AGB по-
сле каждой гелиевой вспышки на поверхность звезды выносятся ге-
лий, углерод и элементы s-процесса (т. е. возникшие в термоядерных
реакциях в ходе медленного захвата нейтронов). Другие элементы, та-
кие как S, Ar, Cl, Mg, Са, не изменяются в процессе эволюции и отража-
ют химический состав той среды, в которой звезда образовалась. Это
хорошо иллюстрирует табл. 8.2, в которой сравнивается содержание
серы, хлора, аргона, калия, кальция и магния.
Таблица 8.2
Содержание химических элементов в планетарных туманностях и на Солнце
Объект S С1 Аг Mg К Са
Планетарные туманности, балдж 7,0 5,3 6,3 7,7 —
Планетарные туманности, диск 6,9 5,3 6,2 7,6 5,8 6,2
Солнце 7,19 5,26 6,55 7,55 4,7 6,15
Различие химического состава между Солнцем и планетарными ту-
манностями объясняется тем, что туманности — проэволюциониро-
вавшие объекты, в которых в результате ряда реакций нуклеосинтеза
образовались новые химические элементы, а химический состав Солн-
ца отражает лишь состав протозвездного облака, из которого оно воз-
никло. Различие химического состава туманностей диска и балджа Га-
лактики свидетельствует о том, что их предшественники, звезды-ги-
ганты, были различны по массе и формировались в различной среде.
Высокое содержание элементов тяжелее гелия в планетарных туман-
ностях балджа указывает, скорее всего, на тот факт, что металлич-
ность в балдже Галактики выше, чем в окрестностях Солнца.
8.7. Химический состав
281
В конце 1990-х гг. на обсерватории Верхнего Прованса во Франции
были выполнены наблюдения самой яркой планетарной туманности
NGC 7027 с целью обнаружения химических элементов с атомным ве-
сом более Z = 30. Поиски велись в оптической области спектра. В ре-
зультате достоверно были найдены линии, принадлежащие криптону,
ксенону, брому, селену, рубидию, стронцию, барию и, возможно, свин-
цу и иттрию. Оказалось, что содержание этих элементов в NGC 7027
по крайней мере в 10 раз больше, чем на Солнце. Все они синтезиру-
ются при ядерных реакциях на стадии асимптотической ветви гиган-
тов в звезде-предшественнице.
Недавно X. Динерстайн и Н. Стерлинг предприняли поиск селена
и криптона в ИК-диапазоне у 114 туманностей. Запрещенные линии
[Кг III] с длиной волны 2,199 мкм и [Se IV] 2,287 мкм были обнаружены
в 65 туманностях. Анализ содержания этих элементов показал, что се-
лен и криптон имеются в избытке по сравнению с Солнцем примерно
у 40% туманностей, где эти линии были обнаружены. Интересно, что
избытки содержания наблюдаются в туманностях с центральными
звездами типа Вольфа—Райе. Отметим, что оба химических элемента
принадлежат к группе s-элементов, причем избыток содержания
криптона несколько больше, чем селена, что соответствует современ-
ным моделям нуклеосинтеза в звездах.
В ближайших соседях нашей Галактики — Магеллановых Обла-
ках — содержание тяжелых элементов в межзвездной среде значи-
тельно ниже, чем у нас, поэтому многочисленные планетарные туман-
ности Магеллановых Облаков имеют в своих оболочках меньше ки-
слорода, углерода, неона.
В дисках спиральных галактик, к которым относится и наша звезд-
ная система, наблюдается радиальный градиент химического состава,
выраженный как изменение относительного содержания кислорода,
азота и серы с расстоянием от центра галактики. Новые определения
химического состава планетарных туманностей, расположенных на
разных расстояниях от центра Галактики, подтвердили радиальный
градиент, найденный по областям НИ. В 1980-х гг. было установлено,
что радиальный градиент наблюдается по содержанию кислорода, се-
ры, неона и аргона. Позже было показано, что все планетарные туман-
ности с удалением от центра Галактики содержат все меньше О, S, Ne,
Ar, С1. Эти элементы не рождаются в процессе нуклеосинтеза в звез-
дах-предшественниках, в отличие от гелия, азота и углерода, поэтому
их содержание отражает изменение химического состава межзвезд-
ной среды, из которой формируются звезды.
282
Глава 8. Планетарные туманности
Вертикальный градиент химического состава в направлении оси
вращения галактического диска весьма трудно обнаружить по плане-
тарным туманностям, что было показано в ряде работ. Однако содер-
жание гелия и тяжелых элементов в немногочисленных туманностях
гало, расположенных высоко над плоскостью Галактики, показывает
заметный дефицит этих элементов.
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей
Хотя ядра видны в центре многих планетарных туманностей и их су-
ществование необходимо для всех, часто они бывают замаскированы
экранирующей их туманностью. Из-за этого трудно точно измерить
звездные величины и показатели цвета этих ядер. Еще труднее изу-
чать спектры центральных звезд, на которые накладывается спектр
планетарной туманности. Водородные линии поглощения, ожидае-
мые в спектрах некоторых ядер, совпадают с сильными водородными
линиями излучения туманности, что затрудняет определение спек-
трального класса ядра.
8.8.1. Спектры центральных звезд и их классификация
Спектры ядер планетарных туманностей крайне разнообразны: от
обычных горячих звезд до экзотических типов. Выделяют 5 типов
спектров центральных звезд:
1) типа Вольфа—Райе (WR), характеризующиеся широкими эмис-
сионными линиями, их известно 57 среди галактических планетар-
ных туманностей;
2) типа Of с эмиссионными линиями гелия и углерода;
3) типа О с линиями поглощения без эмиссий;
4) непрерывные спектры без линий, которые могли бы быть обна-
ружены при имевшихся инструментальных возможностях;
5) ядра очень высокого возбуждения с эмиссионными линиями,
принадлежащими иону OVI, — подобные спектры не встречаются сре-
ди нормальных горячих звезд Галактики. К этой же группе примыка-
ют ядра типа PG 1159 (название дано по имени белого карлика).
Хорошо известным примером первого типа является центральная
звезда BD +30° 3639 спектрального класса WC8. Следует подчеркнуть,
что среди ядер планетарных туманностей не встречаются звезды
Вольфа—Райе азотной последовательности. Все ядра являются угле-
родными или содержат линии С и N. Некоторые ядра не содержат ли-
ний углерода, а только широкие линии гелия. Характерно, что диапа-
зон спектральных подклассов WR и температур среди ядер планетар-
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей
283
ных туманностей шире, чем среди массивных звезд Вольфа—Райе:
от 7X30 000 К (у WC 12) до Т~ 130 000 К (WC3). Распределение чис-
ленности ядер по подклассам также отличается от классических
звезд Вольфа—Райе: мало ядер средних спектральных подклассов.
Есть предположение, что у планетарных туманностей ядра типа Воль-
фа—Райе имеют массу ниже средней, ближе к нижней границе масс
центральных звезд планетарных туманностей. Все центральные звез-
ды типа Вольфа—Райе, как и их массивные аналоги в Галактике, име-
ют дефицит содержания водорода. Практически нет следов водород-
ных линий у ядер ранних подтипов WR.
Прототипом очень горячих ядер (80 000 < Т< 170 000 К) планетар-
ных туманностей служит ядро NGC 246, в спектре которого наблюда-
ются линии поглощения Не II, С III, СIV и эмиссионные линии иона
О VI 3811 и 3838 А. Существуют ядра типа WC-OVI с широкими линия-
ми, как у звезд Вольфа—Райе, содержащие также линии излучения
О VI, О VII и даже О VIII. Другие горячие ядра классифицируются как
0(C): по спектру они похожи на звезды класса О, но имеют аномально
сильные линии СIV.
Таблица 8.3
Параметры некоторых ядер планетарных туманностей (по Р. Harrington, 2007).
Указаны эффективная температура поверхности звезды (Ген)» скорость звездного
ветра (Voo) и интенсивность потери массы звездой (М)
Туманность TefbK Тип Ko, км/с M, 10 8Мо/год
BD +30° 3639 30 000 WR 700 600
IC418 37 000 Of 700 26
IC 4593 40 000 Of 900 10
NGC 2392 45 000 Of 400 <3
NGC 6543 48 000 Of-WR 1 600 16
IC 4637 55 000 Of 1500 <2
NGC 3242 75 000 Of 2 300 <2
NGC 40 78 000 WR 1000 250
Abell 30 110 000 OVI 4 000 5
Abell 78 115 000 OVI 3 700 2,5
NGC 6369 150 000 WR 1 200 70
Особо выделена среди самых горячих звезд группа, прототипом
которой служит белый карлик PG 1159-035 (= GW Vir), открытый в об-
зоре Palomar—Green. Не все члены этой группы, состоящей сейчас
примерно из 40 объектов, имеют вокруг себя планетарные туманно-
сти. На диаграмме Герцшпрунга—Рассела эта группа занимает место
284
Глава 8. Планетарные туманности
Рис. 8.10. Оптический спектр звезды PG 1159-035 в сравнении со спектром
центральной звезды планетарной туманности (NGC 7293) с обычным химсо-
ставом богатым водородом. В спектре PG 1159 отсутствуют линии водорода и
очень сильны линии поглощения Не II / СIV вблизи 4670 А, каждая из которых
имеет в центре мощную эмиссию.
среди самых горячих ядер планетарных туманностей и наиболее горя-
чих белых карликов (с температурой поверхности Те^ до 200 000 К).
Эту область называют «горячей пост-асимптотической ветвью гиган-
тов». Спектры этих звезд содержат линии очень высоко возбужденно-
го гелия, углерода и кислорода, как в поглощении, так и в эмиссии, од-
нако линии О VI у них, как правило, слабы (рис. 8.10). У некоторых на-
блюдаются линии Ne VII. Эти звезды очень бедны водородом: их по-
верхность в основном состоит из Не (33% массы), С (50%) и О (17%).
Группа 4 с непрерывными спектрами представлена ядром ярчай-
шей туманности NGC 7027. Наблюдения с космическим телескопом
«Хаббл» показали, что все линии в ее спектре, обнаруженные при глу-
бокой экспозиции, принадлежат туманности, а не звезде, как ранее
ожидалось, когда предполагали, что ядро покажет спектр типа
PG1159.
Заслуживает внимания группа наиболее холодных центральных
звезд с температурами ниже 35 000 К. Среди них есть звезды с Of-спек-
трами и звезды поздних классов WC-последовательности. Все они
имеют признаки потери массы — звездные ветры с большими скоро-
стями. Примером холодного Of-ядра служит Не 2-131, у которого на-
блюдается звездный ветер большой мощности. Потеря массы, воз-
можно, связана с пульсационной неустойчивостью в оболочке звезды
с повышенной металличностью.
Звездный ветер — важный фактор формирования спектра цен-
тральной звезды. Ядра со спектром типа Вольфа—Райе, давно обнару-
женные среди планетарных туманностей, по своим внешним проявле-
ниям очень похожи на массивные звезды Вольфа—Райе населения I
типа Галактики. Хотя массы у ядер в 20—30 раз меньше, они показыва-
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей
285
ют истечение вещества с поверхности со скоростью до 2000 км/с, и
темп потери массы у них того же порядка, что и у классических
WR-звезд: он составляет dM/dt * 10"6-10"5 М©/год.
Впрочем, звездный ветер наблюдается у центральных звезд не
только типа WR. Молодые (обычно холодные, но не всегда) ядра име-
ют ветры с dM/dt * 10"8-10-7 М©/год. Сравнение теоретических моде-
лей ветра, построенных Р. Кудрицким, с наблюдениями позволило оце-
нить скорости ветров: у туманности Не 2-131 = 500 км/с, у IC418
Ко = 700 км/с, у NGC 6826 = 1 200 км/с, у NGC 3242 Voo = 2 300 км/с.
В качестве причины звездного ветра обычно рассматривается свето-
вое давление, которому нередко способствуют дополнительные факто-
ры, такие как повышенная металличность газовых оболочек. В пользу
этого предположения говорит то, что в Малом Магеллановом Облаке,
имеющем очень низкое содержание металлов, ветры у горячих звезд
слабее, чем в Большом Магеллановом Облаке и в нашей Галактике.
Рентгеновское излучение в мягком диапазоне 0,3-10 кэВ от цен-
тральных звезд было обнаружено уже при первых запусках рентгенов-
ских спутников, однако новейшие обсервтории — «Чандра» и «Нью-
тон» — смогли с высоким угловым разрешением показать диффузное
рентгеновское излучение от туманностей в областях сильных удар-
ных волн. Рентгеновские изображения позволили изучить распределе-
ние и параметры горячего газа в планетарных туманностях. В облас-
ти взаимодействия быстрого ветра ядра с медленным и плотным вет-
ром предшествовавшего красного гиганта электронная плотность га-
за составляет 10—100 см-3, а электронная температура — от 106 до
107К. У туманности NGC 40 рентгеновская светимость и температура
оказались минимальными среди всех измеренных, тогда как у Не 2-99
отсутствие рентгена указывает на то, что туманность еще не вступи-
ла в фазу столкновения звездных ветров.
Наблюдения с японского рентгеновского спутника «Сузаки» в
2005 г. выявили у планетарной туманности BD +30° 3639 сильную ли-
нию углерода на 0,37 кэВ и линии О VII, О VIII, Ne IX. Наблюдения пока-
зали, что газ, излучающий в рентгеновском диапазоне, является про-
дуктом горения гелия в ядерном оболочечном источнике звезды.
8.8.2. Температуры центральных звезд и методы их определения
Температуру ядер определяют разными методами, при этом чаще дру-
гих используют метод, предложенный X. Занстра и независимо от не-
го Д. Мензелом в 1926-1931 г. Принцип этого метода состоит в том,
что туманность рассматривается как гигантский счетчик фотонов, ис-
286
Глава 8. Планетарные туманности
пускаемых звездой в далекой ультрафиолетовой области спектра.
При этом предполагается, что звезда излучает как абсолютно черное
тело, а все нейтральные атомы водорода в туманности ввиду малой
плотности излучения находятся в невозбужденном состоянии. Счита-
ется также, что туманность полностью поглощает излучение звезды
за границей водородной серии Лаймана, т. е. все кванты с длиной вол-
ны менее 912 А (такие туманности называют «оптически толстыми в
лаймановском континууме»). Поглощенную энергию газ переизлучает
в континууме и линиях. Но для излучения в лаймановских линиях ту-
манность также непрозрачна (в ней слишком много атомов водорода
в основном состоянии), зато бальмеровские кванты обычно проходят
сквозь газ свободно, поскольку поглотить их может только возбуж-
денный атом водорода. Поэтому количество квантов, излучаемых в
линиях Бальмера и в бальмеровском континууме, МВа), равно числу
квантов лаймановского континуума, /V(Lyc). Это можно записать в ви-
де уравнения Занстра: /V(Lyc) = /V(Ba). Поток бальмеровских квантов
определяется из наблюдений. На практике можно измерить поток все-
го в одной водородной линии и использовать теорию рекомбинаций
для того, чтобы учесть все остальные бальмеровские кванты.
Наблюдательной величиной в уравнении Занстра является отно-
шение интенсивности водородной линии к интенсивности непрерыв-
ного спектра туманности под этой линией, поэтому наблюдателю не-
обходимо учесть вклад ядра в непрерывный спектр под линией, что-
бы его исключить. В основном это относится к звездообразным ту-
манностям, при наблюдении которых невозможно избежать попада-
ния изображения центральной звезды в щель спектрографа.
Метод Занстра применим также к ионизованному гелию: при
этом измеряют поток в линии 4686 А по отношению к непрерывному
спектру туманности. Температура, получаемая методом Занстра по ге-
лию, обычно значительно выше, чем по водороду. Это можно объяс-
нить, во-первых, неполным поглощением квантов с длиной волны
X < 912 А и полным поглощением квантов за границей серии ионизо-
ванного гелия с л < 226 А, а во-вторых, отклонением от планковского
закона излучения звезды в далеком ультрафиолете.
Существуют модификации метода Занстра, например метод
В. А. Амбарцумяна: температура звезды определяется по отношению
интенсивности линии Не II 4686 А к линии Нр. Кроме того, можно ис-
пользовать метод Занстра для запрещенных линий.
Р. Харман и М. Ситон в середине 1960-х гг. провели полный анализ
методов Занстра. Взяв выборку из полусотни планетарных туманно-
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей
287
стей, они у каждой нашли температуру ядра путем согласованного ре-
шения нескольких уравнений Занстра для линий водорода и гелия.
При этом учитывалось даже различие форм туманностей: в то время
как сферическая туманность перехватывает все излучение звезды,
кольцевая туманность делает это лишь частично, пропуская звезд-
ный свет вдоль оси кольца. Впрочем, не всегда удавалось получить со-
гласованное решение уравнений: это указывало на то, что туман-
ность оптически тонкая, а значит, не выполнено основное условие ме-
тода — полное поглощение УФ-квантов в туманности.
Полученные Харманом и Ситоном температуры центральных
звезд некоторых известных ярких туманностей приведены ниже
(табл. 8.4): TH и ?не найдены методом Занстра только по водороду и
только по ионизованному гелию, Тх,с взяты из работы Хармана и Си-
тона.
Таблица 8.4
Температуры ядер планетарных туманностей, найденные разными методами
Туманность Гн ТНе Тх,с
NCC 6210 42 800 48 800 50 000
NGC 6543 43 100 46 600 66 000
NGC 6572 53 000 55 000 62 000
IC418 37 800 42 000 43 000
В подходящих случаях используются и другие методы определе-
ния температуры центральных звезд туманностей: по распределению
энергии в непрерывном спектре звезды и его сравнению со спектрами
«стандартных» звезд с известной температурой, по отношению интен-
сивностей линий одного элемента в разных состояниях иониза-
ции. Весьма распространенным методом определения температуры и
ускорения силы тяжести на поверхности ядер планетарных туманно-
стей является моделирование — построение модели звездной атмосфе-
ры и сравнение с наблюдениями в некотором диапазоне спектра. Ха-
рактеристики звезды: химический состав, эффективная температура
и ускорение силы тяжести — входят в модель как свободные парамет-
ры, которые варьируются до тех пор, пока не будет достигнуто наи-
лучшее согласие модельного спектра с наблюдаемым. При этом, вооб-
ще говоря, определяются значения всех параметров. Но, к сожалению,
решение не всегда является однозначным. Поэтому, чтобы снизить ве-
роятность ошибки, астрономы предпочитают задавать температуру и
ускорение силы тяжести из других, независимых от модели оценок, а
путем моделирования определять только химический состав звезды.
288
Глава 8. Планетарные туманности
8.8.3. Химический состав атмосфер ядер планетарных туманностей
Как известно, тип спектра нормальной звезды в основном зависит от
температуры ее поверхности. Но у центральных звезд планетарных ту-
манностей тип спектра очень сильно зависит от химического состава
атмосферы. Ядра типа Вольфа—Райе практически не содержат водоро-
да, основные элементы в них — углерод и гелий. Ядра типа PG 1159
также не содержат водорода, основные элементы в их атмосферах —
гелий, углерод и кислород. Их относительное содержание меняется от
звезды к звезде, но в среднем оно таково: Не : С : О = 0,33 : 0,50 : 0,17.
Небольшая часть этих звезд демонстрирует существенно более высо-
кое содержание гелия, до 0,6-0,8.
Тем не менее существуют «гибридные» звезды типа PG 1159 (их че-
тыре, в том числе ядро NGC 7094), где видны линии водорода, причем
его содержание довольно велико и составляет 0,17. Другие типы цен-
тральных звезд планетарных туманностей — Of и О с абсорбционны-
ми линиями — имеют водородные линии, причем их химический со-
став может почти не отличаться от солнечного.
Есть среди ядер планетарных туманностей уникальные объекты с
весьма аномальным химическим составом. Прежде всего, это ядро ту-
манности Не 1-5 — переменная звезда FG Стрелы. Ее спектр в течение
100 лет претерпел изменения, демонстрирующие эволюцию от очень
горячей звезды с температурой 50 000-80 000 К до углеродной звезды
с многочисленными абсорбционными линиями s-элементов. Другой
пример — звезда Сакураи (V 4334 Sgr) — почти полный аналог FG Стре-
лы, но с менее выраженными аномалиями химического состава.
8.8.4. Переменность и двойственность ядер планетарных
туманностей
Еще несколько десятилетий назад было общепринятым мнение, что
планетарные туманности и их центральные звезды — это стабильные
объекты и что их характеристики (блеск и спектр) остаются неизмен-
ными по крайней мере с момента их открытия или начала системати-
ческого изучения, т. е. последние 100 лет. Но оказалось, что ряд хоро-
шо и давно известных планетарных туманностей демонстрирует изме-
нения в спектре и переменность блеска ядер. Первым таким объектом
оказалась маленькая («звездообразная») туманность IC 4997: в ее спек-
тре обнаружилась явная переменность отношения интенсивностей
близких эмиссионных линий — [О III] 4363 А и водородной Ну 4340 А.
Дальнейшие наблюдения показали, что это отношение медленно ко-
леблется, то возрастая, то уменьшаясь. Блеск также оказался перемен-
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей
289
ным. По всей видимости, причиной изменений служит активность яд-
ра, обладающего сильным ветром.
Вслед за IC 4997 была открыта переменность туманностей
NGC 6572, NGC 6891, NGC 6905, NGC 6543, NGC 6826 и др., у которых об-
наружились изменения в линиях излучения. Характерные времена
спектральной переменности значительно различаются, наиболее ко-
роткие составляют сутки и даже меньше. В УФ-области спектра с по-
мощью спутника IUE у многих центральных звезд, имеющих звездные
ветры, обнаружена переменность профилей линий ионов СIV, ОIV,
О V, N V. Возможно, что все ядра со звездным ветром имеют перемен-
ные профили спектральных линий.
Очень интересна эмиссионная звезда Hen 1357, которая за два де-
сятилетия — с 1971 по 1995 г. — превратилась из звезды спектрального
класса В1 с температурой 20 000 К в молодую планетарную туман-
ность с хорошо разрешаемым диском и температурой ядра 50 000 К.
Ее центральная звезда быстро слабеет: за 10 лет блеск упал более чем
на 1т. А у молодой планетарной туманности NGC6572 Р. Мендес,
А. Манчадо и А. Эрреро обнаружили увеличение интенсивности эмис-
сионной линии Не II4686 А за 20 лет, что может быть связано с эволю-
ционным ростом температуры возбуждающей звезды.
Неоднократно предпринимались обзоры ядер для поиска перемен-
ности их блеска. Пульсационные изменения с периодами 25-31 мину-
та были обнаружены впервые в середине 1980-х гг. у очень горячих
ядер с дефицитом водорода: К 1-16 и Lo 4. Дальнейшие поиски, прове-
денные X. Бондом и его коллегами, привели к открытию еще шести
пульсирующих ядер среди 29 горячих ядер со спектрами типа О VI
и PG 1159. Амплитуды пульсаций, как правило, не превышают 0,1% а
характерные периоды составляют 20-30 минут. Теория пульсаций го-
рячих карликов в применении к ядрам планетарных туманностей по-
зволяет оценить массу ядер. Так, для туманности NGC 1501 с ядром
типа О VI масса звезды оценена в Mstar = (0,55±0,03) М0.
Одновременно велись поиски долговременных изменений блеска
центральных звезд с целью обнаружить их эволюционные изменения.
Помимо FG Стрелы и звезды Сакураи (V 4334 Стрельца), переменность
блеска которых была обнаружена независимо от открытия туманно-
стей, у ряда звезд подозревалась долговременная переменность бле-
ска, однако достоверность для некоторых объектов была невелика.
Центральная звезда туманности А 58 — V 605 Орла - испытала мед-
ленную вспышку в 1917 г., после которой слабела, демонстрируя коле-
бания блеска, и через б лет стала недоступной для наблюдателей тех
290
Глава 8. Планетарные туманности
лет. Ее вновь обнаружили в 1980-х гг. с помощью больших современ-
ных телескопов: закрытая мощным облаком пыли, она имела блеск
V = 23т. В ее спектре обнаружились эмиссионные линии типа Воль-
фа—Райе. Доказано, что эта звезда относится к тому же типу эволю-
ционирующих «на глазах» ядер, что и FG Стрелы.
Полуправильная или нерегулярная переменность блеска сравни-
тельно холодных ядер туманностей с температурами от 25 000 до
50 000 К наблюдалась у целого ряда звезд. Особенно детально изуче-
но фотометрическое поведение ядра туманности IC418. К этому же
типу переменных ядер относятся центральные звезды в NGC 2392,
6543, 6826, IC 4593, Не 2-131 и Не 2-138. Амплитуды изменения их бле-
ска не превышают 0,15т, а характерное время изменений варьируется
от часов до нескольких суток. Лучевые скорости изменяются с теми
же характерными временами. Более быстрые изменения блеска похо-
жи на пульсационные, а продолжительные приписываются вариаци-
ям мощности звездного ветра. Согласно Мендесу, колебания блеска
IC418 обусловлены вариациями радиуса звезды вследствие кратко-
временных изменений темпа потери ею массы. С ростом потока газа
увеличивается оптическая толща протяженной атмосферы звезды, и
ее наблюдаемый радиус ненадолго становится больше.
Двойственность ядер планетарных туманностей стала активно
изучаться лишь в последние десятилетия, хотя давно были известны
центральные звезды, имеющие поздний спектральный класс. Очевид-
но, что они должны быть двойными и одним из компонентов иметь
горячую звезду, отвечающую за ионизацию газа. Оптические спутни-
ки наблюдаются у некоторых ядер, однако они могут быть не связан-
ными с истинным ядром. Тесных двойных систем среди ядер извест-
но 15. Они имеют орбитальные периоды от 2,7 часа до 16 суток. Поч-
ти полные затмения наблюдаются в ядре туманности А 63, частные за-
тмения — в А 46, с полюса видна орбита двойного ядра у Sp 1. Фото-
метрический период 0,17 сут., обнаруженный у ядра NGC 6337, являет-
ся орбитальным, а переменность блеска связана с изменением види-
мости горячего пятна или всей полусферы более холодного компонен-
та системы, нагретого излучением ядра. Эффект эллипсоидальности
компонента был открыт в двойной системе ядра NGC 6026.
В начале нового века была предпринята программа поиска двой-
ных ядер по наблюдению за лучевыми скоростями центральных
звезд. Переменные лучевые скорости были обнаружены у 13 из 33 на-
блюдавшихся ядер. В результате этой программы у 7 туманностей,
имеющих холодные компоненты высокой светимости (А 14, М1-55,
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей
291
М 1-77, V-V 3-5, NGC 2346 и др.) переменность лучевой скорости под-
твердила наличие спутника. Однако у многих заподозренных в двой-
ственности ядер лучевая скорость оказалась неизменной за 4 года на-
блюдений. Авторы этого проекта считают, что доля двойных среди
ядер планетарных туманностей близка к 40%.
Двойные ядра могут иметь более сложный, чем у одиночных
звезд, эволюционный путь до и после фазы планетарной туманности.
В тесной двойной системе более массивный компонент на стадии
асимптотической ветви гигантов может заполнить свою полость Ро-
ша (поверхность, внутри которой его притяжение доминирует над
притяжением партнера), после чего начнется перенос массы на менее
массивный компонент, и через некоторое он станет доминировать в
системе по массе.
Весьма примечательно, что химический состав атмосфер холод-
ных звезд в составе двойных ядер иногда носит следы прошедшего
нуклеосинтеза. Так, у G-звезд в туманностях А 35, LoTr 5 и М 1-2 усиле-
ны линии поглощения бария, у двух последних — еще и линии строн-
ция, лантана и иттрия. Эта аномалия химического состава у непроэво-
люционировавшего компонента двойной системы может быть вызва-
на переносом переработанного в ядерных реакциях вещества со вто-
рого компонента, ставшего ядром туманности, в конце стадии асим-
птотической ветви и после нее.
Большое сходство наблюдается между планетарными туманностя-
ми с двойными ядрами и симбиотическими звездами. Симбиотиче-
ская звезда представляет собой двойную систему, состоящую из бело-
го карлика и холодного гиганта, окруженную ионизованной туманно-
стью. Спектр симбиотической системы очень похож на спектр типич-
ной планетарной туманности. Особенно велико сходство между спек-
трами симбиотических новых (это симбиотические звезды, испытав-
шие мощную вспышку) и планетарными туманностями. Различие меж-
ду ними состоит в том, что планетарная туманность образуется в ре-
зультате взаимодействия медленного ветра гиганта-предшественника
с быстрым ветром от обнажившегося ядра той же звезды, а в симбио-
тической системе медленный ветер дает холодный гигант, а быст-
рый ветер обеспечивает его горячий партнер, мимо которого течет хо-
лодный ветер от гиганта. В симбиотических системах горячий компо-
нент уже прошел стадию планетарной туманности, а холодный компо-
нент будет эволюционировать к этой стадии в течение миллионов лет
и затем может создать свою собственную планетарную туманность.
Таким образом, симбиотические звезды — это переходная стадия двой-
292
Глава 8. Планетарные туманности
Рис. 8.11. Биполярная планетарная туман-
ность МуСп 18 («Песочные Часы»).
Фото: «Хаббл», NASA.
ной системы из одной фа-
зы планетарной туманности
в другую. Если второй ком-
понент станет планетар-
ной туманностью, то у нее
будет двойное ядро, состоя-
щее из остывающего бело-
го карлика и звезды более
высокой светимости на пу-
ти ее превращения в белый
карлик.
Во многих работах,
посвященных объяснению
форм планетарных туманно-
стей, предполагалось нали-
чие в них магнитного поля.
Теоретики отводят магнит-
ному полю большую роль
в формировании структур
внутри планетарных туман-
ностей, таких как узкона-
правленные выбросы (дже-
ты), вложенные кольцевые
структуры и пр. Однако пря-
мых подтверждений сущест-
вования такого поля пока
нет. Особый интерес в этом смысле представляют биполярные туман-
ности: их зеркально-симметричная форма, казалось бы, прямо наме-
кает на присутствие в окрестности центральной звезды магнитного
поля, концентрирующего мощный поток звездного ветра. Нетрудно
оценить, что индукция такого поля должна быть порядка 102-107 Гс.
Это поле могло бы обнаружить себя в спектре по зеемановскому рас-
щеплению некоторых линий. Поиск этого эффекта в спектрах ядер
биполярных туманностей Не 2-64 и МуСп 18 (рис. 8.11) дал лишь верх-
нее ограничение на индукцию поля в 2 • 104 Гс (Ли и др., 2007). Прав-
да, в 2006 г. на симпозиуме МАС 234 эти же авторы сообщили, что в
спектре центральной звезды биполярной туманности Не 2-36 они об-
наружили зеемановское расщепление звездной линии поглощения
ОIV, но официальной публикации об этом открытии пока не последо-
вало.
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей
293
Еще раньше, в 2004 г., на телескопе VLT (Европейская южная об-
серватория, Чили) была измерена поляризация света и оценена вели-
чина магнитного поля у четырех горячих ядер планетарных туманно-
стей (в том числе NGC 1360 и А 36). Напряженность поля оказалась
порядка 1 000 Гс, правда, со значительной ошибкой. Было сделано не-
уверенное заключение, что несферическая симметрия большинства
планетарных туманностей связана с магнитными полями звезд на
асимптотической стадии гигантов еще до образования этих туманно-
стей. По результатам поляризационных измерений предполагается
также существование тороидального магнитного поля в экваториаль-
ных областях ядер биполярных туманностей NGC 6537, 7027 и 6302.
Измерения поляризации в радиодиапазоне, особенно у туманностей,
имеющих узконаправленные выбросы, также позволяют оценить на-
пряженности и направление магнитных полей в звездах-предшествен-
никах.
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей
Предшественники планетарных туманностей относятся к звездам про-
межуточных масс: это интервал от 0,8 до 8МО. Звезды с начальной
массой на главной последовательности > 8 Мо не проходят через ста-
дию планетарной туманности, а испытывают коллапс ядра, вспыхива-
ют при этом как сверхновые и сбрасывают массивную оболочку, а их
ядро превращается в нейтронную звезду или черную дыру. Звезды с
массами меньше 0,8 Мо не могут создать планетарную туманность:
они становятся звездами горизонтальной ветви и превращаются в уг-
леродно-кислородные белые карлики.
Еще в 1956 г. И. С. Шкловский предположил, что планетарные ту-
манности в прошлом были красными гигантами. Однако наблюдений,
которые могли бы доказать это, в то время не было. Самое главное —
не было известно каких-либо объектов, представлявших промежуточ-
ное звено между красными гигантами и планетарными туманностями.
8.9.1. Эволюция центральных звезд планетарных туманностей
Наблюдательные данные, полученные в начале 1960-х гг., позволили
Ч. О’Деллу в 1963 г., Харману и Ситону в 1964-1966 гг. построить диа-
грамму «температура — светимость» (эквивалент диаграммы Герцш-
прунга—Рассела) для центральных звезд планетарных туманностей.
Оказалось, что очень холодные и очень горячие ядра имеют низкую
светимость, тогда как звезды промежуточных температур имеют све-
тимость в 100 раз более высокую. Исследователи предположили, что
294
Глава 8. Планетарные туманности
планетарные туманности формируются в конце стадии горизонталь-
ной ветви, однако эта идея встретилась с большими трудностями при
построении теоретической модели эволюции туманности и ее сравне-
нии с положением ядер на ГР-диаграмме.
В 1971 г. Богдан Пачинский, исходя только из теоретических поло-
жений, предложил эволюционную модель, которая стала главной в
дальнейшей разработке теории эволюции центральных звезд плане-
тарных туманностей. Он рассчитал эволюцию красного гиганта от
конца стадии асимптотической ветви (AGB-гиганта) и пришел к выво-
ду, что предшественник планетарной туманности должен иметь та-
кую же светимость, как центральная звезда. Из всех звезд асимптоти-
ческой ветви по светимости в группу предшественников планетарных
туманностей попадают лишь звезды с двойным слоевым источником
энергии. Дело в том, что в вырожденном углеродно-кислородном яд-
ре звезды на асимптотической ветви уже не могут происходить реак-
ции ядерного синтеза. На этой стадии эволюции источником энергии
звезды служат термоядерные реакции, протекающие в вышележащих
слоях - в оболочках, окружающих ядро. Основной слоевой источ-
ник - это «горение» водорода (т. е. превращение водорода в гелий), но
к нему может добавляться и другой слоевой источник — горение ге-
лия, мощность которого составляет не более 10% светимости звезды.
Пока у AGB-звезды много водорода, она не может начать эволюцию в
направлении горячих звезд. Интенсивность горения водорода в обо-
лочке составляет около 10“7 Мо/год. Постепенно внешняя водородная
оболочка звезды истощается, и когда ее масса уменьшается до
10"2-10“3Мо, звезда начинает быстрое движение по ГР-диаграмме
при постоянной светимости в сторону горячих звезд. При этом остав-
шаяся оболочка сжимается.
Модель эволюции центральных звезд планетарных туманностей
Пачинского получила дальнейшее развитие в работах Д. Шенбернера
и Т. Блекера, Э. Вассилиадиса и П. Вуда. Они учли то обстоятельство,
что горение двойного слоевого источника на вырожденном звездном
ядре нестабильно, и гелиевый источник будет иметь квазипериодиче-
ские вспышки — тепловые импульсы, во время которых светимость
может достигать 108 Lo. Столь мощное выделение энергии вызывает
конвекцию в промежутке между слоем горящего гелия и выше распо-
ложенным слоем горящего водорода.
Во время горения гелия происходит образование новых химиче-
ских элементов, в том числе и s-элементов, о которых упоминалось
выше. Основная реакция горения гелия — это синтез углерода путем
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей
295
Рождение
• •
Наша „ Красный Планетарная
эпоха РосТ светимости гигант туманность
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14
Миллиарды лет
Рис. 8.12. Основные этапы эволюции Солнца
тройного a-захвата (4Не + 4Не + 4Не 12С); при этом активируются и
другие ядерные реакции. Одна из них приводит к образованию пото-
ка нейтронов, которые затем участвуют в образовании s-элементов.
Когда включается механизм конвекции (в данном случае это называ-
ют перемешиванием), водородная оболочка вытесняется в более хо-
лодные верхние слои, горение гелия прекращается, а продолжающая-
ся конвекция выносит продукты ядерных реакций на поверхность
звезды, обогащая ее более тяжелыми химическими элементами. Та-
ким образом, обогащение этими элементами будущей планетарной
туманности происходит еще на стадии тепловых импульсов, вызван-
ных гелиевыми вспышками. После каждого импульса горение водоро-
да возобновляется и служит главным источником энергии. Цикл теп-
лового импульса длится 1000 лет у звезд с массой около 0,8 Мо и
104— 105 лет при массе меньше 0,8 Ме.
Важнейшую роль в эволюции звезды от AGB к центральному ис-
точнику излучения планетарной туманности играет звездный ве-
тер — потеря вещества красным гигантом на всех стадиях его эволю-
ции и на горизонтальном треке в пост-асимптотической стадии.
Звездный ветер определяет не только параметры будущей планетар-
ной туманности, но и скорости эволюции звезды, которая становится
ядром туманности. Красный гигант, эволюционируя вверх вдоль асим-
птотической ветви, становится долгопериодической переменной —
миридой, теряя массу с темпом от 10-7 Ме/год у самых короткоперио-
дических мирид до 10“4 М0/год у долгопериодических мирид (с перио-
дами порядка 1000 дней).
Во время движения по ГР-диаграмме вдоль горизонтального тре-
ка от конца асимптотической ветви гигантов влево температура буду-
щего ядра планетарной туманности возрастает от 3000 К до более
чем 30 000 К. Его светимость и скорость изменения температуры силь-
но зависят от массы звезды, а она, в свою очередь, определяется мас-
сой красного гиганта-предшественника. Теоретические расчеты пока-
зывают, что после потери основной массы гигантом на AGB-стадии и
296
Глава 8. Планетарные туманности
образования еще не ионизованной планетарной туманности звезд-
ный остаток — собственно звездное ядро бывшего гиганта — имеет
массу от 0,55 до 0,9 Мо. Это и есть интервал масс центральных звезд,
подтверждаемый наблюдательными данными.
При массах 0,8-0,9 Мо скорость эволюции вдоль горизонтального
трека крайне велика: согласно Блекеру, весь путь до начала иониза-
ции газа туманности ядро с массой 0,84 Мо проходит менее чем за 90
лет. Такие звезды, хотя они и высокой светимости, очень трудно обна-
ружить: время их жизни в этом состоянии крайне мало. С другой сто-
роны, центральным звездам с минимальными массами на этот путь
требуется более 10 тысяч лет. Если же масса остатка еще меньше, то
звезда не успевает ионизовать сброшенную туманность: вследствие
расширения газ рассеивается в пространстве прежде, чем звезда ста-
нет достаточно горячей, чтобы возбудить излучение газа.
Звезда со средней массой около 0,6 Мо до начала ионизации ту-
манности в течение примерно 1000-2000 лет выглядит как сверхги-
гант с линиями поглощения, иногда с аномальным химическим соста-
вом. Такие объекты были названы протопланетарными туманностя-
ми, и у многих из них были обнаружены небольшие отражательные
туманности, представляющие будущую планетарную туманность в
еще не ионизованном виде. Большую роль в их открытии сыграл об-
зор неба, выполненный инфракрасным спутником IRAS, а также изо-
бражения, полученные космическим телескопом «Хаббл».
Согласно теории, светимость центральной звезды на горизонталь-
ном треке составляет, в зависимости от ее массы, от 4 • 103 до 2 • 104
светимостей Солнца.
После того, как водородная оболочка звезды полностью исчерпа-
ется, горение водорода прекращается, светимость и температура цен-
тральной звезды начинают уменьшаться. Звезда вступает на трек ох-
лаждения, чтобы превратиться в белый карлик. Но на этой стадии у
нее может произойти последняя гелиевая вспышка, если плотность ге-
лиевой оболочки, созданной в процессе горения водорода, достаточ-
но велика. Такая последняя вспышка вызывает поразительные изме-
нения в жизни звезды: она расширяется, ее светимость существенно
растет, при этом температура быстро понижается, и звезда снова ста-
новится гигантом. В астрономии такие звезды получили название «ро-
жденные заново». Через некоторое время новый холодный гигант
опять начинает сжиматься, нагревается и вновь описывает горизон-
тальный трек, как и в первый раз, однако скорость эволюции при
этом оказывается существенно меньше.
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей
297
л
Сжатие
изотермического ядра
(горизонтальная ветвь)
Точка поворота
на ветви гигантов
о
S
х
Ф
0Q
Гравитационный
коллапс
<$>
<$>
Гелиевая
вспышка
Перестройка
внутренней структуры
(ветвь гигантов)
Синтез гелия
из водорода
в ядре звезды
Гравитационное сжатие
из межзвездного газа
Превращение
в белый карлик
ч
ч
ч
€
Температура
Рис. 8.13. Эволюционный путь звезды типа Солнца на диаграмме Герцшпрун-
га—Рассела.
Три звезды, о которых уже шла речь: FG Стрелы, звезда Сакураи и
V 605 Орла, — представляют класс «рожденных заново» ядер планетар-
ных туманностей. Правда, они испытали «возрождение», по-видимо-
му, на разных стадиях своей эволюции. Если звезда Сакураи и V 605
Орла определенно испытали последнюю гелиевую вспышку на треке
охлаждения, о чем свидетельствует пониженное содержание водоро-
да в их атмосферах, то у FG Стрелы вспышка пришлась, скорее всего,
на более раннюю стадию эволюции — возможно, на стадию горизон-
тальной ветви. В этом причина различного поведения этих звезд по-
сле вспышки. Время возвращения FG Стрелы в область гигантов соста-
вило почти 100 лет, тогда как другие две звезды стали холодными ме-
нее чем за 5 лет.
Характерной особенностью (не предсказанной теорией!) звезд,
«рожденных заново», является активное образование пылевых угле-
родных оболочек вокруг них, причем настолько плотных, что V 605
Орла и звезда Сакураи довольно быстро стали невидимыми в оптиче-
ском диапазоне. В отличие от них, FG Стрелы начала формировать во-
круг себя пылевую графитовую оболочку только в 1992 г. и продолжа-
298
Глава 8. Планетарные туманности
Рис. 8.14. Эволюция звезд с массами 1 М©, 5 М© и 25 М© на главной последова-
тельности и после схода с нее. Треки изображены согласно эволюционным
расчетам Ико Ибена (1991 г.). Толстые линии соответствуют медленному пере-
мещению звезды по треку в эпохи стационарых ядерных реакций в недрах
звезды. Тонкие линий - быстрое перемещение в периоды перестройки звез-
ды при переходе с одного типа ядерных реакций на другой.
ет это делать до сих пор в виде квазипериодических выбросов пыли.
При этом изменениями своего блеска она напоминает переменные
звезды типа R Северной Короны (R СгВ). Разумеется, ее собственный
блеск между глубокими пылевыми минимумами блеска медленно
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей
299
уменьшается со временем, однако звезда еще достаточно ярка, чтобы
быть наблюдаемой с телескопами среднего размера.
Теоретические модели предсказывают, что когда у FG Стрелы не
останется водорода, она вновь станет горячей и поддержит иониза-
цию своей угасающей планетарной туманности. Последняя, как и ту-
манность около звезды Сакураи, в настоящее время остается без воз-
буждающего источника и медленно рекомбинирует. Из-за низкой
плотности планетарных туманностей время рекомбинации в них до-
вольно значительно: от 500 до 1 000 лет.
Спектральные наблюдения V 605 Орла, выполненные Дж. Клейто-
ном и др., показали, что звезда вновь стала горячей, хотя окружаю-
щая ее мощная пылевая оболочка еще не рассеялась. Спектр звезды
показал эмиссионные линии СIV 4658 и Не II 4686, что позволяет клас-
сифицировать тип ее ядра как углеродную звезду Вольфа—Райе.
8.9.2. Рождение и эволюция планетарной туманности
В ранних теориях возникновения планетарных туманностей каждая
из них рассматривалась как результат единовременного выброса ве-
щества звездой-предшественницей. При этом механизмы выброса
предлагались разные — пульсационная неустойчивость, давление из-
лучения и др. Но каждая из этих теорий встречалась с трудностями
при сравнении ее выводов с данными наблюдений.
Прогресс в понимании этих объектов наметился, когда в 1971 г. на-
блюдения в инфракрасной и миллиметровой областях спектра показа-
ли, что звезды асимптотической ветви гигантов интенсивно теряют
массу. С учетом темпа этого процесса, найденного из наблюдений
(М~10“5 Мо/год), за время пребывания на асимптотической ветви
(106 лет) гигант может потерять массу, близкую к солнечной. А так как
на предшествующей стадии эволюции, согласно теории, он уже поте-
рял около 10% своей массы, дополнительная ее потеря на названном
этапе может объяснить формирование планетарной туманности.
Пачинский первым предложил модель, в которой околозвездная
оболочка AGB-гиганта может быть ответственной за образование пла-
нетарной туманности. Идея Пачинского сразу же столкнулась с не-
сколькими проблемами: наблюдаемые скорости расширения плане-
тарных туманностей существенно больше скоростей звездного ветра
у звезд асимптотической ветви; плотность оболочек туманностей пре-
вышает плотность ветра; наличие четких границ у многих структур-
ных деталей в туманностях трудно согласовать с диффузной структу-
рой оболочек AGB-гигантов.
300
Глава 8. Планетарные туманности
В 1978 г. в качестве механизма формирования планетарной туман-
ности С. Квок, К. Пертон и П. Фитцджеральд выдвинули идею взаимо-
действующих ветров. Они предположили, что появление планетарной
туманности - не результат отдельного выброса вещества в конце ста-
дии асимптотической ветви красного гиганта, а итог перераспределе-
ния вещества, сброшенного гигантом за длительное время. Авторы
идеи полагают, что когда центральная звезда становится достаточно
горячей, она начинает терять массу под действием светового давле-
ния. Радиус звезды к этому моменту уже значительно уменьшается,
поэтому ее звездный ветер будет иметь существенно более высокую
скорость, чем на стадии AGB. Этот скоростной ветер вторгается в зону
медленного ветра красного гиганта, сгребает вещество и образует обо-
лочку большой плотности — это и есть планетарная туманность с чет-
кими границами, так как внешнее динамическое давление сжимает ве-
щество снаружи. В рамках этой гипотезы оболочка планетарной ту-
манности формируется как результат неупругого столкновения быст-
рого и медленного ветров умирающей звезды.
Модель взаимодействия двух ветров применима не только к пла-
нетарным туманностям, но и к кольцевым туманностям вокруг мас-
сивных звезд, теряющих массу, а также к оболочкам сверхновых и к
другим астрономическим объектам.
Впрочем, дальнейшее развитие теории и уточнение отдельных эта-
пов эволюции звезд асимптотической ветви показало, что гипотеза о
формировании планетарной туманности в конце AGB-стадии в виде
единовременного сброса массы также имеет право на существование.
Это может происходить в виде короткой стадии «сверхветра», ко-
гда темп потери массы увеличивается в сотни раз, в результате чего во-
круг звезды образуется плотный газово-пылевой кокон, а будущая цен-
тральная звезда оказывается закрытой от наблюдателя слоем пыли.
Пылевой кокон не виден в оптике, он излучает в широком ИК-диапазо-
не и в различных молекулярных линиях. Типичным примером служит
объект CRL2688 (рис. 8.15). Расширение и просветление со временем
этого кокона приводит к появлению видимого в оптическом диапазо-
не протопланетарного (PPN) объекта с большим инфракрасным избыт-
ком излучения. Сначала объект довольно холодный, но постепенно он
увеличивает свою температуру вследствие сжатия.
Наиболее холодные PPN имеют температуру около 5 000 К и спек-
тральный класс около G8-K0, а их возраст, если считать его от конца
AGB-стадии, составляет не более 1 000 лет. Их типичный радиус — не-
сколько десятков радиусов Солнца, а наиболее холодные могут быть
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей
301
Рис. 8.15. Протопланетарная туманность CRL 2688 («Яйцо»),
в сотни раз больше Солнца. Горячие PPN имеют меньший размер. Ко-
гда они начинают ионизовать туманность, их диаметры вследствие
непрерывного сжатия составляют уже несколько радиусов Солнца.
Согласно Блекеру, время жизни ядра планетарной туманности на го-
ризонтальном треке до точки поворота, где начинается фаза охлажде-
ния, равна 50 лет при массе ядра 0,94 М@, 4000 лет при массе 0,6 М® и
почти 100 000 лет для ядер с массой 0,55 Ме. В этой модели устране-
ны трудности гипотезы Пачинского, для чего вводится ускорение рас-
ширения туманности с помощью более слабого, но не прекращающе-
гося ветра центральной звезды.
Эволюция звезды и источники ее энергии на горизонтальном тре-
ке после ухода с AGB зависят от фазы теплового импульса, во время
которого звезда уходит с AGB. В небольшом интервале фаз реализует-
ся горение только гелиевого оболочечного источника, в следующем
интервале происходит горение водорода и гелия вместе — имеется
двойной источник в оболочке, а 70% времени теплового цикла занима-
ет водородное горение в оболочке. Во время горения гелиевого источ-
ника скорость эволюции заметно меньше, чем при горении водорода.
Когда из-за истощения водородной оболочки горение водородного
слоевого источника у ядра планетарной туманности прекращается,
светимость ядра очень быстро падает почти в 10 раз. После этого све-
тимость поддерживается лишь за счет сжатия звезды. Падение свети-
мости ниже 100 L© вызвано также потерей энергии в форме нейтрино.
Основной вклад в создание теории эволюции центральных звезд
планетарных туманностей внесли Д. Шенбернер, построивший в
302
Глава 8. Планетарные туманности
Температура (тыс. К)
Рис. 8.16. Теоретические эволюционные треки на диаграмме «температу-
ра-светимость» для центральных звезд планетарных туманностей (по Ико
Ибену, 1995; см. Kaier J. В., 2007). Треки построены для звездных остатков
(ядер) с массами от 0,55 М® до 1,4 М® (хотя ядер с массами более 1 М® в на-
шей Галактике до сих пор не встречалось). После ухода с асимптотической
ветви гигантов ядро сжимается и разогревается, почти не изменяя свою све-
тимость. Достигнув гидростатического равновесия, оно прекращает сжимать-
ся и начинает охлаждаться.
1983 г. первые реалистичные эволюционные треки ядер, П. Вуд и
Д. Фолкнер в 1986 г., И. Ибен в 1995 г. (рис. 8.16), Т. Блекер в 1995 г.
(рис. 8.17) и Ф. Хервиг в самые последние годы. Расчеты эволюцион-
ных треков оказались очень важны для понимания физики туманно-
стей, поскольку дали в руки астрономов-наблюдателей инструмент
для оценки масс центральных звезд. Дело в том, что прямые измере-
ния массы ядер из наблюдений невозможны, поскольку отсутствуют
подходящие для этой цели объекты - затменные двойные ядра с хо-
рошо определенной орбитой.
Сравнивая положение центральных звезд галактических планетар-
ных туманностей с теоретическими треками на диаграмме «темпера-
тура - светимость», астрономы выяснили, что массы ядер лежат в
очень узком интервале - от 0,5 до 0,8 Мо. В Магеллановых Облаках,
8.10. Нейтральный газ и пыль в планетарных туманностях
303
Рис. 8.17. Теоретические эволюционные треки на диаграмме «температура —
светимость» для ядер планетарных туманностей с массами 0,605 М@, 0,625 М@
и 0,836 М© (по Томасу Блекеру, 1995). Вдоль треков нанесены марки времени в
единицах 1000 лет от момента, когда ядро имело температуру поверхности
5000 К.
где обнаружено более 1000 планетарных туманностей, диапазон масс
ядер несколько шире и простирается до объектов с массами почти
равными солнечной.
8.10. Нейтральный газ и пыль в планетарных туманностях
Нейтральный водород трудно обнаружить в планетарных туманно-
стях, поскольку он имеется и в окружающей туманность межзвезд-
ной среде. О его присутствии в туманности свидетельствуют запре-
щенные линии нейтрального кислорода [OI] 6300 и 6363 А, который
имеет одинаковый с водородом потенциал ионизации. Абсорбцион-
ные линии CI и OI были обнаружены в УФ-области спектра у
BD +30° 3639, а запрещенные линии излучения нейтрального кислоро-
да и углерода были найдены в ИК-диапазоне — [О I] 63 мкм и 145 мкм,
[С I] 609 мкм у планетарных туманностей NGC 7027, 6720 и 7293.
Гораздо легче наблюдать молекулярный газ по его излучению в
линиях. Правда, первые наблюдения молекул, а именно молекулы СО,
304
Глава 8. Планетарные туманности
Показатель цвета (B-V)
Рис. 8.15. Диаграмма «цвет —
звездная величина» типично-
го шарового звездного скоп-
ления. На главной последова-
тельности сохранились толь-
ко маломассивные звезды.
Звезды с массами, близкими
к 1 Мо, еще проходят заклю-
чительные стадии своей эво-
люции, двигаясь по ветви ги-
гантов, асимптотической и
горизонтальной ветвям.
были выполнены лишь в 1975 г. в туманности NGC 7027. Масса моле-
кулярного газа в этой туманности превышает 1 М0, что существенно
больше массы ионизованного газа (около 0,1 М0). Первый большой
обзор по поиску молекул СО в планетарных туманностях был прове-
ден в Национальной радиоастрономической обсерватории США в
1989 г. Из 100 наблюдавшихся туманностей у 20 было обнаружено из-
лучение в линии СО. Масса молекулярного газа у разных объектов
оказалась в пределах от 10"3 до 1 М0. С появлением интерферометри-
ческих методов в радиоастрономии были получены карты распреде-
ления излучения СО в туманностях. Как правило, молекулярный газ
наблюдается вне ионизованной зоны туманности, указывая на то,
что он представляет собой остаток оболочки красного гиганта асим-
птотической ветви. Однако в большой планетарной туманности
NCG 6853 молекулы Н2 наблюдаются в кометообразных конденсациях
и филаментах, направленных «головой» к звезде. Их расстояния от яд-
ра находятся в пределах от 0,008 до 0,35 пк, а типичные размеры — от
300 до 700 а. е.
Молекулярный газ наблюдается не только в линии СО, но и в лини-
ях ОН, Н2, NH3, HCN, НСО+. Это говорит о том, что молекулы сохраняют-
ся еще долго после ионизации туманности. От жесткого излучения яд-
ра их защищает пыль, которая при этом нагревается и становится ис-
точником ИК-излучения. Ранее считалось, что в ИК-спектре планетар-
8.10. Нейтральный газ и пыль в планетарных туманностях
305
ных туманностей преобладают запрещенные линии ионизованного га-
за. Поэтому открытие сильного ИК-континуума в спектре туманности
NGC 7027 в 1967 г. оказалось неожиданным. Первый фотометрический
обзор в диапазоне 1-5 мкм, выполненный в 1974-1980 гг., показал, что
многие планетарные туманности имеют инфракрасные избытки, обу-
словленные излучением пыли.
После вывода на орбиту первых телескопов, работающих в дале-
ком ИК-диапазоне, таких как IRAS и ISO, стало ясно, что большинство
планетарных туманностей имеет пылевые оболочки с температурой
порядка 100 К. Пыль сформировалась еще на AGB-стадии гиганта-
предшественника. Она нагревается прямым излучением звезды, а так-
же излучением самой туманности. В видимом диапазоне спектра эта
пыль почти не проявляет себя, поскольку ее слой оптически тонок.
Диапазон температур пылевых оболочек составляет от 40 до 240 К.
В более молодых туманностях пыль более горячая. Обычно пик рас-
пределения энергии в спектре пыли приходится на область между 20
и 60 мкм.
В ИК-спектре планетарных туманностей наблюдается целый ряд
неотождествленных эмиссионных деталей на длинах волн 3,3; 6,2; 7,7;
8,6 и 11,3 мкм. Возможно, они принадлежат молекулам полицикличе-
ских ароматических углеводородов (их сокращенное английское назва-
ние — РАН). Некоторые линии, вероятно, относятся к одной и той же
молекуле: так, интенсивность линии 3,3 мкм тесно коррелирует с ин-
тенсивностью линии 11,3 мкм. В пылевых оболочках, помимо органи-
ческих соединений, обнаружены также силикаты: молекула SiC «све-
тит» на 9,7 и 11,3 мкм. Эти же детали, как и детали РАН, наблюдаются
и в спектрах звезд AGB.
Старые туманности имеют меньшие инфракрасные избытки, хотя
и не все: это зависит от массы ядра, т. е. от скорости эволюции. Обыч-
но в ходе эволюции пыль разрушается, молекулы диссоциируют и
превращаются в газ. Однако, согласно новейшим исследованиям,
пыль может существовать и после того, как туманность рассеется в
пространстве, а центральная звезда превратится в белый карлик ма-
лой светимости. Единственное исключение составляют «рожденные
заново» объекты, которые создают новые пылевые оболочки на ста-
дии возвращения в область AGB-звезд. Хотя масса этих новых оболо-
чек очень мала, они имеют высокую температуру пыли (порядка
1000 К). Поэтому сильные ИК-избытки наблюдаются у них в ближней
инфракрасной области (1-5 мкм) в отличие от обычного для таких ту-
манностей диапазона 10-60 мкм.
306
Глава 8. Планетарные туманности
8.11. Роль планетарных туманностей в эволюции галактик
Планетарные туманности играют важную роль в эволюции межзвезд-
ной среды галактик. Они поставляют вещество в эту среду для форми-
рования следующих поколений звезд, при этом среда обогащается
продуктами нуклеосинтеза из недр звезды, породившей эту туман-
ность.
В нашей Галактике новая планетарная туманность образуется при-
мерно раз в год. Масса, возвращаемая в межзвездную среду звездами
на стадии AGB в форме звездного ветра и в виде рассеивающейся пла-
нетарной туманности, в среднем составляет 3,3 Мо в год.
Примерно 95% всех звезд в Галактике заканчивают эволюцию в
виде белого карлика. Среди этого числа примерно 60% проходят че-
рез стадию AGB достаточно быстро, чтобы ионизовать свою оболоч-
ку и сформировать планетарную туманность. Данные об этих туман-
ностях дают нам оценку скорости умирания звезд в Галактике в со-
временную эпоху и позволяют судить об истории звездообразования
в ней.
Хотя из-за излучения в эмиссионных линиях планетарные туман-
ности являются визуально яркими объектами, они не дают заметного
вклада в оптическую яркость галактик из-за своей малочисленности,
связанной с их коротким временем жизни. Но поскольку маломассив-
ные звезды в постасимптотической стадии эволюционируют слиш-
ком медленно, чтобы ионизовать сброшенные ими туманности, звез-
ды на этой стадии могут быть значительным источником ультрафио-
летовой светимости галактик.
Литература
Дилер Л. Атомы, звезды и туманности. М.: Мир, 1976.
Аллер Л., Лиллер У. Планетарные туманности. М.: Мир, 1971.
Блинников С. И. Белые карлики. М.: Знание, 1977.
Костикова Е. Б. Планетарные туманности. М.: Наука, 1982.
Поташ С. Планетарные туманности. М.: Мир, 1987.
Хромов Г. С. Планетарные туманности: физика, эволюция, космогония. М.: Нау-
ка, 1985.
Blocker Т. Astron. Astrophys., 1995, v. 299, р. 755.
Harrington Р. Planetary Nebula Central Star Mass Loss/Winds // Encyclopaedia of
Astronomy and Astrophysics. Paul Murdin, ed. London: Taylor & Francis, 2007.
Iben I. Planetary nebulae and their central stars - origin and evolution // Phys.
Rep., 1995, v. 250, p. 1.
8.11. Роль планетарных туманностей в эволюции галактик
307
Jeffery С. S. et al. Appendix in «Hydrogen-Deficient Stars», 1996. ASP Conference Se-
ries, vol. 96. Ed’s C. S. Jeffery & U. Heber.
Kaier J. B. Planetary nebulae // Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics. Paul
Murdin, ed. London: Taylor & Francis, 2007.
Kwok S. The Origin and Evolution of Planetary Nebulae. Cambridge: Cambridge Uni-
versity Press, 2000.
Larners H. J. G. L. M., Cassinelli J. P. Introduction to Stellar Winds. Cambridge: Cam-
bridge University Press, 1999.
Lee Т.Н., Stanghellini L., Ferrario L, Wickramasinghe D. Astronomical J. 2007.
Vol. 133. P. 987.
^Тлава
ДВОЙНЫЕ звезды
И ИХ РОЛЬ В ЗВЕЗДНОЙ
эволюции
С Б. Попов, М. Е. Прохоров
9.1. Двойные и кратные системы
Глядя на ясное ночное небо, мы видим, что звезды рассеяны на нем
неравномерно: то тут, то там попадаются тесные пары и тройки
звезд. Но не следует думать, что все члены этих «звездных кучек» дей-
ствительно близки в пространстве друг к другу. Часто это лишь ре-
зультат проекции на воображаемую небесную сферу далеких друг от
друга светил: даже если на небе две звезды видны рядом, в простран-
стве их может разделять огромное расстояние, и обычно они никак
не связаны друг с другом. Такие кажущиеся пары звезд называют оп-
тическими двойными. Например, у звезды £ Кассиопеи (блеск 3,7™)
легко можно заметить глазом случайного соседа — звезду HIP 2854
(5,1™); на небе расстояние между ними всего 17', а в пространстве -
почти 100 св. лет. Еще теснее расположены на небе звезды aj и аг Ко-
зерога: угловое расстояние между этими довольно яркими светилами
(3,6™ и 4,3™) всего 6,3', хотя в пространстве между ними 580 св. лет!
Но если внимательно изучать небо в бинокль или телескоп, то не-
которые звезды, кажущиеся одиночными, предстанут как пары. В боль-
шинстве своем такие звезды действительно расположены в простран-
стве близко друг к другу и связаны взаимной силой тяготения; в отли-
чие от «оптических», их называют физическими двойными. Впервые су-
ществование таких звезд доказал В. Гершель примерно 200 лет назад:
наблюдая в телескоп некоторые звездные пары достаточно долго, он
заметил, что звезды в них обращаются одна вокруг другой, как плане-
ты вокруг Солнца.
Звездные пары, оба компонента которых видны по отдельности,
называют визуальными двойными. Среди ближайших к Солнцу тако-
ва а Кентавра (рис. 4.22 и 4.23), имеющая блеск компонентов 0,0™ и
9.1. Двойные и кратные системы
309
а2Сар а1Сар
\ /
Рис. 9.1. Оптическая двойная звезда а1 + а2
Козерога.
1,3™, взаимное расстоя-
ние 18" и орбитальный
период 80 лет, а также Си-
риус (-1,5™ и 8,4™; 3,5"; 50
лет). Но наблюдать их
весьма сложно: а Кентав-
ра в наших широтах не
видна, а чтобы заметить
слабенький спутник ря-
дом с ярким Сириусом,
требуется очень хороший
телескоп. Зато легко дос-
тупна наблюдателю с би-
ноклем в Северном полу-
шарии одна из ближайших двойных систем 61 Лебедя (5,2™ и 6,0™;
31"; 722 года).
При внимательном изучении некоторых звезд оказывается, что
они разделены на три и даже - как, например, с Лиры — на большее
число компонентов. Такие системы называют тройными, четырехкрат-
ными и т. д., а в общем случае — кратными звездами. Чем выше крат-
ность, тем сложнее обнаружить такую систему и выделить ее компо-
ненты на фоне более близких или далеких звезд. Самые сложные из от-
крытых пока систем содержат по 6 звезд, например, а Близнецов и
Р Козерога. Возможно, существуют и 7-кратные звезды (на подозре-
нии — v Скорпиона). О более сложных пока нет данных.
Обычно не сразу удается определить кратность звезды. В этом
смысле показателен пример 8 Лиры. Для невооруженного глаза это
одиночная звезда 4™, удаленная от нас на 40 пк. В бинокль она выгля-
дит как двойная с расстоянием между компонентами 3,4'. Их взаим-
ное обращение происходит с периодом около 244 000 лет. Но если по-
смотреть на эти звезды в телескоп с увеличением 100-200 раз, то каж-
дая из них разделится на две с расстояниями 2,6" и 2,3". У первой па-
ры орбитальный период 1200 лет, у второй — 720 лет. Все четыре звез-
ды очень похожи друг на друга: имеют блеск от 5™ до 6™ и спектраль-
ные классы A4-F1. Внимательное изучение спектра одной из них пока-
зало, что это довольно тесная двойная система с расстоянием между
компонентами всего 0,2" и орбитальным периодом 24 года. Так что
8 Лиры, ранее наблюдавшаяся в телескоп как четырехкратная систе-
ма, в действительности состоит из пяти звезд. Лишь создание косми-
ческих телескопов и систем адаптивной оптики для наземных теле-
310
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Рис. 9.2. Визуальная двойная Альбирео
(₽ Cyg). Блеск компонентов 3,1™ и 5,4™, уг-
ловое расстояние между ними около 35".
Это физическая двойная звезда с очень
большим орбитальным периодом.
скопов позволило в последнее
время наблюдать по отдельно-
сти звезды, разделенные доля-
ми угловой секунды.
А существуют ли еще более
тесные пары звезд, которые по-
рознь даже в телескоп не раз-
глядишь? Да, существуют. Как
же установили их двойствен-
ность? Для этого есть несколь-
ко методов: фотометрический,
астрометрический и спектро-
скопический. Первый основан
на том, что при регулярном из-
мерении блеска звезды можно
заметить моменты, когда один из компонентов проходит перед дру-
гим и закрывает от нас часть его поверхности; в этот момент суммар-
ный блеск звезд для земного наблюдателя ослабевает. Известный
пример — затменная переменная звезда Алголь (р Персея), блеск кото-
рой с периодом в 2,87 сут. ослабевает втрое. Происходит это в те мо-
менты, когда большой, но тусклый субгигант спектрального класса К
почти полностью закрывает собой яркую голубую звезду класса В.
(см. рис. 6.3). В действительности Алголь — тройная система, но плос-
кость орбиты третьей звезды ориентирована так, что затмений с ее
участием не происходит.
В астрометрическом методе используется тот факт, что два свети-
ла, обращающиеся вокруг общего центра масс, могут сильно разли-
чаться по яркости: например, нормальная звезда и белый карлик. То-
гда, тщательно измеряя положение видимого яркого компонента, мож-
но заметить его небольшие покачивания, указывающие на присутст-
вие рядом с ним практически невидимого спутника. Именно так Бес-
сель впервые заподозрил в 1844 г. присутствие невидимого спутника
рядом с Сириусом (рис. 5.35). Обнаруженный Кларком в 1862 г., этот
спутник (Сириус В) оказался первой невидимой звездой, существова-
ние которой было бесспорно доказано, и к тому же первым белым кар-
ликом. С тех пор эта пара звезд регулярно наблюдается как визуаль-
ная двойная (рис. 9.3), хотя гигантская разница в блеске компонентов
сильно затрудняет наблюдения.
Спектроскопический метод тоже основан на измерении движения
звезды, только не поперек луча зрения (как в астрометрическом мето-
9.1. Двойные и кратные системы
311
Рис. 9.3. Орбита двойной
звезды Сириус. Ее орби-
тальный период - 50,09 го-
да. Положение Сириуса В
отмечено точками на орби-
те на начало указанных
лет. Позиционный угол
0° — направление на север.
де), а вдоль него. Благодаря эффекту Доплера линии в спектре двой-
ной звезды периодически смещаются то к голубому, то к красному
концу спектра, указывая на переменность лучевой скорости звезды,
вызванную ее орбитальным движением. Если оба компонента систе-
мы имеют приблизительно одинаковую светимость, то в спектре вид-
ны линии обеих звезд, смещающиеся в противофазе. По амплитуде
этих смещений определяется отношение масс компонентов. Хорошо
изученными спектрально-двойными звездами являются, например,
компоненты визуально-двойной звезды Q Б. Медведицы (Мицар), раз-
деленные углом в 14,4" (рис. 9.5). Спектрально-двойные Мицар А и Ми-
цар В имеют орбитальные периоды РА = 20,5 суток и Рв = 175,6 суток,
а их связь друг с другом подтверждается одинаковым расстоянием от
Солнца (25 пк) и одинаковым движением в пространстве. На расстоя-
нии около 12' от системы Мицар виден Алькор, расположенный на та-
ком же расстоянии от Солнца и имеющий такую же пространствен-
ную скорость. Это указывает на гравитационную связь между Алько-
Рис. 9.4. Последовательные снимки физической двойной звезды Kruger 60 (в
верхнем левом углу), сделанные в период 1908-1920 гг., показывают заметное
относительное движение ее компонентов. Эти красные карлики, разделенные
на небе углом в 2-3", обращаются с периодом около 45 лет.
312
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Рис. 9.5. Вверху: система «Алькор + Мицар» — кратная звезда в Б. Медведице.
Внизу: два спектра звезды Мицар А, полученные с интервалом в 2 дня. Допле-
ровское разделение линий на нижнем спектре составляет 2 А, что соответст-
вует разнице скоростей около 130 км/с.
ром и системой Мицар, так что здесь мы видим кратную звезду типа
1 + (2 + 2).
Близкие к нам спектрально-двойные звезды иногда разрешаются
на компоненты и наблюдаются как визуально-двойные (рис. 3.10). А ес-
ли орбитальная плоскость спектрально-двойной звезды составляет не-
большой угол с лучом зрения наблюдателя, то для него эта система од-
новременно может быть и затменной двойной, как, например, р Лиры.
В большинстве своем компоненты двойных и кратных звезд роди-
лись вместе и никогда не удалялись друг от друга. Но не исключено,
что некоторые двойные образовались в результате взаимного захвата
двух звезд при их случайном тесном сближении; такое возможно в
Рис. 9.6. Относительное движение компо-
нентов двойной системы Мицар А. По-
скольку угловое расстояние между звез-
дами составляет всего около 0,01", опре-
делить их положение в указанные даты
удалось только методом интерферомет-
рии при одновременном наблюдении не-
сколькими телескопами. В обычный (да-
же самый мощный) телескоп разрешить
компоненты Мицара А не удается.
9.2. Иерархия звездных взаимодействий
313
первую очередь в звездных скоплениях, где звезды расположены
очень скученно.
Изучая двойные системы, астрономы получают возможность опре-
делять важнейшие параметры звезд, прежде всего — их массы. Кроме
того, если в системе наблюдаются затмения, то можно определять
размеры звезд и даже строить «карты» их поверхности или окружаю-
щего звезду газового диска. Среди множества двойных звезд особен-
но интересны «тесные двойные системы», в которых расстояние меж-
ду компонентами лишь немногим больше их собственных размеров.
В таких системах звезды непосредственно взаимодействуют друг с
другом, обмениваются веществом и излучением. Взаимное влияние
звезд служит хорошей «лабораторией» для их исследования.
9.2. Иерархия звездных взаимодействий
Критерием «тесноты» двойной системы служит не само по себе рас-
стояние между двумя звездами, а степень взаимодействия между ни-
ми. Например, два красных карлика с массами по 0,2 М0, обращаю-
щиеся на расстоянии 0,5 а. е. друг от друга, не являются тесной систе-
мой, поскольку практически не влияют на эволюцию друг друга: в
«свободном полете» их жизнь протекала бы точно так же. А две мас-
сивные звезды на этой же орбите будут тесной системой, поскольку
взаимным тяготением будут деформировать друг друга, своим мощ-
ным излучением подогревать друг друга, а на некоторых этапах эво-
люции даже смогут обмениваться веществом. Заметим, что по этой
причине такие системы на некоторых стадиях точнее было бы на-
звать не «тесными», а «взаимодействующими».
Понятно, что жизнь взаимодействующих двойных намного разно-
образнее, чем жизнь одиноких звезд. Наверное, еще интереснее долж-
на была бы быть жизнь тройных, четырехкратных и более сложных
взаимодействующих друг с другом светил. К сожалению, наблюдения
показывают, что сложные взаимодействующие системы практически
не встречаются в природе. Оказывается, их существование запрещено
законами механики. Две звезды могут устойчиво обращаться вокруг
общего центра масс, но если поместить рядом с ними третью звезду,
такая система быстро распадется: две звезды, объединившись в устой-
чивую пару, полетят в одну сторону, а третья — в противоположную.
Так что и в мире звезд «третий — лишний»! Что уж говорить о четырех-
кратных и более сложных системах: они чрезвычайно недолговечны.
Здесь внимательный читатель может вспомнить, что выше мы рас-
сказывали о системах высокой кратности, например о звезде е Лиры;
314
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
упоминались и более сложные, 6-кратные звезды (а Близнецов). Как
же они могут существовать? Оказывается, у природы есть свои ма-
ленькие хитрости; одна из них называется «иерархические системы».
Посмотрите, как устроена система е Лиры: две пары довольно тесных
двойных обращаются на большом расстоянии друг от друга. Внутри
каждой из пар практически не заметно влияние далеких соседей, а
взаимное обращение пар происходит так, как будто это простая двой-
ная система. Как мы уже знаем, член одной из этих пар — тоже двой-
ная звезда, но настолько тесная, что об этом «не догадываются» ос-
тальные звезды, а она, в свою очередь, почти не замечает их присутст-
вия. Итак, в системе е Лиры мы видим три уровня иерархии: на ниж-
нем — самая плотная двойная с орбитальным периодом 24 года, на
среднем — две двойные с периодами около 1000 лет, а на верхнем
уровне — вся система из 3+2 звезд с периодом более 200 тыс. лет.
Точный критерий устойчивости тройных и более сложных звезд-
ных систем до сих пор не известен. Ясно лишь, что необходимым усло-
вием устойчивости служит иерархичность системы. Чем больше отно-
шение размера внешней системы к размерам ее внутренних подсис-
тем, тем выше устойчивость коллектива. Численные эксперименты по-
казали: если расстояние между компонентами внутренней двойной в
момент их максимального удаления друг от друга по эллиптической
орбите хотя бы в 8-10 раз меньше, чем расстояние между компонен-
тами внешней системы в момент их максимального сближения, то та-
кая система не распадается за время ядерной эволюции составляю-
щих ее звезд.
Такая пространственная организация позволяет иерархической
системе жить долго, но она же не дает возможности всем звездам сис-
темы взаимодействовать друг с другом: каждая из них может влиять
лишь на эволюцию ближайшего соседа (если он есть), а все остальные
члены системы расположены от них далеко и заметного влияния не
оказывают. Поэтому наш дальнейший рассказ о взаимодействующих
звездах будет ограничен двойными системами.
9.3. Спектры и эффект Доплера
Прежде чем переходить к описанию конкретных двойных систем, не-
обходимо пояснить, как астрономы узнают об их строении и движе-
нии отдельных частей, если в телескоп, как правило, ничего, кроме
светящейся точки, не видно. В этой работе главную роль играет изуче-
ние спектра. Даже однократно сфотографированный спектр позволя-
ет многое сказать о звездной системе. Наличие в нем двух систем
9.3. Спектры и эффект Доплера
315
спектральных линий с разными температурами возбуждения химиче-
ских элементов говорит о присутствии двух звезд с разной температу-
рой поверхности, но сравнимыми светимостями. Наличие не только
линий поглощения, но и линий излучения (эмиссионных линий) гово-
рит о присутствии рядом со звездами полупрозрачного газа — мощ-
ных звездных корон или потоков вещества. Но еще больше расскажет
астрофизику серия спектров, снятых в разное время. Изучив, как из-
меняется со временем взаимное положение линий и их относитель-
ная интенсивность, многое можно сказать о жизни звездной системы.
Важнейшая роль здесь принадлежит эффекту Доплера.
Как известно, эффект Доплера заключается в изменении длины
волны и частоты колебания принимаемого излучения по отношению
к испущенному в том случае, когда источник излучения движется от-
носительно наблюдателя. Кристиан Доплер (1803-1853) обосновал
этот эффект для звуковых и световых волн в 1842 г. Для звука заме-
тить этот эффект легко: гудок проносящегося мимо нас поезда или ав-
томобиля резко меняет тон с низкого на высокий в момент наибольше-
го сближения, когда его скорость относительно нас меняет знак. Для
электромагнитных волн, разновидностью которых является свет, этот
эффект в обычных условиях очень слаб, поскольку скорости излучате-
лей и приемников малы по сравнению со скоростью света. Но все же
он вполне заметен и даже используется в радиолокации для измере-
ния скоростей самолетов и автомобилей (путем сравнения частот ко-
лебаний посланного и отраженного сигналов).
Уникально важную роль играет эффект Доплера в астрономии:
часто только благодаря ему удается измерять скорость движения и
вращения далеких небесных тел. В пределах Солнечной системы это
делают методом радиолокации: скорости планет и астероидов сейчас
измеряют так же, как скорости автомобилей на дороге, — посылая к
ним радиосигнал и принимая отраженное «эхо». А объекты за предела-
ми Солнечной системы — звезды, облака межзвездного газа — часто
сами являются хорошими передатчиками, в спектре которых нужно
только найти линию излучения (или поглощения) известного атома и
сравнить ее с излучением такого же, только неподвижного, атома в ла-
боратории.
Различие длин волн или частот колебания лабораторного (Хо, v0) и
космического (X, v) источников излучения указывает относительную
скорость их движения. Это различие физики и астрономы обычно на-
зывают доплеровским сдвигом частоты (Av = v - v0) или длины волны
(АХ = X - Xq). В оптическом спектре звезды или галактики доплеров-
316
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Рис. 9.7. Линия излучения газа в спек-
тре центральной области галактики
М84. Щель спектрографа проходила
точно через центр галактики. В верх-
ней части линия показывает фиолето-
вое смещение, в нижней — красное: так
через эффект Доплера проявляется вра-
щение газового диска, скорость которо-
го стремительно возрастает к центру
галактики, достигая 400 км/с на рас-
стоянии 7 пк от него. Это эффект мощ-
ного притяжения со стороны черной
дыры массой 3 • 1О8М0.
ский сдвиг проявляется как смещение линий всех элементов относи-
тельно их лабораторного положения. Если источник излучения и при-
емник (наблюдатель) удаляются друг от друга, то длина волны каждой
линии возрастает, и они сдвигаются к красному концу спектра («крас-
ное смещение»). Когда источник и приемник сближаются, наблюдает-
ся «фиолетовое смещение» линий.
Если скорость движения (V) невелика по сравнению со скоростью
света (с = 299 792 км/с), то ее проекцию (Vcos i) на луч зрения, направ-
ленный от наблюдателя к источнику, можно вычислить по измеренно-
му сдвигу спектральных линий, применив классическую формулу До-
плера:
. сДХ
V cos i =-.
Хо
Этот компонент скорости астрономы называют лучевой скоро-
стью источника (физики обычно называют ее радиальной скоростью).
Второй компонент скорости, перпендикулярный лучу зрения, при не-
релятивистских скоростях никак не влияет на частоту принимаемого
излучения и поэтому не может быть измерен по смещению спектраль-
ных линий. Однако при релятивистских скоростях эффект замедления
времени в движущейся системе отсчета проявляется как «поперечный
эффект Доплера»: даже когда источник движется только поперек луча
зрения, у него наблюдается красное смещение линий.
Благодаря эффекту Доплера астрономы измеряют скорости движе-
ния звезд и облаков газа, скорости околозвездных дисков и бьющих
из них горячих струй, скорости вращения галактик и их массы. Обна-
ружение красного смещения линий в спектрах далеких галактик позво-
лило открыть расширение Вселенной и идентифицировать самые
мощные источники излучения в ней — квазары. Именно эффект Допле-
9.4. Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом
317
ра позволил изучить пульсации звезд и обнаружить рядом с ним пла-
неты. При изучении протяженных источников, таких как туманности
и галактики, полезная информация заключена не только в положении
спектральной линии, но и в ее форме: часто это вовсе не линии, а слож-
ный «зигзаг» (рис. 9.7), указывающий на взаимное движение частей
объекта. Как видим, эффект Доплера — один из важнейших инструмен-
тов современного астронома.
9.4. Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом
Пристальный интерес к тесным двойным системам возник у астроно-
мов лишь во второй половине XX в. До этого момента специалисты бы-
ли заняты разгадкой источника энергии и общей картины эволюции
одиночных звезд. К концу 1940-х гг. трудами А. Милна, М. Шварцшиль-
да, А. Эддингтона, Г. Гамова, X. Бете и других ученых эту задачу в об-
щих чертах решили. Но в 1950-е на относительно чистом небосклоне
астрономии появилось маленькое облачко...
Еще в 1669 г. Дж. Монтанари открыл переменность звезды р Пер-
сея, а в 1782 г. Дж. Гудрайк заметил, что блеск Алголя меняется не слу-
чайно, а периодически (см. рис. 6.3 на с. 214). С этого момента начина-
ется история изучения переменности блеска звезд. Среди многих ти-
пов переменных звезд нашел свое место и Алголь как двойная затмен-
ная переменная звезда. Но почему же именно он стал тем «облачком»
на ясном горизонте теории эволюции звезд, которое не дает покоя ас-
трофизикам?
Обратимся к общей картине эволюции одиночной звезды. Ее глав-
ный мотив — смена основного источника энергии. Сначала сжимаю-
щаяся протозвезда разогревается за счет выделения гравитационной
энергии. Затем начинаются термоядерные реакции, в ходе которых
водород превращается в гелий. В этом состоянии звезда проводит
большую часть своей жизни, занимая (в соответствии со своей мас-
сой) место на главной последовательности диаграммы «температу-
ра — светимость». После исчерпания водорода в ядре звезда переме-
щается в область красных гигантов или сверхгигантов (в зависимости
от массы). Водородное топливо сменяется гелиевым, затем могут на-
чать горение и более тяжелые элементы, вплоть до железа. В конце
концов, потеряв оболочку, звезда превратится в белый карлик, ней-
тронную звезду или черную дыру, и эта альтернатива также зависит
от исходной массы звезды. Продолжительность жизни звезды тоже
зависит от ее массы: чем она массивнее, тем ярче светит и быстрее
сжигает свое топливо.
318
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Все сказанное выше — азбука теории звездной эволюции. Очеви-
ден и вывод: если две звезды родились одновременно, то более массив-
ная из них закончит свою жизнь раньше: она раньше покинет главную
последовательность, раньше станет гигантом (или сверхгигантом),
раньше угаснет. Но в системе Алголя, как заметили в 1950 г. москов-
ские астрономы П. П. Паренаго и А. Г. Масевич, все оказалось не так: у
Алголя эволюционно более старой выглядит менее массивная звезда!
Именно она уже стала почти гигантом, а ее более массивный компань-
он еще находится на главной последовательности. Это открытие поста-
вило астрономов перед «парадоксом Алголя». С этого момента нача-
лось пристальное изучение тесных двойных звезд.
Объяснение парадоксу дал американский астроном Джон Кроу-
форд в 1955 г. Все станет понятным, если предположить, что масса зве-
зды может существенно изменяться в течение ее жизни. У большинст-
ва одиночных звезд этого не происходит. Если их масса и изменяется,
то только в сторону уменьшения за счет сильного звездного ветра, ко-
торый наблюдается только у самых массивных звезд. А вот в тесной
двойной системе любая звезда может значительную часть своей мас-
сы передать соседке, в том случае, конечно, если они взаимодейству-
ют достаточно сильно. Обмен веществом делает эволюцию звезд в тес-
ных двойных системах значительно разнообразнее и интереснее, чем
эволюция звезд-одиночек. Наблюдения показали и расчеты подтвер-
дили, что при тесном взаимодействии звезд газ из атмосферы более
«рыхлого» светила может быть частично захвачен соседней звездой, а
частично рассеяться и образовать вокруг них оболочку. Примером та-
кой окутанной газом системы служит известная многим любителям
астрономии затменная переменная звезда р Лиры. После того, как об-
мен газом в ней завершится, оболочка из «неиспользованного» газа
рассеется, и первоначально более тяжелая звезда «похудеет», а более
легкая «пополнеет», так что эта система тоже станет похожа на Алголь.
Чтобы понять, как может произойти обмен веществом между звез-
дами, попробуем ответить на такой вопрос: где граница Солнечной
системы? Часто отвечают, что за орбитой Нептуна или Плутона, но
это не так. Солнечная система заканчивается там, где притяжение
Солнца сравнивается с притяжением соседних звезд. Вещество внут-
ри этой границы принадлежит Солнцу, а вне ее — соседям. Область
внутри этой границы заполняет кометное облако Оорта; все его насе-
ление движется под управлением Солнца.
Конечно, не только вокруг Солнца, но и вокруг каждой звезды су-
ществует область ее гравитационного влияния. Чем массивнее звезда,
9.4. Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом
319
Рис. 9.8. Линии равного потенциа-
ла гравитационной и центробеж-
ной сил в орбитальной плоскости
двух тел (mi и ш2), обращающихся
по круговой орбите. Центр син-
хронно вращающейся системы ко-
ординат расположен в центре
масс. Каждая из масс окружена
замкнутой областью своего влия-
ния. L1...L5 — точки равновесия
(точки Лагранжа).
тем больше эта область. Чем ближе к звезде ее соседки, тем эта об-
ласть меньше. В двойной системе у каждого из компаньонов также су-
ществует своя область влияния (рис. 9.8). В промежутке между ними
эти области соприкасаются в точке, называемой внутренней точкой
Лагранжа (L2). Пространство внутри области влияния каждой звезды
называют ее полостью Роша.
Пока звезда находится внутри своей полости Роша, ее вещество
принадлежит только ей самой. Но если часть вещества звезды вый-
дет за границу этой полости, оно может стать добычей соседки.
Рис. 9.9. Форма компонентов тесной двойной системы (на основе компьютер-
ного моделирования). Более массивная (правая) звезда не заполняет свою по-
лость Роша, а менее массивная — заполняет, и вещество с ее поверхности че-
рез точку Лагранжа L2 может перетекать в полость Роша массивной звезды.
320
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Рис. 9.10. Тесная двойная система, в которой нормальная звезда заполняет
свою полость Роша, и ее вещество перетекает на компактный объект — белый
карлик, нейтронную звезду или черную дыру. В этом состоянии звезда имеет
грушевидную форму с «носиком», вытянутым к внутренней точке Лагранжа.
В нормальном состоянии звезды постоянно теряют вещество в виде
звездного ветра. Если у одной из звезд ветер плотнее, то соседка мо-
жет перехватывать некоторую его часть. Но на эволюцию звезд это
не оказывает заметного влияния. Гораздо интереснее те события, ко-
торые может вызвать расширение одной из звезд и заполнение ею
своей полости Роша. Обычно это происходит на том этапе жизни
звезды, когда, достигнув преклонного возраста, она начинает превра-
щаться в красный гигант. В этот момент ее размер возрастает в десят-
ки, иногда в сотни раз. Приближаясь к границе полости Роша, звезда
под действием притяжения соседки вытягивается в ее сторону и ста-
новится похожа на грушу. Когда ее поверхность в районе точки Ла-
гранжа коснется соседней полости Роша, поток вещества устремляет-
ся в сторону соседки. Полости Роша похожи на сообщающиеся сосу-
ды: что теряет один — приобретает другой. Разумеется, часть вещест-
ва может «выливаться» за пределы этих «сосудов» и покидать звезд-
ную систему.
Захват космическим объектом чужого вещества называют аккре-
цией (от лат. accretio — приращение, прибавление, увеличение).
9.5. Тесные двойные системы
321
В двойной системе вещество, перетекающее через точку Лагранжа,
имеет большой момент импульса, связанный с орбитальным движе-
нием компонентов. Поэтому потерянный звездой газ не может сразу
попасть на компактный объект: по мере приближения к нему угловая
скорость газа растет, и центробежная сила уравновешивает гравита-
ционную — образуется аккреционный диск, лежащий в орбитальной
плоскости системы (рис. 6.20 и 9.10). Скорость движения газа в диске
зависит от расстояния до его центра, как у планет в Солнечной систе-
ме: чем ближе к центру, тем выше скорость. Поэтому соседние слои
диска испытывают взаимное трение. Внутренние слои постепенно
тормозятся, теряют момент импульса (передавая его внешним слоям)
и по спирали приближаются к центру диска, к поверхности компакт-
ного объекта. От трения вещество сильно нагревается и излучает.
Чем ближе к центру диска, тем выше его температура. Если в центре
диска находится белый карлик, то излучение самой яркой централь-
ной области диска в основном ультрафиолетовое, а если нейтронная
звезда или черная дыра — то рентгеновское, поскольку в этом случае
скорость движения вещества и его нагрев значительно выше.
Возможна ситуация, когда со стороны нормальной звезды в аккре-
ционный диск вокруг компактного объекта поступает больше вещест-
ва, чем диск способен «переварить». Такая аккреция называется сверх-
критической. В подобных системах возможно образование узких и
очень быстрых (до 90% скорости света) выбросов вещества, направлен-
ных вдоль оси вращения компактного объекта. Их принято называть
струями, или джетами (от англ. jet). В общем случае направление
этих струй может и не быть перпендикулярным к плоскости орбиты
двойной системы.
9.5. Тесные двойные системы
Астрономы часто судят о физическом возрасте звезды по ее массе. Ес-
ли звезда маломассивная, то, скорее всего, она родилась давно, ведь
такие звезды живут очень долго, поэтому все они дожили до наших
дней, как бы давно ни родились (конечно, есть и молодые маломассив-
ные звезды, но их доля невелика). А массивная звезда не могла ро-
диться давно, ибо век такой звезды короток. Однако совместная эво-
люция звезд в тесных двойных системах меняет эту простую картину.
Приближаясь к концу своей жизни, более массивная звезда может пе-
редать своему компаньону часть массы, создав таким образом «пара-
докс Алголя» — соседство состарившейся маломассивной и юной мас-
сивной звезд (хотя на самом деле они имеют одинаковый возраст).
322
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Рис. 9.11. Кольца вокруг Сверх-
новой 1987А. Вспышка этой бли-
жайшей к нам за последние 400
лет сверхновой наблюдалась в
Большом Магеллановом Обла-
ке 23 февраля 1987 г. Происхож-
дение колец пока не разгадано.
Возможно, они образовались в
результате сброса вещества
в процессе эволюции двойной
системы, а взрыв сверхновой
лишь «подсветил» их.
Фото: «Хаббл», NASA.
Разгадывая этот парадокс, астроно-
мы немало узнали о совместной эволю-
ции близких звезд, о возможности мно-
гократного обмена между ними вещест-
вом, способном существенно изменить
эволюционный статус звезд, например
«омолодить» или «состарить» их. Но са-
мое интересное было впереди: обнару-
жились системы, где один из компаньо-
нов уже «умер» как звезда, став компакт-
ным объектом.
Еще наземные наблюдения 1950-х и
начала 1960-х гг. показали, что вспышки
новых звезд происходят в тесных двой-
ных системах, где один из компонен-
тов — очень плотный объект. А когда в
конце 1960-х гг. наблюдения с ракет и
спутников позволили открыть рентге-
новские источники, выяснилось, что са-
мые замечательные из них также вхо-
дят в тесные двойные системы. Тесное
соседство нормальной звезды и компактного объекта: белого карли-
ка, нейтронный звезды или черной дыры — не просто изменяет их эво-
люционный статус, а сообщает им совершенно новые и неожиданные
свойства. Наличие быстрого вращения и мощного гравитационного и
магнитного полей, свойственных компактным объектам, в сочетании
с почти неограниченным источником «рабочего вещества» в виде нор-
мальной звезды-соседки создает целый «зоопарк» экзотических обита-
телей Галактики. Незаметные сами по себе ядра умерших звезд, ока-
завшись в близком соседстве с нормальной звездой, становятся гене-
раторами энергии невероятной мощности. При этом активность та-
ких тесных двойных может принимать весьма необычные формы.
Однако происхождение таких звездных пар было понято далеко
не сразу. Обнаружение в двойных системах не только белых карли-
ков, но также нейтронных звезд и, возможно, черных дыр поставили
перед теоретиками серьезную проблему, подобную «парадоксу Алго-
ля». Заключается она в следующем. Белый карлик «вызревает» в не-
драх звезды постепенно, в то время, когда ее оболочка медленно рас-
ширяется и в значительной степени успевает перетечь на соседнюю
звезду. При этом система в целом почти не теряет массу, а значит —
9.5. Тесные двойные системы
323
J не распадается. Другое дело — нейтронная звезда или черная дыра.
Т Их рождение, как утверждает теория эволюции, происходит при взры-
ве массивной звезды, который наблюдается как вспышка сверхновой
J (см. рис. 6.21).
В момент взрыва большая часть массы умирающей звезды выбра-
сывается с такой скоростью, что ее соседка ничего не успевает пере-
хватить. Потеряв большую часть массы, остаток звезды уже не в со-
стоянии удерживать свой спутник на орбите, и они должны расстать-
ся. Но раз мы наблюдаем такие системы, значит, по какой-то причине
они не разрушаются. Этот «парадокс сверхновых» был разрешен в тео-
ретических работах Б. Пачинского, А. В. Тутукова, Э. ван ден Хевела,
объяснивших, как массивная звезда перед взрывом все же умудряется
передать своему соседу изрядную долю своего вещества.
Давайте проследим жизненный путь пары звезд с массами 12 и
9 М0 (рис. 9.12). Вначале обе звезды находятся на главной последова-
тельности: в их ядрах горит водород. Расстояние между звездами
600 7?0, т. е. во много раз больше их собственных размеров. Первая звез-
ды массивнее, поэтому ее эволюция протекает быстрее, чем у соседки.
Примерно через 16 млн лет водород в ядре первой звезды полно-
стью «сгорает», и она превращается в красный сверхгигант. У нее обра-
зуется плотное компактное ядро из гелия и еще более тяжелых продук-
тов ядерных реакций, окруженное обширной конвективной оболоч-
кой. Радиус красного сверхгиганта может достигать 2000-3000 7?0. Раз-
мер двойной системы в несколько раз меньше, поэтому неудивитель-
но, что ставшая сверхгигантом звезда заполняет свою полость Роша.
Начинается перетекание на соседку, но поток вещества так велик, что
вторая звезда не успевает его принять. Она тоже распухает и в резуль-
тате образуется двойная система, окруженная общей оболочкой. На
этой стадии вещество из атмосферы сверхгиганта, которое он пытался
«переправить» на соседку, рассеивается в пространстве. Вместе с ним
двойная система теряет орбитальный момент импульса, поэтому полу-
ось системы в десятки раз уменьшается — звезды сближаются.
Стадия общей оболочки длится недолго — несколько десятков ты-
сяч лет. Она заканчивается, когда звезда-сверхгигант полностью теря-
ет свою богатую водородом оболочку, и от нее остается звезда типа
Вольфа—Райе (WR), почти целиком состоящая из гелия. Эта звезда не-
велика по размеру, но и система стала меньше, поэтому возможна вто-
рая стадия заполнения полости Роша. Но поскольку в данном случае
истекает менее массивный компонент, перетекание происходит устой-
чиво.
324
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Время от начала
"о эволюции, млн лет
600,00 0,00
616,70 16,42
625,50 18,06
32,28 18,07
33,14 18,51
18,51
10,85 TZ « 18 51
10,85 ВН ф 18,61
Рис. 9.12. Эволюция тесной двойной системы с начальными массами звезд
12 и 9 М©. А — большая полуось орбиты. Пояснение в тексте.
Жизнь гелиевой звезды длится около 105лет и заканчивается
вспышкой сверхновой (SN). На месте взрыва остается быстро вращаю-
щаяся нейтронная звезда. Поскольку взрыв происходит несимметрич-
но, нейтронная звезда испытывает «толчок», способный сильно изме-
нить ее скорость (до 1000 км/с). В результате двойная система может
либо распасться, либо сохраниться, либо (как на нашем рисунке)
слиться.
9.5. Тесные двойные системы
325
Рис. 9.13. Сверхкритическая аккреция вещества в диск вызывает его отток в
виде высокоскоростных биполярных выбросов (рисунок)
Из-за «толчка» нейтронная звезда попадает в плотные слои атмо-
сферы звезды-соседки, быстро тормозится и падает к ее центру — ро-
ждается так называемый объект Торна—Житковой (TZ). Внешне он
очень похож на красный сверхгигант, но в его центре не углеродно-ге-
лиевое ядро (т. е. практически белый карлик), а нейтронная звезда.
И светит такой объект не за счет термоядерных реакций, а за счет ак-
креции вещества из оболочки на поверхность нейтронной звезды
(как известно, этот процесс примерно в 10 раз энергетически более
выгоден, чем термоядерное горение). Масса нейтронной звезды рас-
тет и через некоторое время достигает предельно возможной — около
3 М&. В этот момент нейтронная звезда коллапсирует в черную дыру
(ВН). Еще через некоторое время остатки оболочки частично захваты-
ваются черной дырой, а частично рассеиваются в пространстве и на
свет появляется конечный продукт эволюции двойной системы — оди-
ночная черная дыра. Весь процесс длился около 19 млн лет.
Описанный сценарий показал нам, как нейтронная звезда, погру-
зившись в недра нормальной звезды, превратилась в черную дыру.
Еще одним удивительным свойством тесных двойных систем оказа-
лась их способность превращать белые карлики в нейтронные звезды,
а те — в черные дыры.
326
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Расчеты показывают, что белые карлики — это «оголившиеся» яд-
ра звезд, масса которых в молодости не превышала 10Мо. Нейтрон-
ные звезды остаются после взрывов звезд с массой более 10 Мо, а чер-
ные дыры образуются из самых массивных звезд, с массой, по-види-
мому, более 25 Мо (точнее пока не известно). Из звезд с исходными
массами от 40 до 60 Мо в разных случаях, по-видимому, могут образо-
вываться и нейтронные звезды, и черные дыры. Для одиночных звезд
описанные превращения являются заключительными в их судьбе: ес-
ли уж стал белым карликом, то никогда тебе не быть нейтронной
звездой. Но в тесных двойных системах возможны удивительные пре-
вращения: если на белый карлик перетечет достаточно много вещест-
ва с соседней звезды, то под его тяжестью он сожмется и превратит-
ся в нейтронную звезду. Длится это превращение менее секунды, а
выделившаяся при сжатии энергия производит эффект взрыва сверх-
новой. При этом важно, что не вся гравитационная энергия выделяет-
ся при сжатии в форме взрыва: значительная ее часть «консервирует-
ся» в форме энергии вращения нейтронной звезды и затем постепен-
но выходит наружу. Например, наблюдаемая сейчас Крабовидная ту-
манность в строгом смысле слова не является остатком Сверхновой
1054 г. Точнее было бы сказать, что это пульсарная туманность, по-
скольку ее нынешнее свечение связано с активностью нейтронной
звезды.
9.6. Нейтронные звезды
Итак, массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взры-
вом, после которого от гиганта, во много раз превышавшего размером
Солнце, остается крохотный (размером с небольшой астероид), чрез-
вычайно плотный (плотнее атомного ядра!), быстровращающийся
шар с сильным магнитным полем. Это и есть нейтронная звезда. Гипо-
тезу о формировании нейтронных звезд при взрывах сверхновых вы-
двинули в 1934 г. астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки, а подтвердить ее на-
блюдениями удалось лишь после открытия радиопульсаров в 1967 г.:
они оказались молодыми нейтронными звездами, быстрое вращение
которых приводит к излучению строго периодических импульсов.
Аккуратно «взвесить» нейтронную звезду (как и любую другую
звезду) пока удается лишь в том случае, если она является членом
двойной системы. Если орбитальный период такой системы не пре-
восходит половины суток, то массу нейтронной звезды удается изме-
рить с точностью в 1-2%. Астрономы уже обнаружили около 60 радио-
пульсаров в составе двойных систем. Особенно интересны те из них,
9.6. Нейтронные звезды
327
которые состоят из двух нейтронных звезд и обладают орбитальны-
ми периодами около 5-8 часов. Измерения показали, что такие ней-
тронные звезды имеют довольно близкие массы: от 1,18 до 1,44 Мо.
Поскольку радиус нейтронной звезды составляет около 10 км, легко
вычислить, что средняя плотность ее вещества превышает 1014 г/см3.
Огромная сила тяжести на поверхности нейтронной звезды не дает
ей разрушиться, даже когда она вращается, как некоторые радиопуль-
сары, с частотой около 1 000 оборотов в секунду (при этом скорость
вращения поверхности составляет около 20% скорости света!).
По совокупности удивительных свойств физики считают нейтрон-
ную звезду интереснейшим астрономическим объектом. Например,
несмотря на высокую температуру, ее вещество обладает сверхтекуче-
стью и сверхпроводимостью: условия, необходимые для этих «сверх-
явлений», возникают из-за колоссальной плотности в недрах нейтрон-
ной звезды. А с точки зрения физики плазмы чрезвычайно интересна
атмосфера такой звезды, где заряженные частицы взаимодействуют
со сверхсильным магнитным полем (до 1014 Гс и даже больше), кото-
рое никогда не будет получено в земных лабораториях.
Кроме этого, нейтронные звезды — важнейшие объекты для про-
верки теории гравитации Эйнштейна (общей теории относительно-
сти). Ее отличие от ньютоновской теории заметно проявляется в силь-
ных гравитационных полях, которыми как раз и обладают нейтрон-
ные звезды. Кроме того, те из них, которые проявляют себя как радио-
пульсары, могут служить превосходными часами, позволяющими вы-
являть тонкие релятивистские эффекты в движении звезд и в беге вре-
мени. К этому мы еще вернемся.
В нашей Галактике обнаружено уже более 2000 нейтронных звезд
и еще несколько десятков — за ее пределами. В основном это радио-
пульсары, а остальные — рентгеновские или гамма-источники. Астро-
номы считают, что в Галактике не менее 100 млн старых нейтронных
звезд, которые трудно обнаружить, поскольку их поверхность осты-
ла, а вращение замедлилось. Такие объекты можно легко заметить
лишь в том случае, если они является компонентами тесных двойных
систем, где на их поверхность происходит аккреция вещества сосед-
ней звезды. Падающий газ разгоняется притяжением нейтронной
звезды почти до 100 000 км/с и, ударяясь о поверхность, нагревается
до миллионов градусов. Возникающее при этом рентгеновское излу-
чение астрономы регистрируют с помощью космических обсервато-
рий, поскольку земная атмосфера для рентгеновских лучей непро-
зрачна.
328
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
9.7. Поиск одиночных нейтронных звезд
Практически все нейтронные звезды, открытые по их рентгеновскому
излучению к середине 1990-х гг., являются членами тесных двойных
систем. Однако большая часть нейтронных звезд, вероятно, живет по-
одиночке. Причин для предпочтения одинокой жизни несколько. Во-
первых, изолированная нейтронная звезда может образоваться при
взрыве изначально одиночной массивной звезды. Во-вторых, даже ес-
ли предок нейтронной звезды был членом двойной системы, после
взрыва такая система может распасться. Обычно это происходит в
том случае, если масса выброшенного при взрыве газа превышает по-
ловину массы двойной системы (объяснение этому факту любители
физики найдут сами, сравнив выражения для первой и второй косми-
ческих скоростей: Vj = ^GM/R и = ^2GM/R). Нейтронная звезда мо-
жет покинуть двойную систему и в том случае, если в результате
взрыва она получила большую дополнительную скорость.
Обнаружить изолированную немолодую нейтронную звезду —
сложная задача: имея диаметр всего 20 км, этот горячий «шарик» излу-
чает очень мало света (см. рис. 5.38). Оптический телескоп может раз-
глядеть его лишь в ближних окрестностях Солнца, не далее примерно
1 000 св. лет. Однако нейтронная звезда, хотя и считается окончатель-
ным продуктом звездной эволюции, сама проходит через несколько
различных эволюционных стадий, причем на некоторых из них может
проявить себя весьма эффектно. Особенно привлекают астрофизиков
два периода ее эволюции: стадия эжекции и стадия аккреции.
Молодая, быстро вращающаяся нейтронная звезда эжектирует
(т. е. выбрасывает) в окружающее пространство мощные потоки излу-
чения и быстрых частиц, которые расчищают вокруг нее пространст-
во. На этапе эжекции мы можем наблюдать нейтронную звезду как ра-
диопульсар. Но, увы, стадия радиопульсара непродолжительна — от не-
скольких миллионов до нескольких десятков миллионов лет, это лишь
тысячная доля возраста Галактики. К тому же отнюдь не любая ориен-
тация пульсара относительно Земли позволяет зафиксировать его сиг-
налы. Ведь пульсары излучают неизотропно, не во всех направлениях
одинаково. Их излучение напоминает луч маяка, который, вращаясь,
может и не попадать на Землю. По этой причине мы не видим более
половины пульсаров.
Если молодая нейтронная звезда обладает экстремально сильным
магнитным полем, порядка 1014-1015 Гс, то именно оно может слу-
жить главным источником ее энергии. Такие объекты называют маг-
нитарами (англ, magnetar). Предполагают, что они должны проявлять
9.7. Поиск одиночных нейтронных звезд
329
Рис. 9.14. Магнитар — нейтрон-
ная звезда, активность кото-
рой связана с выделением
энергии, запасенной в магнит-
ном поле. Известные кандида-
ты в магнитары обладают маг-
нитным полем до 1015 Гс, плот-
ность энергии которого соот-
ветствует веществу с плотно-
стью десятки тонн в кубиче-
ском сантиметре. Такое поле
может порождать новые инте-
ресные физические эффекты,
которые невозможно исследо-
вать в лаборатории.
себя вспышками мягкого гамма-излучения и быть рентгеновскими ис-
точниками (рис. 9.14). Кандидатами в магнитары являются источники
повторяющихся гамма-вспышек и так называемые «аномальные рент-
геновские пульсары», у которых не обнаружена звезда-соседка. Это
молодые нейтронные звезды. Пока кандидатов в магнитары всего око-
ло дюжины, но они уже ярко себя проявили. Так, 27 декабря 2004 г.
вспышка одного из источников повторяющихся гамма-всплесков су-
щественно повлияла на ионосферу Земли, хотя сам источник находит-
ся на расстоянии 10-15 кпк (примерно 30-50 тыс. св. лет) от нас. Сей-
час астрофизики активно разрабатывают теорию таких вспышек.
Постаревшая нейтронная звезда не способна генерировать излуче-
ние и потоки быстрых частиц. В этом состоянии она уже не отталкива-
ет окружающее вещество, а притягивает его своей массой. А посколь-
ку даже в самых пустых областях межзвездного пространства есть не-
которое количество газа, он устремляется к поверхности нейтронной
звезды, и она вступает в стадию аккреции, если этому не препятствует
магнитное поле.
Возможность аккреции межзвездного вещества на звезды различ-
ного типа и на черные дыры обсуждается астрономами уже более по-
лувека. Расчеты показывают, что поток захваченного вещества возрас-
тает с ростом массы звезды и плотности межзвездного газа, но резко
уменьшается с ростом их относительной скорости: чем медленнее
звезда движется сквозь газовое облако, тем больший поток вещества
падает на ее поверхность. Приближаясь к поверхности звезды, газ
330
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
приобретает кинетическую энергию, которая при ударе о поверх-
ность превращается в тепло. Падая на поверхность нейтронной звез-
ды, газ разгоняется до колоссальной скорости, нагревается до очень
высокой температуры и поэтому должен стать источником рентгенов-
ского излучения. Только в 1990-е гг., когда на орбиту были выведены
чувствительные рентгеновские телескопы нового поколения, этот ме-
ханизм энерговыделения в приложении к одиночным нейтронным
звездам по-настоящему привлек внимание астрофизиков. Несколько
объектов, обнаруженных с помощью рентгеновских спутников ROSAT
и ХММ-Ньютон, даже рассматривались как кандидаты в одиночные
аккрецирующие нейтронные звезды, но пока не удалось доказать, что
их излучение связано с аккрецией. Особенно яркие источники этого
типа должны возникать при пролете нейтронных звезд сквозь холод-
ные молекулярные облака, обладающие максимальной для межзвезд-
ной среды плотностью.
Если аккреция из межзвездной среды на одиночные нейтронные
звезды столь естественна, то не удивительно ли, что эти замечатель-
ные объекты не наблюдаются в изобилии по всей Галактике? Оказыва-
ется, причины для этого есть. В окрестности Солнца нейтронные звез-
ды встречаются нечасто, да и межзвездный газ весьма разрежен. По-
груженная в такой газ, нейтронная звезда имеет рентгеновскую свети-
мость не более 1024 Вт, что делает ее поиск непростой задачей. С дру-
гой стороны, в плотном молекулярном облаке светимость медленно
движущейся (20-40 км/с) нейтронной звезды может достичь 1029 Вт.
Но, во-первых, такие облака располагаются далеко от Солнца: они ок-
ружают центр Галактики кольцом с внешним радиусом около 6 кпк, а
Солнце располагается на расстоянии около 8 кпк от центра Галактики.
Во-вторых, встречи нейтронных звезд и облаков в «молекулярном
кольце» происходят, как правило, на большой скорости: отброшенная
взрывом сверхновой или вылетевшая после разрыва тесной двойной
системы, нейтронная звезда движется со скоростью 200-300 км/с. На
такой скорости аккреция неэффективна: газ не успевает упасть на бы-
стро пролетающую звезду. Поэтому основная доля изолированных
нейтронных звезд должна на стадии аккреции иметь низкую свети-
мость. Поиск таких рентгеновских источников — задача для будущих
более чувствительных телескопов.
Зато астрономы наблюдают другие типы одиночных нейтронных
звезд, не являющихся радиопульсарами. Неожиданным стало откры-
тие в 1996 г. одиночной нейтронной звезды RX J1856.5-3754 (рис. 5.38).
Тепловой спектр и отсутствие радиопульсарной активности вначале
9.7. Поиск одиночных нейтронных звезд
331
сделали этот объект
кандидатом в аккреци-
рующие одиночные ней-
тронные звезды. Одна-
ко дальнейшие исследо-
вания показали, что ак-
креции нет, а звезда све-
тит просто за счет ос-
тавшегося тепла. Позже
было открыто еще 6
объектов такого типа.
Их назвали «Великолеп-
Рис. 9.15. Пульсар в Крабовидной туманности. Сле-
ва: два оптических снимка, полученных стробоско-
пическим методом: в моменты вспышек (вверху)
и в промежутках между ними (внизу). Справа:
форма импульса в трех диапазонах спектра (шка-
ла в миллисекундах).
ной семеркой».
Семь остывающих
нейтронных звезд име-
ют довольно длинные
периоды пульсаций (от
3 до 12 секунд) и до-
вольно сильные магнитные поля. Они располагаются на расстояниях
нескольких сотен парсек от нас. Расстояние до RX J1856.5-3754 около
130 пк. Это ближайшая к нам нейтронная звезда. Поскольку все семь
объектов еще не остыли — их температура около миллиона кельви-
нов, — то можно сказать, что они молоды. Вряд ли они старше мил-
лиона лет (возраст нейтронной звезды отсчитывают от взрыва сверх-
новой). По своим проявлениям они не похожи на радиопульсары. При
этом в окрестности Солнца объекты Великолепной семерки более
многочисленны, чем молодые радиопульсары. Вполне вероятно, что
Семерка — это лишь ближайшие представители большой популяции
нейтронных звезд, которые трудно обнаружить на большом расстоя-
нии, но которые по частоте рождения не уступают нормальным ра-
диопульсарам.
Теперь уже астрономы не уверены, что все молодые нейтронные
звезды обязательно должны быть похожи на пульсар в Крабовидной
туманности. Более того, и в остатках сверхновых обнаружено не-
сколько источников, очевидно, молодых нейтронных звезд, но совсем
не похожих по своим проявлениям на пульсары. Речь идет о так назы-
ваемых центральных компактных источниках. Сейчас их известно
чуть меньше десятка, т. е. примерно столько же, сколько надежно
идентифицированных молодых пульсаров в остатках сверхновых.
Они наблюдаются в рентгеновском диапазоне, как и объекты Велико-
332
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
лепной семерки, благодаря своим горячим поверхностям. Про часть
из них мы знаем, что они родились с относительно слабыми магнит-
ными полями и длинными периодами вращения по сравнению с пуль-
саром в «Крабе». Некоторые из центральных компактных объектов
ставят перед астрофизиками трудные вопросы, решение которых —
дело будущего.
9.8. «Зоопарк» тесных двойных систем
Теперь мы подробнее познакомимся с несколькими типами тесных
двойных систем, ответственными за явление новых и новоподобных
звезд, симбиотических звезд, рентгеновских пульсаров и некоторых
других экзотических жителей Галактики и соседних звездных систем.
Начнем с тесных двойных звезд, содержащих белый карлик. Обычно
они проявляют вспышечную активность, в них происходят взрывы и
прочие катаклизмы, поэтому их называют катаклизмическими. К ним
относятся новые, повторные новые, карликовые новые и некоторые
другие типы.
9.8.1. Новые
Вспышка новой — грандиозное событие (см. раздел 6.5). Блеск звезды
возрастает примерно на 13™, то есть в сотни тысяч раз. Известный при-
мер — вспышка звезды DQ Геркулеса в 1934 г. К повторным новым отно-
сят системы, продемонстрировавшие несколько вспышек, обычно раз-
деленных десятками лет; блеск повторной новой во время вспышки
возрастает примерно на 7-9™. Например, звезда Т Северной Короны
вспыхивала в 1866, 1946, 1963 и 1975 гг. (последние две вспышки были
слабыми). К карликовым новым, или новым типа U Близнецов, отно-
сят системы с промежутком между вспышек около 100 сут. и возраста-
нием блеска примерно на 5™.
Наблюдая новые после вспышки, астрономы выяснили, что это
двойные системы, состоящие из красного и белого карликов. Их орби-
та чрезвычайно мала: ее радиус близок к радиусу Солнца; благодаря
этому возможно взаимодействие между маломассивными звездами.
Вещество красного карлика перетекает на белый карлик и создает на
его поверхности водородную оболочку. По мере ее накопления водо-
род сжимается и разогревается, пока не возникнут условия для термо-
ядерной реакции. Происходит взрыв, который мы наблюдаем как
вспышку новой. К счастью, взрывы этих космических «водородных
бомб» никому не приносят вреда и позволяют узнать много нового о
жизни звезд.
9.8. «Зоопарк» тесных двойных систем
333
9.8.2. Симбиотические звезды
Занимаясь в первой половине XX в. классификацией звездных спек-
тров, астрономы не смогли определить типы для некоторых звезд: в
их спектрах присутствовали как линии ионов, характерные для очень
горячих звезд, так и линии молекул, указывающие на весьма низкую
температуру газа. Этот странный симбиоз «холодных» и «горячих»
спектральных линий дал повод американскому астроному Полу Мер-
риллу (Merrill Р. W., 1887-1961) назвать такие звезды «симбиотически-
ми». Не найдя им места в температурной классификации звездных
спектров (O-B-A-F-G-K-M), астрономы на время «отложили их в сто-
ронку», но не забывали в своих исследованиях.
По мере накопления новых данных выяснилось, что это двойные
системы, в которых за высокотемпературные линии несет ответствен-
ность белый карлик, а за низкотемпературные — красный гигант. Ти-
пичной симбиотической звездой считают переменную Z Андромеды.
К таким же системам относят звезду СН Лебедя, демонстрирующую
мощные вспышки. В эту же группу попал и удивительный объект
MWC 560 (здесь MWC — Mount Wilson Catalog). Судя по спектру, газ в
его атмосфере движется со скоростью до 6000 км/с. При этом иногда
менее чем за сутки скорость уменьшается до нуля. В природе симбио-
тических звезд остается еще много загадок.
9.8.3. Рентгеновские двойные
Астрономия второй половины XX в. богата открытиями новых клас-
сов небесных объектов. В первую очередь это связано с проникнове-
нием в новые диапазоны электромагнитного излучения — радио, рент-
геновский, инфракрасный. В изучении двойных звезд также откры-
лась новая глава, когда появилась возможность наблюдений в рентге-
новском диапазоне. В 1970 г. был запущен спутник «Ухуру», составив-
ший с помощью простейших детекторов излучения первый рентгенов-
ский обзор всего неба и, в частности, открывший много двойных рент-
геновских систем.
Попробуем понять, благодаря чему возникает феномен рентгенов-
ских двойных. В нашем «зоопарке тесных двойных» мы уже встретили
некоторые типы систем, активность которых вызвана взаимодействи-
ем звезд, однако они не были источниками рентгеновского излучения.
Как же надо изменить «конструкцию» двойной системы, чтобы основ-
ную часть ее светимости уносили жесткие рентгеновские кванты? Оче-
видно, надо заменить в ней компактный объект! Чем он массивнее и
компактнее, тем с большей скоростью достигает его поверхности па-
334
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
дающее при аккреции вещество, тем выше температура упавшего ве-
щества, тем жестче его излучение.
Проделаем простой расчет. Если тело падает с большого расстоя-
ния на поверхность планеты или звезды массы М и радиуса /?, то оно
разгоняется под действием силы тяжести и у самой поверхности име-
ет вторую космическую скорость:
т/ /2GM
здесь G = 6,673 10-11 Н-м2/кг2 — гравитационная постоянная. При
этом удельная (на единицу массы) кинетическая энергия падающего
тела составляет 9
e = YI^gm
2 R ’
Вычислим значение Е при падении вещества на белый карлик
(М = 1 М0, R = 104 км) и нейтронную звезду (М = 1 М0, R = 10 км). Ока-
зывается, что при падении 1 кг любого вещества на белый карлик вы-
деляется энергия порядка 1013 Дж, а на нейтронную звезду — около
1016 Дж. Для сравнения: взрыв 1 кг тротила (химическая энергия) дает
4 • 106 Дж, а 1 кг урана 235U (энергия ядерного распада) — 7 • 1013 Дж. Да-
же термоядерный синтез 1 кг гелия из водорода дает «всего лишь»
6,4 • 1014 Дж. Как видим, гравитация может служить мощным источни-
ком энергии. Падение на Землю метеорита весом 1 кг эквивалентно
взрыву противотанковой мины. Компактные остатки звездной эволю-
ции в этом отношении намного эффективнее Земли: падение такого
же метеорита на поверхность нейтронной звезды эквивалентно взры-
ву водородной бомбы!
Заметим, что черные дыры еще в несколько раз эффективнее ней-
тронных звезд. Хотя черная дыра не имеет твердой поверхности, о ко-
торую могло бы удариться падающее на нее вещество, тем не менее ве-
ществу обычно не удается «нырнуть» в черную дыру незаметно, без вы-
деления энергии. Наличие у вещества даже небольшого момента им-
пульса выводит его на орбиту вокруг черной дыры. Формируется, как
мы уже знаем, аккреционный диск, трение слоев в котором позволяет
веществу постепенно приближаться к черной дыре, превращая свою
гравитационную энергию в тепловую. Процесс становится еще эффек-
тивнее, если сама черная дыра быстро вращается. Если направление
движения падающего тела совпадает с направлением вращения чер-
ной дыры, оно может выделить до 42% от тс2, т. е. каждый килограмм
захваченного вещества даст 3,7 • 1016 Дж (Новиков, 1986).
9.8. «Зоопарк» тесных двойных систем
335
Рис. 9.16. Рентгеновское
изображение туманно-
сти Андромеды (М31),
полученное в 2007 г. с по-
мощью спутника ХММ-
Ньютон (ESA, NASA). Все-
го обнаружено около
2000 источников, замет-
но концентрирующихся
к центру галактики.
Большинство из них свя-
зано с аккрецирующими
нейтронными звездами
и черными дырами в тес-
ных двойных системах,
а также с остатками
сверхновых. Оптическое
тело галактики показа-
но эллипсом.
Таким образом, тесные системы с нейтронными звездами или чер-
ными дырами должны быть мощными источниками излучения, но по-
чему именно рентгеновского? Это свойство любого тела: чем оно горя-
чее, тем более энергичные кванты оно излучает. Эту закономерность
физики называют законом Вина. Для его демонстрации достаточно
включить электроплиту или гриль и посмотреть, как по мере разогре-
ва цвет термоэлемента меняется от темно-красного до желтого. Спи-
раль электролампы горячее плиты, поэтому она белая. А плазменная
дуга электросварки еще горячее — она голубая. Как известно, синие
кванты вдвое энергичнее красных. В космосе мы найдем и более горя-
чие тела: самые горячие звезды излучают ультрафиолет, а газ, падаю-
щий на нейтронную звезду, излучает рентген, поскольку он значи-
тельно горячее, чем поверхность обычных звезд.
Рентгеновские кванты в тысячи раз энергичнее квантов видимого
света. Поэтому медицинский рентгеновский аппарат просвечивает
нас насквозь, а в космосе рентгеновское излучение далеких объектов
на пути к Земле преодолевает огромные толщи межзвездного вещест-
ва, тогда как для видимого света они совершенно непреодолимы.
336
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Среди разнообразных типов рентгеновских источников, встречаю-
щихся в тесных двойных системах, особенно интересны рентгенов-
ские пульсары, демонстрирующие строго периодические импульсы
излучения. В этом смысле они похожи на радиопульсары (периодич-
ность в обоих случаях связана с вращением нейтронной звезды), но
их излучение гораздо более жесткое и вызвано аккрецией, а не про-
цессами в магнитосфере нейтронной звезды. Рентгеновский пуль-
сар — это нейтронная звезда в паре с нормальной звездой. Перетека-
ние газа с нормальной звезды на нейтронную приводит к его разогре-
ву и генерации ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излуче-
ния, а периодические вспышки вызваны вращением нейтронной звез-
ды. Аккреция на поверхность идет неравномерно из-за присутствия
магнитного поля. Ионизованное вещество не может двигаться попе-
рек магнитных силовых линий, поэтому оно течет вдоль них, падает
на магнитные полюсы и нагревает их. При вращении звезды мы пе-
риодически видим эти горячие пятна. Длительные наблюдения таких
объектов позволяют заметить изменение периода вращения и по-
нять, как нейтронная звезда взаимодействует с потоками падающего
на нее вещества. Впервые рентгеновские пульсары обнаружил в
1970-е гг. спутник «Ухуру», а сейчас их известно около полусотни с пе-
риодами от долей секунды до десятков минут. В 1998 г. итало-голланд-
ский спутник BeppoSAX открыл миллисекундный рентгеновский пуль-
сар SAX J1808-3658.
9.8.4. Барстеры
При накоплении на поверхности нейтронной звезды газа, богатого лег-
кими химическими элементами (водородом, гелием, углеродом), могут
происходить термоядерные взрывы. Однако их удельная энергия раз в
10 ниже (для более распространенных водородных взрывов), чем у
вспышек, вызванных простым падением вещества на поверхность. Ней-
тронные звезды с регулярными термоядерными взрывами на поверх-
ности называют барстерами (англ, burst — вспышка, взрыв). Они встре-
чаются в тесных двойных системах. Считается, что их вспышки вызва-
ны термоядерными взрывами на поверхности нейтронной звезды, со-
седствующей с красным карликом.
Из атмосферы карлика на поверхность нейтронной звезды проис-
ходит постоянная аккреция газа. Когда его слой достигает толщины
примерно 10 м, а масса — порядка 1015 т, в газе начинаются активные
термоядерные реакции: сначала газ разогревается за счет медленного
«горения» водорода, а когда температура достигает 3 • 108 К, начинает
9.8. «Зоопарк» тесных двойных систем
337
гореть гелий и полностью
сгорает всего за несколько
секунд, производя яркую
вспышку. Точно такой же
процесс происходит при
вспышке новой, только в
этом случае вместо нейтрон-
ной звезды — белый карлик.
При вспышке новой белый
карлик не может удержать
продукты взрыва, и они раз-
летаются в окружающее про-
странство. А мощное грави-
тационное поле нейтронной
звезды не выпускает ничего,
кроме излучения. У обыч-
ных барстеров вспышки про-
исходят с интервалом от не-
скольких часов до несколь-
ких дней, причем сама
вспышка длится около 10 с.
Их называют вспышками
Рис. 9.17. Кривая блеска «Быстрого барстера»
(МХВ1730-335): примерно раз в минуту проис-
ходят вспышки II типа, связанные с выпаде-
нием вещества из магнитосферы нейтронной
звезды на ее поверхность. Гораздо реже (раз
в несколько часов) случаются вспышки I ти-
па, когда за несколько секунд выгорает накоп-
ленное на поверхности нейтронной звезды
вещество (такая вспышка указана стрелкой).
I типа.
Первый быстрый барстер МХВ 1730-335 открыли более 20 лет на-
зад в далеком шаровом скоплении (барстеры вообще часто обнаружи-
вают в шаровых скоплениях, где у нейтронной звезды больше шансов
объединиться с красным карликом). Оказалось, что у этого барстера,
кроме обычных вспышек I типа, которые повторяются через 3-4 часа,
значительно чаще наблюдаются более резкие вспышки иного рода, на-
званные вспышками II типа (рис. 9.17). Интервалы между ними соста-
вяют от 10 с до 1 ч (в среднем около 2 мин), а полная энергия, выделяю-
щаяся в этих вспышках за большой интервал времени, в 100 раз боль-
ше, чем энергия, выделившаяся за это же время во вспышках I типа.
Вспомним, что при падении вещества на поверхность нейтронной
звезды выделяется 1016 Дж/кг гравитационной энергии, а при термо-
ядерном сгорании гелия — всего 1014 Дж/кг. Это с полной очевидно-
стью указывает, что вспышки II и I типов связаны с одним и тем же ве-
ществом, которое сначала небольшими порциями (по 1013 т) выпадает
из аккреционного диска на поверхность нейтронной звезды, а затем
единым махом сгорает в термоядерном огне.
338
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Таким образом, термоядерные вспышки (I типа) происходят у
всех барстеров, а аккреционные (II типа) — только у «избранных». До
сих пор не ясно, почему в одних случаях вещество падает равномер-
ным потоком, а в других — отдельными сгустками, каждый раз вызы-
вая мощную вспышку. Возможно, это объясняется влиянием магнит-
ного поля нейтронной звезды на окружающий ее аккреционный диск.
9.9. Черные дыры
Если бы диаметр светящейся звезды с той же плот-
ностью, что и Земля, в двести пятьдесят раз превос-
ходил диаметр Солнца, то вследствие притяжения
звезды ни один из испущенных ею лучей не смог
бы дойти до нас; следовательно, не исключено, что
самые большие из светящихся тел по этой причине
являются невидимыми.
П. С. Лаплас, «Система мира», т. 2, 1795 г.
Открытие черных дыр растянулось на несколько столетий. Впервые
про объекты, способные своим притяжением задержать собственное
излучение, написали в конце XVIII в. английский геофизик и астроном
Джон Мичелл (J. Michell, 1724-1793) и французский математик и ас-
троном Пьер Симон Лаплас (1749-1827). Их рассуждения опирались
на законы классической механики. Скорость, с которой объект может
навсегда покинуть поверхность сферического тела массы М и радиуса
R, составляет Vy = ^2GM/R. Если представить свет как поток частиц,
вылетающих из источника со скоростью с, то они не смогут расстать-
ся с источником, если он настолько массивен или компактен, что на
его поверхности Vy > с. Отсюда для любого объекта массы М можно
вычислить минимальный радиус (/?g), при котором он еще отпускает
свой свет «на волю»:
_2GM
g ’ с2 ’
Поскольку «виновница» этого эффекта - сила тяжести, величину /?g на-
зывают гравитационным радиусом тела. При R<R§ тело становится
своеобразной «гравитационной могилой». Для Солнца (М© = 2 • Ю30 кг)
значение /?g = 3 км, а для Земли (М® = 6 • 1024 кг) — всего 1 см. В эпоху
Лапласа смехотворный результат этого теоретического этюда не при-
влек внимания ученых: скажите на милость, какая сила может сжать
огромную планету до размера наперстка?
Дальнейшее развитие физики, казалось, совсем «задвинуло в угол»
придуманные Мичелом и Лапласом «невидимые светила». Во-первых,
9.9. Черные дыры
339
свет оказался не частицей, а волной. Во-
вторых, его скорость никак не хотела под-
чиняться простому закону сложения скоро-
стей. В-третьих, как доказал в 1905 г. Аль-
берт Эйнштейн (1879-1955), ньютонова ме-
ханика вообще не работает при скоростях,
близких к скорости света.
Однако после опубликования Эйнштей-
ном в 1915 г. релятивистской теории грави-
тации (общей теорию относительности,
ОТО) немецкий астроном Карл Шварц-
шильд (1873-1916) нашел в 1916 г. первое
точное решение уравнений Эйнштейна,
описывающее свойства пустого простран-
ства вокруг «точечного» невращающегося
тела массой М. Оказалось, что пространст-
Рис. 9.18. Карл Шварц-
шильд (1873-1916).
во вокруг тела можно условно разделить
на две области: на большом расстоянии его свойства почти неотличи-
мы от тех, которыми оперирует классическая физика, но вблизи тела
пространство (точнее, пространство-время) приобретает новые свой-
ства, специфические для релятивистской теории. В частности, из
внешней области можно попасть (вернее, упасть) во внутреннюю, но
из внутренней во внешнюю — никогда! Границей между этими облас-
тями пространства служит сфера радиуса /?g = 2GMIc\ Так вторично
были открыты почти забытые объекты Мичела и Лапласа. В те годы
их еще не называли черными дырами, и открыты они были пока лишь
на бумаге.
Астрономов не очень заинтересовало это открытие. Ведь реше-
ние Шварцшильда является стационарным и описывает вечно суще-
ствующий компактный объект, при этом процесс его рождения оста-
ется за рамками теории. Однако в 1939 г. американский физик Ро-
берт Оппенгеймер (1904-1967) и его аспирант Хартланд Снайдер рас-
считали коллапс облака пыли вплоть до пересечения им сферы ра-
диусом 7?g. Оказалось, что вещество без давления (пыль!) может обра-
зовать «гравитационную могилу», хотя для внешнего наблюдателя
этот процесс растянется на бесконечно большое время: коллапсирую-
щее облако как бы застынет, приближаясь к /?g. Это было уже третье
теоретическое открытие черных дыр. Впрочем, название «черная ды-
ра» появилось еще позже: в 1968 г. его предложил американский фи-
зик Джон Уилер (J.A. Wheeler, 1911-2008), и оно мгновенно прижи-
340
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Рис. 9.19. Что мы увидим, если на луче зрения окажется черная дыра? Своим
мощным гравитационным полем она сильно отклоняет проходящие вблизи
нее световые лучи, и если бы недалеко от нас оказалась черная дыра, то, гля-
дя в ее направлении ночью, мы увидели бы чрезвычайно искаженную карти-
ну звездного неба, в центре которой не было бы ни одной звезды, там зияла
бы самая настоящая «черная дыра» (правое изображение). Но стоит отвести
взгляд, и эффект почти полностью исчезает. Слева — вид неба, когда черная
дыра удалена от нас на расстояние в 1000 7?g, справа — на расстояние 10 7?g.
лось, заменив собой бытовавшие тогда термины «коллапсар» и «за-
стывшая звезда».
В 1960-е гг. черные дыры заняли равноправное положение в ряду
других предполагаемых остатков звездной эволюции — белых карли-
ков и нейтронных звезд. В 1970-е гг. было обнаружено (на бумаге!) но-
вое фундаментальное свойство черных дыр — их способность к «испа-
рению». Одним словом, у черных дыр уже нашлось немало интерес-
ных свойств. Осталось лишь узнать, существуют ли они в природе.
Учитывая, что создание теории черных дыр заняло почти два сто-
летия, стоит ли удивляться, что поиск реальных черных дыр в космосе
тоже не сразу дал результаты. Теория эволюции звезд указывала, что
черной дырой могло бы стать ядро массивной звезды после ее взрыва
как сверхновой. Так за всю историю Галактики в ней могло бы образо-
ваться около 108 черных дыр. Но как их обнаружить? Одиночная чер-
ная дыра проявляет себя только притяжением, которое можно заме-
тить только на небольших расстояниях от нее, скажем, по искривле-
нию лучей света (рис. 9.19).
В 1960-е гг. советский физик Яков Борисович Зельдович (1914—
1987) и американский Эдвин Солпитер (Е. Е. Salpeter, р. 1924) высказа-
9.9. Черные дыры
341
Рис. 9.20. Наблюдая в инфракрасном
диапазоне центральную область яд-
ра Галактики, астрономы год за го-
дом отмечали положение нескольких
ярких звезд и так смогли определить
их орбиты. Оказалось, что звезды об-
ращаются вокруг очень массивного и
при этом невидимого тела, совпадаю-
щего с компактным радиоисточни-
ком Sgr А* и расположенного точно в
центре Галактики. Вероятно, это чер-
ная дыра с массой в несколько мил-
лионов масс Солнца. Ближе других к
ней оказалась звезда SO 2, которая за
16 лет успела завершить оборот.
Да относительно динамического центра,
arcsec
1994.32 1995.53
1996.25
’nfer4 1996.43
1992.23
1997.54
1998.36
1999.47
2000 47
2002.66 Л
2002 58'j
2002.50
2001 50
2002 40*тФ~-<Сп
2002.33 1™2-25
ли идею, что черные дыры могут обнаруживать себя при аккреции на
них вещества соседней звезды в тесной двойной системе. В 1971 г. ас-
трономы отождествили яркий рентгеновский источник Лебедь Х-1 с
неприметной (8,8Ш) звездой HDE 226868, получившей позже обозначе-
ние V 1357 Лебедя, поскольку выяснилось, что она переменная. Даль-
нейшие наблюдения показали, что это двойная система, в которой ви-
ден только один компонент — голубой гигант массой 25 М0. Изучив
его движение, установили, что невидимый сосед, с которым как раз и
связано рентгеновское излучение, имеет массу не менее 5 М0, а ско-
рее всего даже 1ОМ0, то есть намного превосходит верхний предел
массы, вычисленный в рамках ОТО для нейтронных звезд (3 М0) и бе-
лых карликов (1,4 М0). Поэтому оптически невидимый компаньон в
342
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
системе Лебедь Х-1 стал первым «кандидатом в черные дыры». Сего-
дня подобных кандидатов известно уже более двух десятков (Черепа-
щук, 2007), и Лебедь Х-1 переместился в этом списке по своей надеж-
ности с первого места на одно из последних. Сейчас большинство ас-
трономов считают, что черные дыры уже открыты, но некоторые со-
мнения все же остаются. Поэтому и Нобелевская премия за открытие
черных дыр пока не присуждена.
Чрезвычайно интересно было бы открыть двойную систему «чер-
ная дыра + радиопульсар». Эволюционное моделирование тесных
двойных систем показывает, что в ближайшие годы вполне вероятно
обнаружить такую редкую пару. По наблюдениям пульсара в те момен-
ты, когда его излучение проходит вблизи черной дыры, можно было
бы заметить влияние сильного гравитационного поля черной дыры и
ее вращения и, таким образом, получить новые серьезные аргументы
в пользу существования черных дыр.
Кроме двойных звезд с жестким рентгеновским излучением, ас-
трономы подозревают участие черных дыр еще в одном удивитель-
ном природном феномене — активности ядер галактик. В данном слу-
чае речь идет о так называемых сверхмассивных черных дырах, в мил-
лионы и миллиарды масс Солнца. Такие монстры способны не просто
обдирать оболочку у звезды-соседа, а буквально разрывать и заглаты-
вать целые звезды. Хотя наша Галактика не относится к особенно ак-
тивным, но черная дыра с массой около 3 • 1О6М0 есть и в ее центре.
Это, пожалуй, самая достоверная сверхмассивная черная дыра. Мы на-
блюдаем обращение вокруг нее массивных молодых звезд. Ближай-
шая к ней звезда с момента ее открытия уже завершила орбитальный
оборот (рис. 9.20.).
Как известно, галактики нередко сталкиваются и сливаются друг с
другом. Когда это происходит с галактиками, несущими в своих ядрах
массивные черные дыры, обе дыры довольно скоро оказываются в цен-
тре конгломерата и образуют двойную систему. Вы только представь-
те себе чудовищную систему из двух сверхмассивных черных дыр, на
которые происходит аккреция облаков межзвездного газа и звезд га-
лактического ядра! Это достойное зрелище для астрономов и поэтов!
9.10. Гравитационные волны и гамма-всплески
Самые «релятивистские» из всех двойных систем — это двойные ней-
тронные звезды (уже открытые) и двойные черные дыры (пока не об-
наруженные). За открытие и исследование первой двойной системы
из нейтронных звезд радиоастрономов Дж. Тейлора и Р. Халса (кото-
9.10. Гравитационные волны и гамма-всплески
343
рый в момент открытия был аспирантом Тейлора) в 1993 г. наградили
Нобелевской премией по физике. И это справедливо, поскольку уни-
кальный астрономический объект помог проверить одну из важней-
ших физических теорий — общую теорию относительности (ОТО).
Однако «чемпионом» по релятивизму в данный момент (лето
2008 г.) является открытая в 2004 г. двойная нейтронная звезда PSR
J0737-3039 с орбитальным периодом всего 2,4 часа. Кроме того, эта
система обладает дополнительными замечательными свойствами:
оба ее компонента — радиопульсары, а плоскость орбиты нейтронных
звезд повернута к нам почти ребром, что позволяет изучать магнито-
сферу одной из нейтронных звезд, «просвечивая» ее радиоизлучени-
ем соседки. Возможно, такая конфигурация орбиты позволит зареги-
стрировать более тонкие релятивистские эффекты, слишком слабые
в других системах.
Дело в том, что из уравнений ОТО вытекает существование грави-
тационных волн, которые до сих пор не удалось зарегистрировать. На
Земле невозможно построить генератор таких волн: слишком ничтож-
ны те массы, которыми мы можем «размахивать» в лаборатории. Дру-
гое дело — звездная система, «размахивающая» гигантскими небесны-
ми телами. Тесная двойная звезда — хороший генератор гравитацион-
ных волн, но, к сожалению, весьма удаленный: достигающая нас волна
сильно ослаблена, поэтому ее приемники на Земле должны быть
очень чувствительны. Уже вступили в строй крупные детекторы грави-
тационных волн LIGO (США) и ТАМА (Япония), VIRGO (Италия-Фран-
ция) и GEO-600 (Германия). Положительные результаты еще не получе-
ны, но есть надежда, что эти приборы откроют новое, гравитацион-
но-волновое окно во Вселенную.
Пока физики пытаются создать «гравитационные телескопы», ас-
трономы при помощи обычных радиотелескопов исследуют двойные
звезды, которые не только излучают гравитационные волны, но и са-
ми помогают регистрировать их. Это системы из двух нейтронных
звезд, в которых хотя бы одна — радиопульсар. У пульсара Халса—Тей-
лора период между импульсами равен 0,059 с. Являясь великолепны-
ми природными часами, импульсы которых фиксируются радиотеле-
скопом с отменной точностью, этот пульсар позволяет измерять орби-
тальный период системы (Р = 7 ч 04 мин) и замечать его малейшие из-
менения. Поскольку гравитационные волны уносят энергию, расстоя-
ние между компонентами этой пары медленно сокращается, и по
этой причине орбитальный период укорачивается примерно на 10“4
секунды в год. Это и было обнаружено радиоастрономами в полном
344
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
согласии с предсказанием ОТО. «Дважды двойной» пульсар PSR
J0737-3039 с периодом Р = 2 ч 24 мин в этом качестве намного лучше,
но он пока наблюдается слишком короткое время. В ближайшие годы
данные по этому объекту позволят исследовать излучение гравитаци-
онных волн с еще больше точностью, чем это сделано по пульсару
Халса—Тейлора и другим двойным пульсарам.
Обнаружив постепенное сближение нейтронных звезд в двойной
системе, вызванное потерей энергии на гравитационное излучение,
астрофизики, естественно, заинтересовались: чем этот процесс мо-
жет закончиться для самой двойной звезды? Ясно, что сближение
компаньонов неминуемо приведет к их соприкосновению. А что по-
следует за этим? Расчеты показывают, что две нейтронные звезды
должны почти мгновенно слиться с выделением энергии порядка
М^с2 = 2 • 1047 Дж. Часть этой энергии уйдет в виде короткого мощно-
го всплеска гамма-излучения, а большая часть — в виде гравитацион-
ной волны. Значит, к Земле практически одновременно должны прий-
ти два импульса — гравитационный и гамма.
В связи с этим можно вспомнить, что короткие вспышки гамма-из-
лучения непонятной природы уже давно обнаружены: впервые их за-
метили в конце 1960-х гг. с помощью американских спутников Vela,
предназначенных для контроля за ядерными испытаниями в атмосфе-
ре Земли; то были годы холодной войны, когда супердержавы внима-
тельно следили за военными приготовлениями друг друга. Приборы
спутников Vela были такими чувствительными, что могли бы зарегист-
рировать ядерный взрыв даже в атмосфере Марсе. Но обнаружили
они гораздо более далекие космические взрывы. Затем их наблюдали
и другие, специально созданные для этого аппараты. За непредсказуе-
мый характер и короткую продолжительность астрономы называют
это явление «гамма-всплесками». Они неожиданно происходят в произ-
вольном месте небесной сферы: за долю секунды поток гамма-излуче-
ния достигает максимума и за несколько секунд или минут спадает.
В течение трех десятилетий не удавалось отождествить гамма-
всплески с какими-либо известными астрономическими объектами.
Дело в том, что гамма-телескопы дают очень нерезкие изображения,
каждая точка на них занимает большую площадь небесной сферы, на
которую попадают тысячи звезд и далеких галактик. Трудно понять,
какая из них — источник всплеска. Сейчас зарегистрировано несколь-
ко тысяч гамма-всплесков (рис. 9.21) и предложены десятки моделей
их происхождения: распад тяжелых частиц, испарение черных дыр,
слияние нейтронных звезд, взрывы в ядрах галактик, и т. п. Гам-
9.10. Гравитационные волны и гамма-всплески
345
+90
-90
Рис. 9.21. Карта распределения 2000 космических гамма-всплесков по всей не-
бесной сфере, зарегистрированных прибором BATSE на спутнике Compton
GRO (гамма-обсерватория «Комптон»), NASA. Координаты галактические.
ма-всплески распределены по небу совершенно равномерно; их поло-
жение не концентрируется ни к одному известному направлению: ни
к объектам Солнечной системы, ни к центру или плоскости Галакти-
ки, ни в направлении на ближайшие галактики или их скопления. По-
этому до относительно недавнего времени ничего не было известно о
расстоянии источников этих всплесков от нас, следовательно, не бы-
ло возможности оценить энергию этих вспышек.
Чтобы выследить источники гамма-всплесков, астрономы созда-
ли целую «шпионскую сеть» из спутников и наземных телескопов. По-
сле того, как космический гамма-телескоп замечает неожиданную
вспышку и приблизительно определяет ее направление, на эту об-
ласть наводят космический рентгеновский телескоп, у которого изо-
бражение значительно резче, и уточняют координаты источника. За-
тем уже по точным координатам наводят наземный оптический теле-
скоп для детального изучения источника. Первоначально такая проце-
дура занимала от нескольких часов до суток. Но в 1998 г. информа-
цию о гамма-всплесках начали передавать оптическим телескопам
практически мгновенно. Для того чтобы оперативно использовать
эти данные, пришлось создать специальный комплекс небольших не-
дорогих наземных телескопов, способных автоматически за считан-
ные минуты или даже секунды навестись на интересующий участок
неба и получить его изображение или спектр.
В 1997 г. впервые рентгеновскому спутнику BeppoSAX удалось за-
метить послесвечение гамма-всплеска в рентгеновском диапазоне.
346
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
Окончание этой вспышки спустя много часов удалось зафиксировать
даже в оптическом диапазоне. Как оказалось, оптическое послесвече-
ние у некоторых вспышек наблюдается более месяца. Однако без
спектральных данных природа этих объектов осталась загадкой.
И вот, наконец, в январе 1999 г. впервые удалось увидеть оптиче-
ское излучение самого гамма-всплеска (а не его послесвечение) и за-
фиксировать его спектр! Судя по нему, гамма-всплески вызваны взры-
вами, происходящими далеко за пределом нашей Галактики. Красное
смещение линий указывает, что эти объекты находятся где-то «на
краю Вселенной». Вычисленная энергия взрыва достигает гигантского
значения 3 • 1047 Дж, и это ставит перед астрофизиками серьезные про-
блемы, которые еще предстоит разрешить.
Для продолжения этих исследований в 2004 г. была запущена спе-
циальная гамма-обсерватория «Свифт» («Swift», NASA), которую мож-
но назвать спутником быстрого реагирования. Установленный на бор-
ту гамма-телескоп уже через 10-15 секунд после начала всплеска оп-
ределяет его координаты с точностью до нескольких угловых минут и
передает их двум другим инструментам «Свифта» — рентгеновскому и
ультрафиолетовому телескопам, которые за следующие 3 минуты со-
кращают ошибку в положении всплеска до нескольких угловых се-
кунд. Координаты немедленно передаются на Землю, чтобы к наблю-
дениям могли подключиться более крупные оптические инструмен-
ты, предназначенные для спектральных и поляризационных исследо-
ваний.
Созданные за последние годы совершенные космические обсерва-
тории фиксируют гамма-всплески в разных точках небосвода пример-
но раз в сутки. Уже накоплен богатый материал, позволяющий прово-
дить их классификацию. До середины 2006 г. астрофизикам казалось,
что все всплески четко разделяются на две категории: длинные и ко-
роткие. Длинные длятся более 2 секунд, иногда до нескольких минут.
Продолжительность коротких гамма-всплесков менее 2 секунд и дохо-
дит иногда до тысячных долей секунды. Спектроскопически у корот-
ких более жесткое гамма-излучение, чем у длинных. Теоретики до-
вольно уверенно связывают длинные всплески со вспышками особо-
го редкого типа сверхновых — «гиперновых», порожденных взрывами
массивных звезд, ядра которых сколлапсировали с образованием чер-
ной дыры. Природа коротких всплесков менее ясна, но большинство
специалистов считает, что они сопровождают слияние двух нейтрон-
ных звезд (или нейтронной звезды и черной дыры), также приводя-
щие к образованию черной дыры. Физически различие в том, что в
9.10. Гравитационные волны и гамма-всплески 347
Рис. 9.22. Орбитальная гамма-обсерватория «Свифт».
Рисунок с сайта www.nasa.gov.
случае гиперновой взрыв происходит в недрах массивной звезды, а
«голая» нейтронная звезда взрывается в пустоте.
За последние годы эта классификация стала уже почти канониче-
ской, но вот 14 июня 2006 г. «Свифт» зафиксировал всплеск, который
не попадает ни в одну из известных категорий. Точнее, этот всплеск
представляет собой «гибрид», сочетающий характеристики обоих
классов гамма-всплесков. Вспышка GRB 060614 длилась 120 секунд -
это очевидное свойство длинного всплеска, то есть коллапса массив-
ной звезды. Но такое событие должно сопровождаться оптической
вспышкой сверхновой. «Свифт» точно указал на галактику, откуда при-
шел гамма-всплеск. Она не слишком удалена от нас (1,6 млрд св. лет),
поэтому вспышка сверхновой была бы хорошо заметна. Но тщатель-
ные наблюдения с привлечением более десятка наземных и космиче-
ских телескопов, включая «Хаббл», никаких следов сверхновой не вы-
явили. Родительская галактика объекта GRB 060614 также нетипична
для длинных всплесков. Поскольку эти события венчают собой эволю-
ционный путь короткоживущей массивной звезды, вполне логично,
348
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
что их находят в больших галактиках с активным звездообразовани-
ем. Но в данном случае галактика оказалась весьма скромной, поэто-
му массивных звезд, способных породить гамма-всплеск, в ней мало.
Больше того — GRB 060614 произошел не в центре, а на периферии га-
лактики, где звезд особенно мало. Да и скорость звездообразования в
галактике по меньше мере в 20 раз ниже, чем в других галактиках с
длинными гамма-всплесками. Между тем короткие гамма-всплески в
подобных карликовых звездных системах наблюдаются регулярно.
Теоретических моделей, которые могли бы объяснить существова-
ние гибридного всплеска, пока не существует. Может оказаться, что
коллапс массивной звезды не всегда сопровождается мощной оптиче-
ской вспышкой. Возможно также, что в случае GRB 060614 мы столк-
нулись с крайне необычным представителем семейства коротких
всплесков, однако это должно означать, что модель слияния нейтрон-
ных звезд нуждается в пересмотре. Работа в этой области продолжа-
ется. Астрофизики XX века сделали нам прекрасный подарок, оставив
нерешенной одну из самых интригующих загадок Вселенной.
Литература
Белые карлики: Сб. ст. / Под ред. В. С. Имшенника. М.: Мир, 1975.
Бэттен А. Двойные и кратные звезды. М.: Мир, 1976.
Взаимодействующие двойные звезды / Под ред. Дж. Е. Прингла и Р. А. Уэйда.
Пер. с англ. К. А. Постнова. М.: Физматлит, 1993.
Двойные звезды / Под ред. А. Г. Масевич. М.: Космосинформ, 1997.
Новиков И. Д. Энергетика черных дыр. М.: Знание, 1986.
Липунов В. М. В мире двойных звезд. М.: Наука, 1986.
Липунов В. М. Астрофизика нейтронных звезд. М.: Наука, 1987.
Малов И. Ф. Радиопульсары. М.: Наука, 2004.
Черепащук А. М. Черные дыры во Вселенной // Астрономия: век XXI. Фрязино:
Век 2. С. 219-266.
Шапиро С., Тьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды.
М.: Мир, 1985.
Плава
СВЕРХНОВЫЕ
С И. Блинников, Д. Ю. Цветков
Впервой части этой главы рассказано об изучении сверхновых с
точки зрения астрономических наблюдений: о важных историче-
ских этапах, позволивших выделить вспышки сверхновых как уни-
кальное космическое явление, о развитии патрульной службы сверх-
новых, о классификации их спектров и кривых блеска, о статистике
вспышек сверхновых в галактиках разного типа. Во второй части гла-
вы объясняется различие между термоядерными и коллапсирующи-
ми сверхновыми. Указаны некоторые проблемы в теории мощных кос-
мических взрывов — сверхновых и гамма-всплесков, которые могут
потребовать для своего разрешения новой физики.
10.1. Наблюдения сверхновых
10.1.1. История исследования сверхновых
Сверхновые звезды — одна из разновидностей переменных звезд. В гла-
ве 6 мы уже рассказывали о наблюдении исключительно яркой Сверх-
новой 1572 г., подробно описанной Тихо Браге, а также об остатках не-
давних сверхновых, вспыхнувших в нашей Галактике за последние ты-
сячеления. В главе 5 кратко описан физический механизм взрыва
сверхновой. Однако по своим масштабам и последствиям явление
сверхновой настолько грандиозно, что, несомненно, заслуживает бо-
лее подробного рассказа.
Среди всех «новых» звезд, появление которых описано астронома-
ми прошлого, наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 гг.
(рис. 6.21), сведения о которых содержатся в китайских и японских
трактатах. Некоторое время они были видны даже днем. В 1572 г. вспы-
хнула звезда в Кассиопее, достигнув в максимуме блеска -4Ш; именно
ее наблюдал Тихо Браге (рис. 6.1 и 6.22). А в 1604 г. подобную вспышку
(-Зш) в Змееносце описал Иоганн Кеплер (рис. 6.23). Вскоре был изобре-
тен телескоп (1609 г.), но вспышек сверхновых в нашей Галактике боль-
ше не наблюдалось. К счастью, во Вселенной много галактик.
350
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.1 Остаток вспышки сверхновой звезды, наблюдавшейся в 1006 г.: она
сияла ярче Венеры и была видна днем в течение нескольких недель. Сегодня
на месте взрыва видна расширяющаяся газовая туманность. Снимок получен
в рентгеновском, радио- и оптическом диапазонах спектра.
NASA/NRAO/NOAO.
В 1885 г. немецкий астроном Карл Эрнст Гартвиг (1851-1923) на об-
серватории в Дерпте (ныне г. Тарту, Эстония) заметил появление но-
вой звезды в хорошо известной Туманности Андромеды. Звезда достиг-
ла б"7, то есть мощность ее излучения была лишь вчетверо меньше
мощности оптического излучения всей туманности. Тогда это не уди-
вило астрономов — ведь природа Туманности Андромеды еще не была
известна: предполагалось, что это всего лишь близкое к Солнцу обла-
ко пыли и газа. Только в 1920-х гг. окончательно стало ясно, что Туман-
ность Андромеды и другие спиральные туманности — это гигантские
звездные системы, содержащие сотни миллиардов звезд и удаленные
10.1. Наблюдения сверхновых
351
от нас на миллионы световых лет.
В Туманности Андромеды были
обнаружены и вспышки обычных
новых звезд, видимых как объек-
ты 16-18™. Стало ясно, что звезда
1885 г. по мощности излучения
превосходила обычные новые в
десятки тысяч раз: на короткое
время ее блеск был почти равен
блеску огромной звездной систе-
мы! Стало очевидно, что природа
этих вспышек различна.
В 1934 г. астрономы Вальтер
Бааде и Фриц Цвикки предложи-
ли называть вспышки, подобные
случившейся в Туманности Анд-
ромеды, сверхновыми (лат. Super-
nova, или, для краткости, SN,
мн. ч. Supernovae = SNe). И тогда
же у них родилась идея, что при-
чиной такого взрыва может быть
гравитационный коллапс, веду-
щий к образованию нейтронной
Рис. 10.2. Сверхновая SN 2005cs в спи-
ральной галактике М51 («Водоворот»,
NGC 5194) в Гончих Псах. Цифрами 1 и
2 отмечены звезды нашей Галактики,
служившие опорными источниками
при измерении блеска сверхновой.
Снимок получен с помощью ПЗС-камеры на
60-сантиметровом рефлекторе Крымской ла-
боратории ГАИШ.
звезды.
В те годы на фотографиях далеких галактик вспышки сверхновых
замечали довольно часто, но эти открытия были случайными и не мог-
ли дать сведений, необходимых для объяснения причины и механиз-
ма этих грандиозных явлений. Однако в 1936 г. Бааде и Цвикки начали
систематический планомерный поиск сверхновых на Паломарской об-
серватории в Калифорнии. В их распоряжении был телескоп системы
Шмидта, позволяющий фотографировать области площадью несколь-
ко десятков квадратных градусов и дающий очень четкие изображе-
ния даже слабых звезд и галактик. Сравнивая фотографии одной об-
ласти неба, полученные с интервалом в несколько недель, легко заме-
тить появление новых звезд в галактиках, хорошо различимых на
снимках. Для фотографирования выбирались те области неба, на каж-
дом снимке которых оказывалось до нескольких десятков близких га-
лактик: это существенно повышало вероятность обнаружения сверх-
новых. В 1937 г. Бааде и Цвикки удалось открыть 6 сверхновых. Среди
них были довольно яркие звезды 1937С и 1937D.
352
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.2. Вальтер Бааде.
Рис. 10.3. Фриц Цвикки.
Здесь нужно пояснить систему обо-
значения сверхновых, которая за прошед-
шие годы претерпела некоторые измене-
ния. Самые первые объекты обознача-
лись как переменные звезды (например,
звезда Гартвига в Туманности Андромеды
была названа S Андромеды) или как обыч-
ные новые (Nova UMa 1912, Nova Leo
1914). Только в 1930-е гг. Цвикки предло-
жил сохраняющийся до сих пор принцип
присвоения обозначений: SN (сверхно-
вая), год открытия и буква латинского ал-
фавита, показывающая порядковый но-
мер сверхновой в данном году. Конечно,
таким способом можно было обозначить
только 26 сверхновых в год, но этого впол-
не хватало до конца 1980-х гг. Затем при-
шлось ввести вторую букву, и сейчас дей-
ствует такое правило: первые 26 сверхно-
вых обозначаются одной заглавной бук-
вой: SN 2008А, 2008В,... 2008Z, затем идут
комбинации из двух букв: 2008аа, 2008аЬ,
... 2008zz. Таким способом можно обозна-
чить до 702 сверхновых в год; сейчас чис-
ло открытий уже приближается к этому
пределу, так что вскоре потребуется оче-
редное изменение правил.
Сверхновые SN 1937С и 1937D достиг-
ли в максимуме соответственно 8™ и 12™.
Для них были получены кривые бле-
ска — зависимость изменения блеска от
времени — и большое количество спек-
трограмм. Этот материал на несколько десятилетий стал основным
для всех исследователей, пытавшихся разгадать причины вспышек
сверхновых.
К сожалению, вторая мировая война прервала так успешно начав-
шуюся программу наблюдений. Систематический поиск сверхновых
на Паломарской обсерватории возобновился только в 1958 г., но уже с
новым, более крупным телескопом системы Шмидта, позволявшим
фотографировать звезды до 22-23™. С 1960 г. к этой работе присоеди-
10.1. Наблюдения сверхновых
353
Рис. 10.4. Сверхновая
SN 2006dr типа 1а в
спиральной галакти-
ке NGC 1288, удален-
ной от нас на 200 млн
св. лет. Вспышка вид-
на слева от ядра га-
лактики.
Фото: VLT ESO.
нился ряд других обсерваторий в разных странах мира, где имелись
подходящие телескопы. В СССР такая работа велась на Крымской
станции ГАИШ, где установлен телескоп-астрограф с объективом диа-
метром 40 см и очень большим полем зрения — почти 100 квадрат-
ных градусов. Велась она и в Абастуманской астрофизической обсер-
ватории (Грузия) на телескопе Шмидта с входным отверстием 33 см.
Как в Крыму, так и в Абастумани было сделано немало открытий
сверхновых. Из других европейских астрономических центров наи-
большее число открытий приходилось на обсерваторию Асиаго в Ита-
лии, где работали два телескопа системы Шмидта. Но все же Паломар-
ская обсерватория оставалась лидером и по числу открытий, и по пре-
дельной звездной величине доступных для обнаружения звезд. Общи-
ми усилиями в 1960-х и 1970-х гг. открывали до 20 сверхновых в год, и
их суммарное число стало быстро расти. Сразу после открытия начи-
нались фотометрические и спектроскопические наблюдения на круп-
ных телескопах.
В 1974 г. умер Ф. Цвикки, и вскоре поиск сверхновых на Паломар-
ской обсерватории прекратился. Число открываемых сверхновых
уменьшилось, но с начала 1980-х гг. снова начало расти. Были начаты
новые программы поиска на южном небе — в обсерватории Серро эль
Робле в Чили; к тому же открывать сверхновые стали любители астро-
354
Глава 10. Сверхновые
номии. Оказалось, что с помощью небольших телескопов с объектива-
ми 20-30 см можно довольно успешно искать вспышки ярких сверх-
новых, систематически наблюдая визуально определенный набор га-
лактик. Наибольшего успеха достиг священник из Австралии Роберт
Эванс, которому удавалось с начала 1980-х гг. открывать до 6 сверхно-
вых ежегодно. Неудивительно, что астрономы-профессионалы шути-
ли о его «прямой связи с небесами».
В 1987 г. была открыта ярчайшая сверхновая нашего времени —
SN 1987А в галактике Большое Магелланово Облако, являющейся
спутником нашей Галактики и удаленной от нас всего на 55 кпк. В те-
чение некоторого времени эта сверхновая была видна даже невоору-
женным глазом, достигнув в максимуме блеска около 4т. Однако на-
блюдать ее можно было только в южном полушарии. Для этой сверх-
новой были получены уникальные по точности и продолжительности
ряды фотометрических и спектральных наблюдений, и сейчас астро-
номы продолжают следить, как развивается процесс превращения
сверхновой в расширяющуюся газовую туманность (рис. 10.5).
В середине 1980-х гг. стало ясно, что эпоха фотографии в астроно-
мии заканчивается. Стремительно совершенствовавшиеся ПЗС-прием-
ники во много раз превзошли фотографическую эмульсию по чувстви-
тельности и регистрируемому диапазону длин волн, практически не
уступая ей по разрешению. Изображение, полученное ПЗС-камерой,
можно было сразу увидеть на экране компьютера и сравнить с изобра-
жениями, полученными ранее, в то время как в эпоху фотографии про-
цесс проявления, сушки и сравнения занимал минимум сутки. Единст-
венное оставшееся преимущество фотопластинок — возможность фо-
тографирования больших областей неба — оказалось для поиска
сверхновых несущественным: телескоп с ПЗС-камерой может полу-
чить по отдельности изображения всех галактик, попадающих на фо-
топластинку, за время, сравнимое с фотографической экспозицией. По-
этому появились проекты полностью автоматизированного поиска
сверхновых: телескоп по программе наводится на выбранные галакти-
ки, делает экспозиции, и компьютер тут же сравнивает новые изобра-
жения с полученными ранее. Только если на последних снимках обна-
ружен новый объект, компьютер подает сигнал астроному, который и
выясняет, действительно ли зафиксирована вспышка сверхновой, или
это ложная тревога (метеор, самолет, искусственный спутник, частица
космических лучей и т. п.). В 1990-е гг. такая система, использующая
80-сантиметровый телескоп-рефлектор, начала работать в Ликской об-
серватории (Калифорния).
10.1. Наблюдения сверхновых
355
Рис. 10.5. Сверхновая 1987А. 1 — изучаемая область до вспышки. Звезда, кото-
рая вскоре взорвется (голубой сверхгигант Sanduleak -69° 202), отмечена стрел-
кой. 2 — та же область вскоре после вспышки. 3 — детальный снимок, получен-
ный в 1994 г. космическим телескопом «Хаббл». Яркая точка в центре — расши-
ряющийся плазменный шар из вещества взорвавшейся звезды; кольца вокруг
него — яркое центральное и два бледных вдвое большего размера — до сих пор
остаются загадкой: вероятно, это газ, выброшенный предсверхновой на раз-
ных стадиях ее эволюции за тысячи лет до вспышки и разогретый световой
волной от вспышки. Две яркие звезды вблизи тонких колец случайно видны в
проекции на эту область. 4 — так выглядели окрестности сверхновой спустя
12 лет после вспышки.
Доступность простых ПЗС-камер для любителей астрономии при-
вела к тому, что от визуальных наблюдений они тоже стали перехо-
дить к электронной регистрации изображений, при которой телеско-
пу с объективом диаметром 20-30 см становятся доступны звезды до
356
Глава 10. Сверхновые
18™ и даже 19™. Внедрение автоматизированного поиска и рост числа
любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помо-
щью ПЗС-камер, привели в конце 1990-х гг. к лавинообразному росту
числа открытий.
Тогда же на больших телескопах с диаметром зеркала 3-4 м был
начат поиск очень далеких и слабых сверхновых, а для слежения за
ними после открытия использовались крупнейшие телескопы с зерка-
лами 8-10 м, а также космический телескоп «Хаббл». Оказалось, что
исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24™,
могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Все-
ленной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных
самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 дале-
ких сверхновых!
В настоящее время за год открывается уже более 500 сверхновых
(в 2007 г. — 584), а общее число открытий приближается к 5000. По-
прежнему много сверхновых обнаруживается в ходе продолжения ав-
томатизированной программы поиска на Ликской обсерватории и лю-
бителями астрономии. Они используют ПЗС-камеры с небольшим по-
лем зрения и наблюдают только отдельные галактики. Создание круп-
ных ПЗС-детекторов и мозаик из нескольких детекторов позволяет
осуществлять обзоры, покрывающие значительные площади на небе.
При этом можно открывать много сверхновых, причем иногда поиск
сверхновых является основной целью программы, а иногда — ее по-
бочным продуктом. Наиболее продуктивным для открытия сверхно-
вых оказался Слоановский цифровой обзор неба (SDSS).
Почти для всех сверхновых, открываемых в настоящее время, уда-
ется получить хотя бы один спектр, и для многих известны кривые бле-
ска (в этом также велика заслуга любителей астрономии). Так что объ-
ем доступного для анализа наблюдательного материала очень велик,
и, казалось бы, все проблемы относительно природы этих грандиоз-
ных явлений должны быть решены. К сожалению, пока это не так.
Рассмотрим подробнее основные вопросы, встающие перед иссле-
дователями сверхновых, и наиболее вероятные на сегодняшний день
ответы на них.
10.1.2. Классификация сверхновых, их кривые блеска и спектры
Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления,
необходимо иметь по возможности полное представление о его на-
блюдаемых проявлениях. Первый шаг при исследовании любого ново-
го явления — классификация собранных данных. Перед исследовате-
10.1. Наблюдения сверхновых
357
лями сверхновых встал вопрос — одинаковы ли все вспышки, а если
нет, то насколько различаются и поддаются ли классификации. Уже
первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существен-
ные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 г. американский ас-
троном Рудольф Минковский (1895-1976) предложил разделить сверх-
новые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес
сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спек-
тры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распростра-
ненного во Вселенной элемента — водорода — совершенно отсутство-
вали. Весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не
поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая его часть была
очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых
показали некоторое сходство с «обычными» новыми звездами из-за
присутствия очень интенсивных эмиссионных линий водорода, а ульт-
рафиолетовая часть спектра была яркой.
Спектры сверхновых I типа оставались загадочными до середины
1960-х гг. Дело сдвинулось с мертвой точки после того, как москов-
ский астроном Юрий Павлович Псковский показал, что полосы в спек-
трах — это не что иное, как участки непрерывного спектра между ши-
рокими и довольно глубокими линиями поглощения. В спектрах
сверхновых I типа был отождествлен ряд линий поглощения, прежде
всего — наиболее интенсивные линии однократно ионизованных каль-
ция и кремния. Эти линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра
из-за эффекта Доплера в расширяющейся оболочке. Отождествить
все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как
они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомя-
нутых кальция и кремния удалось идентифицировать линии магния,
железа и некоторых других элементов.
Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в
оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет
водорода, в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти та-
кой же, как у солнечной атмосферы. Скорость расширения оболо-
чек — от 5000 до 20 000 км/с, температура фотосферы в период макси-
мума блеска - от 10 000 до 20 000 К. После взрыва температура быст-
ро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5000-6000 К.
У сверхновых разных спектральных типов обнаружилось и разли-
чие кривых блеска. У объектов I типа все кривые очень похожи: имеют
характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, ко-
торый длится не более 2-3 суток и сменяется быстрым падением бле-
ска на 3™ за 25-40 суток. Затем наступает фаза медленного ослабле-
358
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.6. Спектр сверхновой SN 1998bu типа 1а вблизи максимума блеска
(из архива данных о сверхновых Астрофизического центра Гарвардского
университета). Глубокая линия поглощения на волне около 6100 А принад-
лежит однократно ионизованному кремнию.
ния блеска, практически линейного в шкале звездных величин, что со-
ответствует экспоненциальному ослаблению светимости. У сверхно-
вых II типа кривые блеска оказались гораздо более разнообразными.
Некоторые оказались похожи на кривые блеска сверхновых I типа,
только с более медленным и продолжительным падением блеска до на-
чала линейного «хвоста», у других сразу после максимума начинается
участок почти постоянного блеска — так называемое плато, которое
может продолжаться до 100 суток, затем блеск резко падает и выхо-
дит на линейный «хвост».
Все ранние кривые блеска были получены на основании фотогра-
фических наблюдений в так называемой фотографической системе
звездных величин, соответствующей чувствительности обычных фото-
пластинок (интервал длин волн 3500-5000 А). Но уже использование в
дополнение к ней фотовизуальной системы (5000-6000 А) позволило
получить важные сведения об изменении показателя цвета сверхно-
вых: оказалось, что после максимума сверхновые обоих типов непре-
рывно краснеют, то есть максимум в распределении излучения сдвига-
ется в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на
10.1. Наблюдения сверхновых
359
Рис. 10.7. Спектр сверхновой SN 1999ет типа ПР. Наиболее сильные линии при-
надлежат водороду и имеют характерный профиль типа Р Cyg: на эмиссион-
ные линии наложены смещенные в голубую сторону линии поглощения. По
оси ординат отложен логарифм интенсивности излучения. Спектр из архива
Астрофизического центра Гарвардского университета.
стадии линейного падения блеска и может даже смениться поголубе-
нием излучения. Кроме того, сверхновые I и II типов различались по ти-
пам галактик, в которых они вспыхивают. Сверхновые типа II обнару-
жены только в спиральных галактиках, где в нашу эпоху продолжают
формироваться звезды и присутствуют как старые звезды малой мас-
сы, так и молодые, массивные, короткоживущие (всего несколько мил-
лионов лет) звезды. Сверхновые I типа вспыхивают как в спиральных,
так и в эллиптических галактиках, где, как считается, интенсивного об-
разования звезд не происходит уже миллиарды лет.
В таком виде классификация сверхновых сохранялась до середи-
ны 1980-х гг. Затем внедрение электроники привело к быстрому коли-
чественному и качественному росту наблюдательного материала. Но-
вая аппаратура позволила получать спектрограммы для слабых, не-
доступных прежде объектов, с гораздо большей точностью опреде-
лять интенсивность и ширину линий, регистрировать более слабые
линии в спектрах. ПЗС-приемники, инфракрасные детекторы и прибо-
ры, установленные на космических аппаратах, позволили наблюдать
360
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.8. Кривые блеска сверхновой la 2003du в фильтрах U, В, V, R и I;
т — звездная величина, t — время после максимума блеска. Данные в
разных диапазонах нанесены разными символами, и во избежание пере-
крытия точки здесь и далее смещены вверх или вниз на величины, ука-
занные на рисунке.
сверхновые в широком диапазоне спектра — от ИК до далекого УФ, а
также в гамма-, рентгеновском и радиодиапазоне. В результате казав-
шаяся незыблемой «двоичная» классификация сверхновых стала бы-
стро изменяться и усложняться.
Оказалось, что группа сверхновых I типа далеко не так однород-
на, как думали. В их спектрах обнаружились существенные разли-
чия, из которых наиболее значительное касается интенсивности ли-
нии однократно ионизованного кремния с длиной волны около
6100 А. У большинства сверхновых I типа эта линия поглощения в пе-
риод максимума блеска является самой заметной деталью в спектре,
однако у некоторых она практически отсутствует, а наиболее интен-
сивными оказываются линии поглощения гелия. Эти сверхновые по-
10.1. Наблюдения сверхновых
361
Рис. 10.9. Кривые блеска сверхновой SN 1999ет типа П-Р в фильтрах
U, В, V, R и I. Продолжительность стадии плато, которая наиболее чет-
ко видна в фильтрах V, R и I, около 100 суток.
лучили обозначение 1b, а «классические» сверхновые I типа стали обо-
значать как 1а.
В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых 1b отсутст-
вуют и линии гелия, их назвали типом 1с. Эти новые типы сверхновых
отличаются от «классических» 1а кривыми блеска, которые оказались
довольно разнообразными, хотя по форме они напоминают тип 1а.
Сверхновые типов 1b и 1с (вместе их обозначают как Ib/c) оказались
также источниками радиоизлучения. Все они обнаруживаются в спи-
ральных галактиках, в областях, где, по всей видимости, недавно про-
исходило образование звезд и в настоящее время еще существуют
достаточно массивные звезды.
Особый интерес сверхновые этого типа привлекли к себе после
1998 г., когда на месте гамма-всплеска (см. раздел 9.10) была замечена
SN 1с 1998bw (т. е. сверхновая типа 1с с порядковым номером 1998bw).
К тому же она оказалось необычной: ее светимость в максимуме дос-
362
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.10. Кривые блеска сверхновой SN 1998S типа IIL в полосах В, V, R, I
тигала —19,4™, а линии в спектре оказались значительно более широ-
кими, чем у обычных SN 1с. Это свидетельствовало о большой скоро-
сти расширения оболочки и о большой энергии взрыва, для которой
была получена оценка 5 • 1045 Дж (5 • 1052 эрг), т. е. почти на порядок
больше обычной энергии сверхновых. Подобные сверхновые стали на-
зывать «гиперновыми», и к этому классу уже относят несколько SN 1с,
определенно связанных с гамма-всплесками.
Кривые блеска сверхновых 1а в красном и инфракрасных диапазо-
нах спектра (полосы R, I, J, Н, К) сильно отличаются от исследовав-
шихся ранее кривых в полосах В и V. Если на кривой в фильтре R за-
метно плечо через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более
длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй макси-
мум. Однако у некоторых сверхновых типа 1а этот второй максимум
отсутствует. Такие сверхновые отличаются также красным цветом в
максимуме блеска, пониженной светимостью, быстрым падением
10.1. Наблюдения сверхновых
363
Рис. 10.11. Спектр сверхновой SN 2001В типа 1b. Линия кремния около 6200 А
значительно слабее линии гелия около 5700 А. Спектр из архива Астрофизиче-
ского центра Гарвардского университета.
блеска и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой
сверхновой была SN 1991bg, и подобные ей объекты пока называют-
ся пекулярными сверхновыми 1а или «сверхновыми типа 1991bg».
Еще одна разновидность сверхновых 1а, наоборот, отличается повы-
шенной светимостью в максимуме. Для нее характерны меньшая ин-
тенсивность линий поглощения в спектрах и медленное падение бле-
ска, прототип — SN 1991Т. В последние годы было открыто несколько
SN 1а, не укладывающихся и в эту расширенную схему. Так, у SN
2000сх наблюдались спектральные признаки подтипа 1991Т - очень
быстрый рост светимости и довольно медленное ее падение, однако
светимость в максимуме была пониженной. Еще более необычной
оказалась SN 2002сх: спектр в период максимума похож на SN 1991Т,
медленное падение блеска, особенно в полосах R и I, очень низкая
светимость. У SN 20021с в спектре наряду с типичными признаками
SN 1а наблюдались линии водорода, что было интерпретировано как
взаимодействие выброшенного при взрыве вещества с околозвезд-
ной оболочкой.
364
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.12. Кривые блеска сверхновой SN 2002ар типа 1с в фильтрах U, В, V, R, I.
Классификация SN 1а имеет особое значение, так как эти сверхно-
вые широко используются как «стандартные свечи» для определения
шкалы внегалактических расстояний и космологических исследова-
ний. Средняя абсолютная величина SN 1а в максимуме блеска — око-
ло -19,4™, а ее дисперсия довольно мала, около 0,4™, к тому же сущест-
вует соотношение между светимостью в максимуме и скоростью па-
дения блеска, впервые обнаруженное Ю. П. Псковским и подтвержден-
ное М. Филлипсом. Для «нормальных» SN 1а эта зависимость почти ли-
нейная — медленно слабеющие сверхновые имеют большую свети-
мость. Применение этой зависимости позволяет уменьшить диспер-
сию абсолютных величин до 0,2™, однако для этого в выборке не
должно быть пекулярных сверхновых. К тому же эта зависимость ус-
тановлена для близких сверхновых, и неизвестно, справедлива ли она
для далеких (т. е. более старых объектов).
Сверхновые II типа еще в 1970-е гг. были разделены по форме кри-
вых блеска на линейные (IIL) и имеющие плато (ПР). В дальнейшем ста-
10.1. Наблюдения сверхновых
365
О 1ООО 2000 3000 t, сутки
Рис. 10.13. Кривые блеска в фильтрах U, В, V, R, I пекулярной сверхновой
II типа SN 1987А. Падение блеска прослежено на протяжении более 3000
суток, в то время как для большинства более далеких сверхновых удает-
ся получать данные только за первые 100-300 суток после вспышки. На-
несены линии, показывающие ожидаемую скорость падения блеска, ес-
ли источником энергии служит распад изотопов кобальта 56Со и 57Со.
Поскольку блеск представлен в звездных величинах, экспоненциальные
кривые радиоактивного распада выглядят здесь прямыми.
ли обнаруживать все больше сверхновых II типа, показывающих те
или другие особенности в кривых блеска и спектрах. Так, по кривым
блеска резко отличаются от других сверхновых II типа две самые яр-
кие сверхновых последних десятилетий: SN1987A и SN1993J. Обе име-
ли два максимума на кривых блеска: после вспышки блеск быстро па-
дал, потом начинал снова расти и лишь после второго максимума на-
чиналось окончательное ослабление светимости. В отличие от сверх-
новых 1а, второй максимум у них наблюдался во всех диапазонах спек-
тра, причем для SN 1987А он был гораздо ярче первого в более длинно-
волновых диапазонах. Сверхновая 1993J показала также особенности
366
Глава 10. Сверхновые
Му
-22
-20
-18
-16
-14
-12
200
300 t, сутки
Рис. 10.14. Кривые блеска некоторых сверхновых II типа в абсолютных
звездных величинах. Представлены самые яркие сверхновые последнего
времени, а также SN 2006gy — сверхновая Пп с наибольшей светимостью,
и одна из самых слабых - SNIIP 1999Ьг. Хорошо видно разнообразие
форм кривых блеска и огромный разброс по светимости.
спектральной эволюции: если сразу после взрыва в ее спектре домини-
ровали линии водорода, то через несколько недель они стали ослабе-
вать и появились линии гелия, похожие на наблюдавшиеся у SN 1b.
Сверхновая 1993J стала прототипом для еще одного класса — SN ПЬ.
Среди спектральных особенностей довольно частым и заметным
является присутствие наряду с широкими эмиссионными линиями,
характерными для расширяющихся оболочек, также системы узких
линий излучения или поглощения. Это явление, скорее всего, связано
с присутствием плотной оболочки, окружающей звезду перед вспыш-
кой, такие сверхновые получили обозначение Пп. К типу Пп принадле-
жат сверхновые II с самой высокой светимостью, которая к тому же
очень медленно ослабевает. Часто они остаются яркими в течение бо-
10.1. Наблюдения сверхновых
367
лее двух лет! К этому типу принадлежит и сверхновая 2006gy — абсо-
лютный рекордсмен по светимости среди всех сверхновых. Ее абсо-
лютная величина достигла почти -22™. А самые слабые сверхновые —
SN 1997D и 1999Ьг — имели максимальную светимость всего от -13™
до -14™. Таким образом, разброс светимости SN II достигает почти
4 тысяч раз!
Очевидно, что классификация сверхновых, основанная на спек-
тральных и фотометрических признаках, становится все более запу-
танной и не отражает физических причин взрыва. Поэтому наряду с
классификацией по внешним проявлениям принято также разделять
сверхновые по механизму взрыва на термоядерные (взрывы белых
карликов, к которым относятся SN 1а и их подтипы) и гравитацион-
ные (взрывы, обусловленные коллапсом ядра массивной звезды —
SN И, SN Ib/c). Строение внешних слоев массивной звезды перед взры-
вом может быть разным: если взрывается звезда-сверхгигант, сохра-
нившая богатую водородом оболочку, то наблюдается SN II, если обо-
лочка полностью или частично потеряна в результате звездного вет-
ра или под влиянием близкого соседа в двойной системе, то наблюда-
ется SN 1b или 1с. Промежуточные случаи дают SN ПЬ. А если незадол-
го до взрыва произошла интенсивная потеря массы звездой, то на-
блюдаются SN Пп.
Термоядерные взрывы белых карликов должны быть более похо-
жими, однако здесь возможны различия как в строении околозвезд-
ной среды, так и в механизме и причинах взрыва: он может быть вы-
зван либо аккрецией на белый карлик вещества с его спутника, либо
слиянием двух белых карликов. Нельзя исключить и других механиз-
мов взрыва, особенно для очень массивных звезд.
Обнаружение в астрономических архивах изображений предсверх-
новых (т. е. звезд, взрывы которых порождают явление сверхновой)
очень важно для проверки теоретических моделей взрывов. Наиболее
известно отождествление предсверхновой SN 1987А с голубым сверхги-
гантом Sk-69° 202. В последние годы было обнаружено также несколь-
ко предсверхновых SN ПР, которые, как и предсказывает теория, оказа-
лись красными сверхгигантами с массами от 9 до 14 М@. К сожалению,
пока нет достоверных отождествлений предсверхновых 1а и Ib/c.
10.1.3. Статистика сверхновых
Насколько часто вспыхивают сверхновые и каким образом они рас-
пределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статисти-
ческие исследования.
368
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.15. Рентгеновское изображение ос-
татка вспышки сверхновой на месте мощ-
ного радиоисточника Кассиопея A (Cas А),
на расстоянии около 3 кпк от Солнца. Раз-
мер кадра 7,3'х6,4', что соответствует ли-
нейному размеру 6,4 х 5,6 пк.
Снимок космической обсерватории «Чандра»
(NASA), 2004 г.
Ответить на первый во-
прос, казалось бы, несложно:
нужно достаточно долго на-
блюдать за несколькими га-
лактиками, подсчитать взо-
рвавшиеся в них сверхновые и
разделить их число на время
наблюдений. Но оказалось,
что длительность регулярных
наблюдений еще слишком ма-
ла для того, чтобы делать опре-
деленные выводы в отноше-
нии отдельных галактик: в
большинстве из них наблюда-
лись одна-две вспышки. Прав-
да, в некоторых галактиках
уже зарегистрировано доволь-
но большое число сверхно-
вых: рекордсмен — спираль-
ная галактика NGC 6946 в Це-
фее, в которой с 1917 г. их открыто 9. Однако и эти данные не дают точ-
ных сведений о частоте вспышек. Во-первых, неизвестно полное время
наблюдений за этой галактикой. Во-вторых, почти одновременные
для нас вспышки на самом деле могли быть разделены довольно боль-
шими промежутками времени: ведь свет от разных областей галакти-
ки проходит до нас разный путь, а время прохождения им этой звезд-
ной системы намного больше, чем 90 лет наших наблюдений. Поэтому
пока мы не можем заключить, что средний темп вспышек сверхновых
в галактике NGC 6946 равен одной в десятилетие. Возможно, это эф-
фект случая.
Пока мы можем получить только оценку средней частоты вспы-
шек у некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо ис-
пользовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблю-
дение увеличивает эффективное время слежения за отдельной галак-
тикой, которое зависит от расстояния до нее, от предельной звездной
величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для
сверхновых разных типов эффективное время наблюдения одной и
той же галактики будет разным. Для примера предположим, что в не-
которой галактике в случайные моменты времени взрываются сверх-
новые двух типов — А и Б. У вспышки типа А спад блеска происходит
10.1. Наблюдения сверхновых
369
Центр Галактики.
О '*
Chandra & VIA 2 MASS
Рис. 10.16. Слева: остаток вспышки сверхновой, обнаруженный на месте ра-
диоисточника G1.9+0.3 в Стрельце. Диффузное свечение в центре «арки» —
изображение, полученное в 1985 г. радиоинтерферометром VLA. Клочковатые
области справа и слева — рентгеновское изображение, полученное в 2007 г.
космической обсерваторией «Чандра» (NASA). Сравнение их размеров позво-
лило определить скорость расширения остатка — около 15 000 км/с. Справа:
снимок в ближнем ИК-диапазоне области в Стрельце размером 5', где располо-
жен G1.9+0.3 (квадратик в левой части снимка).
так медленно, что она остается заметной для нашего телескопа в тече-
ние 1,5 месяцев, а вспышка типа Б гаснет быстрее и остается замет-
ной для телескопа лишь в течение 0,5 месяца. Если мы фотографиру-
ем эту галактику один раз в месяц, то не пропустим ни одной вспыш-
ки типа А, но не заметим половину вспышек типа Б. Поэтому эффек-
тивное время наблюдений в этом обзоре для двух указанных типов
вспышек будет различаться вдвое.
Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно прини-
мать во внимание их различие по массе и светимости, а также по мор-
фологическому типу. В настоящее время принято нормировать резуль-
таты на светимость галактик и объединять данные только для галак-
тик близких типов. Последние работы, основанные на объединении
данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие резуль-
таты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые
типа 1а, причем в «средней» галактике со светимостью Ю1О£0 одна
сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В средней спиральной
галактике такой же светимости сверхновые 1а вспыхивают с чуть бо-
лее высокой частотой, однако к ним добавляются вспышки сверхно-
вых типов II и Ib/c, так что общая частота вспышек в спиральной га-
лактике — примерно раз в 100 лет. Частота вспышек приблизительно
пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галакти-
ках она значительно выше.
370
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.17. Положение в диске Галактики предпо-
лагаемых остатков сверхновых, вспыхнувших за
последние 2000 лет.
В нашей Галакти-
ке - а это довольно
крупная спиральная сис-
тема — можно ожидать
одну вспышку в сред-
нем за 50 лет. Однако из-
вестно, что за последнее
тысячелетие наблюда-
лось только четыре га-
лактических сверхно-
вых. Нет ли здесь проти-
воречия? Оказывается,
нет — ведь большая
часть Галактики закры-
та от нас газово-пылевы-
ми облаками, так что ви-
зуально заметить уда-
лось лишь те сверхно-
вые, которые взорва-
лись в окрестности
Солнца, составляющие малую часть Галактики. Предпринятые в по-
следние годы наблюдения в разных диапазонах спектра позволили
выявить остатки вспышек сверхновых, не замеченные визуально. На-
пример, ярчайший радиоисточник на небе — Кассиопея А, оказался
остатком вспышки сверхновой, которая должна была наблюдаться
330 лет назад, но не была замечена. Еще более современный остаток
связан с радиоисточником G1.9+0.3 в Стрельце: эту вспышку мы долж-
ны были бы увидеть 140 лет назад, если бы место взрыва не находи-
лось в районе центра Галактики. Оттуда оптическое излучение до Зем-
ли практически не доходит.
В последнее время наибольшее внимание привлекает исследова-
ние зависимости частоты вспышек сверхновых от красного смеще-
ния, ставшее возможным после осуществления нескольких программ
поиска далеких сверхновых. Показано, что с увеличением красного
смещения z частота вспышек SN 1а сначала растет примерно в 5-8
раз от z = 0 до z = 0,7, а затем понемногу падает. Частота сверхновых,
взрывающихся из-за коллапса ядер звезд, увеличивается примерно
втрое при изменении z от 0 до 0,25. Увеличение частоты вспышек
сверхновых с ростом z объясняется более высоким темпом звездооб-
разования в прошлом.
10.1. Наблюдения сверхновых
371
Как распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока
можно исследовать только сводные распределения, приведенные к не-
которой «объединенной» галактике, например распределение мест
вспышек по расстоянию от центра галактики или их распределение
относительно характерных деталей структуры спиральных галактик
(у эллиптических галактик структуры нет). К этим деталям относятся
в первую очередь спиральные рукава. В близких галактиках хорошо
видны также области активного звездообразования, выделяемые по
облакам ионизованного водорода, - области Н II, или же по скоплени-
ям ярких голубых звезд — ОВ-ассоциации.
По мере роста числа открытых сверхновых исследования их про-
странственного распределения проводились не раз и дали следующие
результаты.
Распределения сверхновых разных типов по расстоянию от цен-
тра галактики во внешних областях галактик мало различаются меж-
ду собой и сходны с распределением общей светимости: поверхност-
ная плотность падает от центра к краю по экспоненциальному зако-
ну. Различия между типами сверхновых проявляются в распределе-
нии в центральных областях галактик: плотность SN 1а в самом цен-
тре падает, в то время как плотность SN Ib/c растет, a SN II — остается
примерно постоянной.
Различается и распределение разных типов сверхновых относи-
тельно областей звездообразования: к спиральным рукавам концен-
трируются сверхновые всех типов, но к областям Н II — только сверх-
новые типов II и Ib/c. Можно заключить, что время жизни звезды,
дающей вспышку типа II или Ib/c, — от 106 до 107 лет, а для типа 1а —
около 108 лет. Однако сверхновые типа 1а наблюдаются и в эллиптиче-
ских галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 109 лет.
Скорее всего, имеется два возможных пути эволюции предсверх-
новых 1а: при одном взрыв наступает сравнительно быстро, а во вто-
ром случае возможна длительная эволюция, вплоть до времени, срав-
нимого с возрастом Вселенной. В спиральных галактиках преоблада-
ют «молодые» SN 1а, а в эллиптических — «старые», хотя возможно,
что в некоторых эллиптических галактиках все-таки происходит сла-
бое звездообразование и, следовательно, в небольшом количестве
присутствуют молодые звезды. Некоторое различие средних характе-
ристик SN 1а в спиральных и эллиптических галактиках все же наблю-
дается: SN 1а с медленным падением блеска и высокой светимостью
почти не встречаются в эллиптических галактиках, что подтверждает
высказанную выше гипотезу.
372
Глава 10. Сверхновые
10.2. Физика сверхновых
10.2.1. Сверхновая как физический объект
Из анализа наблюдений, описанных в предыдущих разделах, стало по-
нятно, что явление сверхновой относится к разряду наиболее силь-
ных взрывов во Вселенной: кинетическая энергия выброса Е ~ 1051 эрг
(1046 Дж). Известный физик-ядерщик Ганс Бете предложил принять
это типичное значение за единицу энергии: Е = 1051 эрг = 1 foe (от
англ. 1051 erg = ten to the Fifty One Ergs). Сейчас часто пишут также,
что Е = 1051 эрг = 1 бете.
Энергию взрыва узнают следующим образом. Из ширины спек-
тральных линий следует скорость движения газа в атмосфере до
v~ 104 км/с и выше. Из моделирования кривых блеска, т. е. зависимо-
стей L(f), получается масса выброса от ~1 М® до десятков М0. От-
сюда следует оценка кинетической энергии выброса Меу2/2 с харак-
терным значением Е ~ 1 бете для всех типов сверхновых (la, Ib/c, IIP, IIL,
Пп), хотя известны и отклонения примерно на порядок вверх и вниз от
среднего. Эта энергия в течение десятков тысяч лет после взрыва дис-
сипирует в межзвездной среде, нагревает ее, генерируя рентгеновское
излучение и космические лучи, т. е. порождает газовый остаток сверх-
новой. Этот выброс обогащает среду тяжелыми элементами. Ударные
волны сгребают межзвездное вещество в плотные облака, что, возмож-
но, приводит к рождению очередного поколения звезд.
Благодаря использованию новейших методов астрофизики полу-
чен большой объем наблюдательного материала о сверхновых во всех
диапазонах электромагнитного излучения — от радио- до рентгенов-
ского. Были зарегистрированы и первые неэлектромагнитные сигна-
лы — нейтрино от SN 1987А. Тем не менее механизмы взрывов сверхно-
вых до сих пор остаются не до конца понятыми. В последние годы поя-
вились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков
(см. главу 9) со сверхновыми.
Традиционная астрономическая классификация, описанная выше,
делит сверхновые на два типа: SN I (без водородных линий в спектре
вблизи максимума блеска) и SN II (с водородными линиями). Эта клас-
сификация опирается на внешние проявления вспышки, тогда как
взрыв происходит в самых глубоких недрах звезды. Вообще говоря,
теория может объяснить кривые блеска и спектры многих сверхновых,
не зная деталей глубинного взрыва. Это так называемая внешняя зада-
ча теории сверхновых. Здесь теоретик должен объяснить, как энергия
взрыва преобразуется в свет, какие физические процессы поддержива-
10.2. Физика сверхновых
373
ют мощное свечение сверхновой (равное миллиардам светимостей
обычных звезд!) в течение довольно долгого времени. Но еще более ин-
тересна (и пока до конца не решена) внутренняя задача физики сверх-
новых. Теоретики предлагают различные объяснения источнику энер-
гии взрывов, ищут их механизмы. Физическая классификация (по ме-
ханизму взрыва) может объединять сверхновые разных типов в одну
группу и, наоборот, подразделять один тип на разные классы взрывов.
Попробуем в этом разобраться. Начнем с внешней задачи. Истори-
чески так и было: астрофизики-теоретики научились воспроизводить
основные наблюдательные свойства сверхновых в видимом свете, еще
почти ничего не зная о механизмах взрыва.
10.2.2. Внешняя задача: как рождается свет сверхновой
Тепло (энтропия) от радиоактивности. Видимый свет сверхновых
порождается разными способами. Важно не только произвести гран-
диозный взрыв, но и поддерживать плазму в горячем состоянии. Как
известно, температура реликтовых фотонов всего 2,7 К, но мы гово-
рим, что живем в горячей Вселенной. Почему? Потому что, хотя ре-
ликтовые фотоны при такой низкой температуре очень мягкие, их
очень много — сотни миллионов на каждый барион Вселенной. Физи-
ки говорят, что удельная энтропия Вселенной велика. Именно энтро-
пия, а не температура является мерой «горячести» Вселенной.
Сверхновые типа 1а начинают расширение с радиуса вырожденно-
го карлика, который меньше радиуса Земли. Термоядерный взрыв на-
гревает вещество до десятка миллиардов кельвинов: казалось бы, это
горячо, но на самом деле холодно, если посмотреть на энтропию. За 10
дней расширение со скоростью ~104 км/с приводит к радиусу около
1015 см. Если бы вначале преобладал фотонный газ с показателем
адиабаты у = 4/3, то адиабатическое расширение привело бы к паде-
нию температуры по закону Т ос р7"1 ос /?-1, потому что р ос М/R3, так
что первоначальная температура снизилась бы в миллион раз. Но на
самом деле изначально фотонов совсем немного относительно барио-
нов, поэтому у близко к 5/з, и Т упадет еще на несколько порядков (за-
кон падения близок к Г ос R~2). Вместо яркой сверхновой будет холод-
ное темное облако. Частицы летят с большой скоростью, но это движе-
ние строго упорядоченное, не хаотическое, столкновения атомов и
электронов редки, и свет не производится.
Для производства света нужен дополнительный источник нагре-
ва, хаоса (т. е. источник энтропии). К счастью, такой источник естест-
венным путем возникает при термоядерном взрыве вырожденных
374
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.18. Светимость L и тем-
пература Т в зависимости от
массы расширяющейся обо-
лочки (Мг) внутри каждого
сферического слоя сверхно-
вой. Здесь масса играет роль
радиальной координаты, воз-
растая к периферии звезды.
Значение Мг = 0 принято на
внутреннем крае выброса,
без учета плотного звездного
остатка. Полная масса пред-
сверхновой 15М©, радиус
450 Rq. Рядом с каждой кри-
вой указано время в сутках
карликов, состоящих из смеси углерода и кислорода. Взрыв произво-
дит значительное количество радиоактивного 56Ni, который распада-
ется по цепочке 56Ni 56Со 56Fe. Яркий свет SN 1а производится
примерно половиной солнечной массы 56Ni и продуктов его распада.
Однако некоторый вклад радиоактивности явно присутствует в позд-
них кривых блеска сверхновых и типа II, а у знаменитой SN 1987А в
Большом Магеллановом Облаке радиоактивность была важна даже
вблизи максимума излучения, 3 месяца спустя после взрыва. Для это-
го было достаточно лишь 0,07 Мо никеля-56.
Первый этап, т. е. распад 56Ni 56Со, происходит с характерным
временем около недели и «питает» первоначальный рост светимости
SN I до максимума блеска (рис. 10.22), а второй этап, т. е. переход
56Co->56Fe, имеет время распада примерно 4 месяца и обеспечивает
10.2. Физика сверхновых
375
Рис. 10.19. Температура в зависимости от расстояния Модель та же,
что и на предыдущем рисунке. Видно, что фотосфера остается почти
на одном радиусе.
светимость на «хвосте» кривой блеска иногда в течение нескольких
лет (причем не только у SN I, но и у многих SN II).
• Ударные волны рождают свет. Если упорядоченный быстро ле-
тящий поток холодного газа сталкивается с другим потоком (или по-
коящимся облаком) газа, то возникает ударная волна, на фронте кото-
рой порядок переходит в хаос, т. е. рождается энтропия. Это хороший
источник света для сверхновых, окруженных перед взрывом протяжен-
ной атмосферой или околозвездной оболочкой. В момент коллапса яд-
ра водородные оболочки звезд-сверхгигантов простираются на сотни
и тысячи солнечных радиусов. Время распространения ударной волны
от ядра по такой оболочке велико (от ~104 с у SN 1987А до ~107 с и
больше у SN Ип). При выбегании ударной волны в прозрачные слои
происходит мощная короткая вспышка жесткого излучения, но глав-
ное — ударная волна нагревает все тело звезды. Она создает резервуар
энтропии, поддерживающий фотонную светимость несколько меся-
цев. Снижение температуры в этом резервуаре при адиабатическом
расширении до J? ~ 1015 см невелико, так как исходный радиус был ог-
ромным.
376
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.20. Кривые блеска SN 1999ет. Линиями показаны теоретиче-
ские кривые в модели Бакланова и др. (2005) для расстояния
12,38 Мпк, значками — наблюдения.
Если взрыв развивается в звездном ядре в течение нескольких се-
кунд, то он производит ударную волну, распространяющуюся к по-
верхности звезды за несколько часов или даже дней. Многие подроб-
ности взрыва при этом «забываются», а ударная волна нагревает все
тело звезды. Горячее вещество расширяется сначала за ударной вол-
ной, а после ее выбегания на поверхность, когда ударная волна исчеза-
ет, переходит в режим свободного разлета. SN II светит затем несколь-
ко месяцев благодаря теплу, запасенному в теле звезды в результате
распространения давно исчезнувшей ударной волны.
Формирование плато на кривой блеска. Физика свечения на ста-
дии плато кривой блеска аналогична физике волны охлаждения и ре-
комбинации в «файерболлах» — огненных шарах, возникающих при
сильных (ядерных) взрывах в земной атмосфере. Поскольку детали
взрыва не важны для объяснения блеска сверхновых, успешная коли-
чественная теория свечения SNII была разработана В. С. Имшенни-
ком, Д. К. Надёжиным и Э. К. Грасбергом в 1960-е гг. Формирование пла-
10.2. Физика сверхновых
377
то объясняется движением фронта рекомбинации в богатых водоро-
дом внешних слоях выброса. Рекомбинировавшее вещество практиче-
ски прозрачно для видимых фотонов. Хотя фронт движется внутрь по
веществу, т. е. по лагранжевой координате (для сферической звезды
это масса барионов Мг внутри радиуса г — см. рис. 10.18 и 10.19), этот
фронт почти не движется по пространству: само вещество летит нару-
жу с большой скоростью. Таким образом, радиус рекомбинационного
фронта г почти постоянен, а его температура Т фиксирована условия-
ми рекомбинации: она остается на уровне ~5 • 103 К для SN II. По зако-
ну Стефана—Больцмана полный поток пропорционален T4r2 ® const, а
это и есть плато. Позже диффузия фотонов из внутренних слоев стано-
вится все более важной, и поток все больше определяется другими ис-
точниками энтропии, такими как радиоактивные распады.
Следует отметить, что из-за огромного радиуса предсверхновых
типа II детали взрыва не важны для моделирования кривых блеска на
стадии плато (кроме случаев, когда взрыв сильно несферический).
Это очень важно для космологических приложений SNe II.
10.2.3. Внутренняя задача: откуда берется энергия взрыва
Любое энерговыделение в звездах (не только взрывное, но и спокой-
ное, квазистационарное) по закону сохранения энергии возможно
только за счет снижения какой-либо потенциальной энергии. На глав-
ной последовательности происходит слияние нуклонов из «рыхлого»
состояния в виде водорода в тесно связанные ядра гелия. Потенциаль-
ная энергия удаленных друг от друга ядер водорода — протонов — вы-
деляется в виде кинетической энергии других частиц, в виде света и
нейтрино. На следующих стадиях горения в реакциях синтеза углеро-
да и кислорода происходит выделение потенциальной энергии уда-
ленных друг от друга ядер гелия и т. д. Идут термоядерные реакции
синтеза тяжелых элементов из легких вплоть до образования железа.
У железа самая низкая потенциальная яма относительно ядерных
сил, и более тяжелые ядра без затрат энергии уже не образовать. Эти
идеи, высказанные в 1920-е и 1930-е гг. (А. Эддингтон, Ф. Хоутерманс,
Г. Бете и др.) привели к современной теории эволюции звезд, описан-
ной в главе 5.
Но есть и другая потенциальная энергия — гравитационная, кото-
рая выделяется при падении любого тела, например, на твердую по-
верхность Земли (в виде тепла, звукового хлопка и т. п.). Как мы зна-
ем, именно такой источник свечения звезд рассматривали еще в
XIX в. Кельвин и Гельмгольц. Л. Д. Ландау долго считал, что внутри
378
Глава 10. Сверхновые
большинства обычных звезд «живет» нейтронная звезда. Падение
плазмы на эту нейтронную звезду могло бы дать много энергии. Ведь
потенциальная энергия любой массы, удаленной от нейтронной звез-
ды, в десяток раз больше потенциальной энергии ядерных сил: термо-
ядерные реакции приводят к выделению менее одного процента мас-
сы участвующих в синтезе частиц, а гравитация может превратить де-
сятки процентов массы в излучение.
Термоядерный синтез в обычных звездах не приводит к взрыву, а
идет в виде устойчивого горения, так как любой избыток поглощен-
ной энергии тратится на работу по подъему вещества в поле гравита-
ции звезды, т. е. на повышение гравитационной потенциальной энер-
гии. Из-за этого при поглощении тепла температура внутри звезды не
растет, а снижается. И наоборот, потери тепла даже в условиях, когда
ядерные реакции не идут, ведут к росту температуры из-за гравитаци-
онного сжатия: обычные звезды обладают отрицательной теплоемко-
стью. Но в некоторых условиях (например, в вырожденном веществе)
стабилизации горения не происходит, тогда возможен взрыв (см. гла-
ву 5). В термоядерном механизме взрыв начинается из-за развития те-
пловой неустойчивости в вырожденном ядре звезды — белого карли-
ка — при поджигании углеродно-кислородной смеси (а в некоторых
сценариях — гелия). Согласно всем известным фактам сверхновые ти-
па 1а являются термоядерными. Происходит полное разрушение бело-
го карлика без остатка.
Совсем в других условиях термоядерный взрыв развивается в
сверхновых наибольшей светимости типа Пп, таких как SN 2006gy.
Источник энергии, предложенный Ландау, не годится для объясне-
ния долгой жизни обычных звезд, но очень хорош для сверхновых. Эф-
фективный механизм звездного взрыва должен быть связан с гравита-
ционным коллапсом звезды в нейтронную звезду или черную дыру. Та-
кие сверхновые называют коллапсирующими (по-английски core-col-
lapsing). Выделившаяся при этом энергия теоретически может быть на
порядок больше термоядерной: она должна составлять *10% массы-
энергии (тс2) звездного ядра. Оценить гравитационную энергию, выде-
ляющуюся при сжатии нейтронной звезды, довольно просто:
„ г г dm r М2
J Г R
где Gn — ньютонова гравитационная постоянная.
При образовании в недрах светила нейтронной звезды с массой
1 Mq и радиусом R « 106 см высвобождается энергия |Eg| ~1053 эрг. Ну-
10.2. Физика сверхновых
379
жен всего 1% этой энергии, чтобы получить кинетическую энергию
сверхновой порядка 1 бете.
Казалось бы, проблем с энергией нет. Но нужно помнить, что при
взрыве сверхновой большую часть энергии уносит нейтрино. Еще бо-
лее серьезную проблему ставят перед нами гамма-всплески: их энер-
гия иногда составляет ~1054 эрг, а это тысячи бете только в форме гам-
ма-фотонов! Правда, такое число получается для самых мощных вспле-
сков и лишь в том случае, если предполагать излучение изотропным:
тогда из наблюдаемого потока F получаем £GRB = 4лЛ7^ гДе - фото-
метрическое расстояние до источника гамма-всплеска. Разумеется, ес-
ли в этой формуле умножать поток F не на 4л, а на какой-то малый те-
лесный угол, то энергия будет меньше, но при этом надо понять, что за-
ставляет энергию выделяться узким пучком в этом малом угле. Ниже
мы обсудим возможные причины асимметрии взрыва сверхновых.
Явление SN II может возникнуть в конце жизни одиночной массив-
ной звезды, сохранившей водород в оболочке. Вспышки SN Ib/c могут
происходить при коллапсе ядра одиночной массивной звезды, поте-
рявшей водород. Если подтип SN 1с реально отделяется от SN 1b, то
это значит, что массивные предсверхновые типа 1с потеряли к момен-
ту взрыва не только водород, но и гелий. Примерно половину массы
выброса SN 1а составляют элементы железного пика, а в SN Ib/c боль-
шая часть этих элементов ушла в коллапс. Поэтому в выбросе SN Ib/c
доминируют такие элементы, как кислород, что и объясняет разли-
чие спектров разных типов сверхновых.
От SN Ib/c обнаружено нетепловое излучение, и они, по-видимо-
му, тяготеют к областям активного звездообразования. Скорее всего,
эти сверхновые взрываются в результате коллапса ядер массивных
звезд (так же, как SN II), тогда как SN 1а — это термоядерные взрывы
белых карликов в двойных системах, потерявших водород к моменту
взрыва и не оставляющих после своего взрыва нейтронных звезд или
черных дыр. Таким образом, классическая астрономическая класси-
фикация сверхновых не полностью отражает специфику механизма
взрыва, происходящего в недрах звезды, а более адекватна строению
внешних слоев предсверхновой.
Решающую роль в эволюции предсверхновых типа 1а играет вхож-
дение звезды в двойную систему. Эффекты двойственности, по-види-
мому, отвечают также за свойства и некоторых пекулярных SN II. Воз-
можность гамма-всплеска в двойной системе приводит к интересным
эффектам — это одна из возможных моделей для ореола (оптического
послесвечения, afterglow) гамма-всплеска. Кроме того, нами давно вы-
380
Глава 10. Сверхновые
сказана идея о том, что гамма-всплески могут порождаться на космо-
логических расстояниях при слиянии пар нейтронных звезд (Блинни-
ков и др., 1984).
10.2.4. Термоядерный механизм для сверхновых 1а
Хотя нет сомнений в том, что вспышка SN 1а является результатом
термоядерного взрыва (в основном нас в этом убеждает производст-
во большой массы радиоактивного 56Ni), подробности развития
взрывного процесса пока не ясны. Отметим некоторые важные про-
блемы.
• Предсверхновые 1а. Трудно получить термоядерную сверхновую
из нормальной звезды, состоящей из классической плазмы, если ее
масса не слишком сильно превышает массу Солнца. Такие звезды об-
ладают отрицательной эффективной теплоемкостью, они динамиче-
Рис. 10.21. Сверхновая типа 1а, изображенная художником по представлениям
астрофизиков (ESO Science Release 31/07, 12 July 2007). Слева: тесная двойная
система, содержащая красный гигант радиусом около 1001?® и белый карлик
радиусом около 0,01 /?©. Гигант теряет вещество в форме мощного звездного
ветра. Часть этого газа через аккреционный диск захватывается карликом.
Справа: когда масса карлика превышает критическое значение, происходит
термоядерный взрыв, полностью разрушающий карлик. Его вещество выбра-
сывается со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Через 20 дней,
когда размер плазменного шара достигает 450 а. е., его светимость достигает
максимума. Расширяясь, продукты взрыва сталкиваются с веществом, поте-
рянным красным гигантом за последние столетия или выброшенным белым
карликом в результате серии небольших предварительных взрывов.
10.2. Физика сверхновых
381
Рис. 10.22. Теорети-
ческие кривые блес-
ка (сплошные ли-
нии) для одной из
моделей SN 1992А
(Blinnikov et al.,
2006). Значками по-
казаны наблюде-
ния. Значение t = 0
соответствует мак-
симуму потока в
фильтре В.
-20 -10 0
10 20 30 t. сутки
ски и термически устойчивы. Ситуация изменяется, если звезда состо-
ит из вырожденного вещества. Общая теплоемкость становится поло-
жительной, а значит, может начаться самоускорение горения, как это
происходит в земных взрывчатых веществах. Итак, предком SNIa
вполне может быть вырожденная звезда — белый карлик.
Одиночный белый карлик не может взорваться — он охлаждается.
Но когда он находится в двойной системе, то появляется шанс для ро-
ждения сверхновой типа 1а. Для объяснения наблюдаемой частоты
вспышек SN 1а нужно, чтобы взрывался приблизительно один из 300
умирающих белых карликов. Даже если двойная система состоит из
двух «мертвых» белых карликов, то и они могут взорваться, если соль-
ются из-за сближения, вызванного излучением гравитационных волн.
Если же одна из звезд в двойной системе «жива», т. е. невырождена,
то с нее на белый карлик может перетекать вещество, в результате
карлик может приблизиться к чандрасекаровскому пределу массы и
стать неустойчивым.
• Термоядерная детонация или пламя? После начала неустойчи-
вости горение может переходить во взрыв в двух режимах: либо в
сверхзвуком режиме детонации, либо в дозвуковом режиме пламени
(этот режим называют еще дефлаграцией). В детонации горючее под-
382
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.23. Развитие пламени в сверхновой типа 1а согласно трехмерному рас-
чету (Ropke et al., 2006).
жигается ударной волной, бегущей впереди зоны ядерного горения.
В пламени поджигание смеси осуществляется переносом тепла за
счет электронов.
Было предложено множество моделей взрыва SN 1а с различными
массами, разными режимами горения, разными энергиями взрыва и
скоростями разлета вещества. В этих теоретических моделях химиче-
ские элементы в результате горения образуются в очень разных соот-
ношениях и по-разному распределены по звезде. В детонации образу-
ется больше элементов железного пика, может быть, слишком много
для объяснения наблюдаемых спектров сверхновых. При дозвуковом
распространении пламени вся звезда успевает сильно расшириться,
и сгоревшее вещество хорошо перемешивается с несгоревшим. В раз-
ных режимах горения получаются различные теоретические кривые
блеска и спектры, и их сопоставление с наблюдаемыми позволяет су-
дить о том, какие именно модели взрыва реализуются в природе. Со-
временные трехмерные расчеты позволяют неплохо описать некото-
рые не слишком мощные сверхновые типа 1а (рис. 10.22,10.23).
10.2.5. Сверхновые типа 1а: стандартизация свечи
Сверхновые типа la (SN 1а) удобны для измерения расстояний и опре-
деления геометрии Вселенной. Причин этому несколько. Во-первых,
это очень яркие объекты, достаточно богатую информацию о кото-
рых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких
галактиках с большими красными смещениями z. Во-вторых, SN 1а на
первый взгляд кажутся вполне однородным классом, судя по их спек-
трам и формам кривых блеска. Когда-то считали, что они являются
стандартными свечами в том смысле, что максимумы абсолютной све-
тимости у разных сверхновых одинаковы. Однако это не так! Более
10.2. Физика сверхновых
383
Рис. 10.24. Абсолютные звездные величины SNIa, измеренные в фильтрах
BVIJHK, в зависимости от темпа уменьшения блеска Ami5(B), т. е. от изменения
звездной величины в фильтре В за 15 суток, прошедших после максимума бле-
ска. Значками указаны разные методы определения расстояний до галактик,
где вспыхнули сверхновые: д — закон Хаббла, • — цефеиды, флуктуации по-
верхностной яркости (Surface Brightness Fluctuation - SBF), функция светимо-
сти планетарных туманностей (Planetary Nebula Luminosity Function — PNLF).
384
Глава 10. Сверхновые
внимательное изучение SN 1а показало различия внутри этого класса
объектов.
Как мы уже знаем, Ю. П. Псковский нашел зависимость между мак-
симальной светимостью SN 1а и скоростью последующего ослабления
их блеска: у более мощных вспышек блеск спадает медленнее, чем у
менее мощных. Эта зависимость впоследствии активно изучалась мно-
гими исследователями SN 1а, особенно подробно Филлипсом, на осно-
ве наблюдений близких к нам сверхновых с небольшими z (рис. 10.24).
Когда астрономы открывают сверхновую с большим z, они опреде-
ляют темп уменьшения блеска после максимума и в соответствии с
его значением применяют зависимость Псковского—Филлипса, кото-
рая позволяет провести «стандартизацию свечи». Так удается оценить
светимость сверхновой, а значит, и фотометрическое расстояния dL
до нее. Однако зависимость Псковского—Филлипса корреляционная,
а не функциональная, поэтому каждое индивидуальное измерение мо-
жет нести большую ошибку.
В 1998-1999 гг. в работах двух групп исследователей, изучавших
далекие сверхновые, был получен неожиданный результат: Вселенная
расширяется с ускорением (ОЛ > 0). Но необходимо помнить, что во
всех работах по сверхновым с большим z используются соотношения
типа Псковского—Филлипса (максимальная светимость — темп паде-
ния блеска), полученные из анализа близких объектов. А ведь даже
для близких SN 1а отклонения отдельных объектов от такой зависимо-
сти не могут быть объяснены только ошибками наблюдений: здесь
может быть скрыта некая физика, которая может дать систематиче-
ский эффект с удалением в прошлое (с ростом z).
С теоретической точки зрения замедление падения блеска с уве-
личением максимальной светимости можно объяснить тем, что обе
эти величины обусловлены в основном количеством 56Ni, образовав-
шегося при взрыве. Светимость SN 1а в максимуме определяется коли-
чеством 56Ni, так как кривая блеска формируется в основном из-за
его радиоактивного распада. Но, с другой стороны, большое количест-
во никеля должно сильно увеличивать непрозрачность вещества. Из-
лучение дольше диффундирует сквозь звездное вещество, и кривая
блеска становится более пологой. Однако спад на кривой блеска объ-
ясняется не только количеством никеля, но и его распределением
(как и распределением других тяжелых элементов) внутри разлетаю-
щейся звезды, а также скоростью разлета вещества. А эти величины,
в свою очередь, зависят от того, каким образом горение распространя-
лось по звезде. Больше 56Ni может образоваться в более сильном
10.2. Физика сверхновых
385
Рис. 10.25. Эволюция центральной плотности и температуры в моде-
лях звезд разной массы (Waldman, 2008). Эволюции в целом соответст-
вует направление из нижнего левого в верхний правый угол рисунка.
Цифра рядом с «М» и «Не» — масса модели. «М» — расчет эволюции
звезды в целом, «Не» — только гелиевого ядра без оболочки.
взрыве, а при большей скорости разлета фотоны диффундируют бы-
стрее, и кривая блеска должна противоречить соотношению Псков-
ского—Филлипса.
В общем, ответ о природе этого соотношения надо искать в расче-
тах «из первых принципов» (Ropke et al., 2006). Похоже, что главным
параметром, ведущим к зависимости Псковского—Филлипса, являет-
ся доля металлов (металличность) предсверхновой. Но средняя метал-
личность в галактиках меняется с возрастом Вселенной. Чтобы
учесть этот эффект, нужно значительно увеличить количество изучен-
ных SN 1а, особенно на больших z. Этому будет посвящена работа спе-
циальных космических телескопов, таких как SNAP (Supernova Accele-
ration Probe).
386
Глава 10. Сверхновые
Итак, мы пришли к выводу, что использование далеких сверхно-
вых типа 1а пока не позволяет делать твердых выводов о геометрии
Вселенной. Земные эксперименты показывают, что режим горения
при взрыве не всегда удается точно предсказать заранее. Для сверхно-
вых ситуация аналогична: вполне возможно, что различие в началь-
ных условиях меняет лишь вероятность того, что горение будет разви-
ваться по тому или иному пути, но не определяет его точно. А по-
скольку режим горения сильно влияет на форму кривой блеска, то и
скорость спада нельзя достоверно предсказать, зная лишь начальные
условия. Вероятность той или иной скорости спада блеска, которая
играет столь большую роль в определении космологических парамет-
ров, можно будет выяснить, лишь набрав достаточно большую наблю-
дательную статистику SN 1а при разных z.
10.2.6. Коллапсирующие сверхновые
Физические явления при коллапсе. А какова конечная судьба более
массивных звезд, имеющих массу не менее 10 М0? В конце жизни, по-
сле исчерпания запасов ядерного горючего, у них должен развивать-
ся коллапс ядра. Как было сказано, гравитационная потенциальная
энергия перед коллапсом огромна. Задача в том, чтобы примерно 1%
этой энергии перевести в кинетическую энергию взрыва. Обсудим ме-
ханизмы взрыва при коллапсе ядра и укажем, что общего может быть
здесь с проблемой гамма-всплесков.
Хотя идея о связи вспышек сверхновых с рождением нейтронных
звезд была высказана Бааде и Цвикки еще в 1930-х гг., но до сих пор ко-
личественная теория взрыва при коллапсе далека от завершения. Из
простой оценки (раздел 10.2.3) следует, что при образовании нейтрон-
ной звезды высвобождается энергия порядка 1053 эрг. Однако она вы-
деляется в основном в виде нейтрино, а не в виде космических лучей
или фотонов, способных «толкнуть» оболочку звезды, как думали Баа-
де и Цвикки. Не удается просто оценить энергию, которая передается
от нейтронной звезды оболочке и ведет к вспышке сверхновой. Даже
детальные численные расчеты дают противоречивые результаты из-
за неопределенностей в уравнении состояния сверхплотного вещест-
ва, в скоростях реакций слабых взаимодействий, фундаментальных
свойств нейтрино (например, их осцилляций), трудностей в описании
переноса нейтрино и из-за возникновения конвекции.
Если на главной последовательности звезда имела массу 8 М0 <
< М < 20 М0, то в конце ее эволюции образуется частично вырожден-
ное ядро с массой, близкой к чандрасекаровскому пределу. В то же
10.2. Физика сверхновых
387
Таблица 10.1
Варианты окончания эволюции для невращающейся массивной звезды
Масса на ГП, Мо Масса Не ядра, Мо Механизм сверхновой
10<М<95 2<М<40 Коллапс железного ядра в нейтронную звезду или черную дыру.
95<М< 130 40<М<60 Пульсационная неустойчивость, вызван- ная рождением пар и приводящая к кол- лапсу железного ядра.
130<М<260 60<М< 137 Сверхновая из-за неустойчивости, вызван- ной рождением пар.
260 <М 137 <М Черная дыра. Возможно, гамма-всплеск.
время плотность становится столь высокой (109— 1010 г/см3), что благо-
даря большой энергии Ферми электронов, даже при нулевой темпера-
туре начинают активно идти реакции нейтронизации:
е" + (Д Z)-> (Д Z-1) + ve, (1)
где (A, Z) — ядро с массой А и зарядом Z.
На самом деле температура на этих стадиях достигает нескольких
десятков кэВ, что ускоряет реакции захвата электронов. Поскольку
электроны при таких плотностях релятивистские, показатель адиаба-
ты близок к критическому значению 4/з- С ростом плотности число
электронов на барион /е снижается, и давление в некоторый момент
растет уже медленнее, чем р4^3, а это значит, что гравитация растет
быстрее силы давления. Развивается катастрофическое сжатие — кол-
лапс. При начальной массе звезды М > 20 М0 температура существен-
но выше, и коллапс начинается благодаря расщеплению ядер фотона-
ми. При еще более высокой массе, М > 60 М0, вклад в снижение упру-
гости вещества и в потерю устойчивости начинает вносить процесс
рождения пар е+е”.
Следует иметь в виду, что значения масс здесь приведены прибли-
женные, поскольку звезды непрерывно теряют массу, вращаются, вхо-
дят в двойные системы и т. д., а эти факторы учитываются современ-
ной теорией еще очень грубо. В табл. 10.1 (Woosley et al., 2007) приве-
дены данные о судьбе звезд разной начальной массы. Все цифры ок-
руглены. Например, при быстром вращении, которое реально наблю-
дается у массивных звезд, значения масс на главной последовательно-
сти (ГП) надо уменьшить на 10-20% для того, чтобы получить тот же
исход в эволюции. Второй столбец таблицы содержит массу гелиево-
388
Глава 10. Сверхновые
го ядра на момент загорания гелия в его центре. Эволюция этого ядра
проходит почти независимо от наличия водородной оболочки. Это
видно, например, из рис. 10.25, где у звезды с М = 80 М0 образуется ге-
лиевое ядро М = 36 Mq. Расчет модели Не 36 был проведен уже без во-
дородной оболочки, треки почти совпадают с полной моделью М 80.
В табл. 10.1 выделены четыре варианта исхода эволюции массив-
ных звезд. Пока займемся звездами с М < 95 М0, а взрывы самых мас-
сивных рассмотрим в заключительном разделе.
Попробуем качественно понять рис. 10.25. Используя теорему ви-
риала для звезды массой М и радиусом R или просто оценив притяже-
ние двух половинок звезды друг к другу и опустив коэффициенты по-
рядка единицы, имеем:
2
PCV«PCR3^^-.
R
Здесь Рс — давление в центре, V — объем. Тогда Рс» G^M2/RAf а плот-
ность рс » М/Я3, и они связаны так:
Pc*GNM2/3p*/3.
В невырожденной идеальной плазме Р= ^рТ/ц, где газовая по-
стоянная, ар — средняя молекулярная масса, мы получаем
г ><2/3 1/3
Тс » GnM Рс Ц ос М2/Зр’/3.
Если есть релятивистская добавка (излучение, пары) к давлению
вида яТ4, то закон Тс ос р1/3 сохраняет свой вид, но зависимость от мас-
сы меняется. Если вклад яТ4 преобладает в давлении, что всегда вер-
но для очень массивных звезд, то имеем
4 ТеОсМ^р1/3 .
Нетрудно убедиться, что закон Тс ос pj/3 неплохо выполняется на
рис. 10.25 (изгибы кривых связаны с изменением структуры, с поте-
рей массы и т. п.). Чем больше масса, тем выше температура при той
же плотности. Поэтому массивные звезды не попадают в область вы-
рождения к белым карликам (см. рис. 5.14), а могут уйти в коллапс.
Когда коллапс вступает в динамическую стадию, центральные об-
ласти звезды за гидродинамическое время fhyd « (On р)"1/2, т. е. за доли
секунды, достигают плотности ядерной материи. За столь короткое
время диффузия фотонов и электронная теплопроводность не могут
10.2. Физика сверхновых
389
отвести тепло, поэтому температура поначалу растет почти адиабати-
чески. Большинство нуклонов остается связанными в ядрах почти до
плотностей, когда ядра начинают «касаться» друг друга. Только при
таких плотностях упругость вещества резко возрастает, и коллапс мо-
жет быть остановлен, если масса не превышает определенного преде-
ла. Обратное движение (отскок, bounce) вещества, порождает удар-
ную волну на расстоянии около 50 км от центра, которая сильно на-
гревает вещество. Тогда появляется много свободных нуклонов (из-за
разрушения ядер) и становится важен урка-процесс:
e~ + p->n + ve, (2)
е+ + n -> р + ve, (3)
а также процесс нейтринной аннигиляции электрон-позитронных пар:
е" + е+ -> v + ve. (4)
который является также одним из важнейших на поздних стадиях
эволюции массивных звезд.
По порядку величины сечение слабого взаимодействия o~GpE2,
где Е — характерная энергия процесса,
g2=-^,
(йс)3
a Gp = 1,43-10~49 эрг - см3 — постоянная Ферми. Если измерять энер-
гию частиц в МэВ, то удобно записать Gp= 5,3-10”44 см2/МэВ2. При
температуре в десятки МэВ, достигаемой при коллапсе, оценка сече-
ния показывает, что нейтрино бурно рождаются и, казалось бы, могут
легко передать энергию оболочке. При образовании нейтронной звез-
ды нейтрино уносят более 1053 эрг, т. е. около 10% солнечной массы!
Если бы 1% этой энергии был захвачен оболочкой звезды, то пробле-
ма механизма взрыва сверхновых при коллапсе была бы решена.
Из оценки а видно, что при плотности выше 1012 г/см3 пробег ней-
трино действительно мал — он на 5-6 порядков меньше размера горя-
чей нейтронной звезды. В ее глубоких слоях пробег определяется в ос-
новном реакциями, обратными процессам (2) и (3). Из-за малой длины
пробега нейтрино медленно диффундируют наружу, теряя при этом
энергию. К тому моменту, когда они добираются до слоя, из которого
почти свободно выходят наружу (по аналогии с фотосферой его назы-
вают нейтриносферой), они уже не могут сбросить оболочку.
Для нагрева и сброса внешних слоев коллапсирующего ядра звез-
ды может быть важен также процесс, обратный (4):
390
Глава 10. Сверхновые
v + v—>е + е+ —> у.
Пары vv всех сортов нейтрино должны образовываться при коллапсе в
больших количествах. К сожалению, нейтрино слишком мягки, чтобы
этот процесс был важен для сверхновых. Вот если жесткие нейтрино
вырываются в пустоту, там они могут дать много гамма-квантов! Об
этом стоит помнить, подыскивая объяснение для гамма-всплесков.
Асимметрия взрыва. Поскольку сферически-симметричные мо-
дельные расчеты коллапсирующих предсверхновых до сих пор не да-
ли успешной картины взрывов, необходимо искать несимметричные
механизмы. Они могут оказаться полезными и для объяснения гам-
ма-всплесков. Если несимметричный коллапс дает пучок излучения в
телесном угле Q, то требования к энергетике гамма-всплесков снижа-
ются в 4rc/Q раз. Есть много наблюдательных указаний на то, что
взрывы сверхновых несимметричны:
1) излучение коллапсирующих сверхновых в значительной мере
поляризовано, причем степень поляризации нарастает при уменьше-
нии массы водородной оболочки, достигая максимума для SN Ib/c, ли-
шенных водорода. Яркий пример — рекордная поляризация SN 1997Х
типа 1с (по-видимому, такие сверхновые лишены не только водород-
ной, но и гелиевой оболочки, а это означает, что масса выброса долж-
на быть особенно мала, и асимметрия взрыва должна сильнее всего
проявляться в таких объектах);
2) после взрыва коллапсирующей сверхновой во многих случаях
(если не во всех) должна сформироваться нейтронная звезда (извест-
ные примеры — это пульсары в Крабовидной туманности и в остатке
Vela). Многие радиопульсары наблюдаются со скоростями до
1000 км/с. Большой импульс, соответствующий этой скорости, воз-
можно, связан с асимметрией взрыва;
3) наблюдения SN 1987А показали, что:
— радиоактивный материал в ходе взрыва очень быстро был выне-
сен в наружные слои. Для объяснения кривых блеска SN 1987А также
требуется значительное перемешивание;
— инфракрасные линии кислорода, железа, никеля и водорода
имеют значительную асимметрию профилей;
— свет был поляризован;
— фото, полученные телескопом «Хаббл», демонстрируют явную
асимметрию выброса, а рентгеновская обсерватория «Чандра» зафик-
сировала струи;
4) вблизи молодого остатка сверхновой приблизительно 1680 г.
Кассиопея A (Cas А) есть быстро движущиеся сгустки вещества, бога-
10.2. Физика сверхновых
391
того кислородом, за грани-
цей основной оболочки ос-
татка, а также, возможно,
две струи, направленные в
противоположные сторо-
ны. Трехмерные изображе-
ния остатка Cas А показы-
вают, что клочковатое рас-
пределение кальция, серы
и кислорода несимметрич-
но в направлении на на-
блюдателя. Не видно про-
стых сферических оболо-
чек. Этот остаток и другие
имеют систематическую
скорость относительно ло-
кальной межзвездной сре-
Рис. 10.26. Схема гидродинамического потока в
интервале между ударной волной (SW) и нейтри-
носферой (Nadyozhin, 2008). На радиусах г > Rgam
нагрев звездного вещества потоком нейтрино от
нейтриносферы превосходит его охлаждение от
собственных потерь нейтрино.
ды до 900 км/с. Все эти асимметрии должны быть связаны с асиммет-
ричным истечением предсверхновых Ib/c, приводящих к взрывам ти-
па Cas А, т. е. звезд типа Вольфа—Райе. Последние рентгеновские на-
блюдения Cas А со спутника «Чандра» показали, что сгустки выброса,
богатые железом, находятся в более наружных слоях, чем сгустки с
кремнием.
5) Рентгеновские наблюдения обнаружили сгустки («пули») вне ос-
новной оболочки остатка Vela, а связанные с ними радиоизлучающие
ударные волны свидетельствуют о большой скорости выброса этих
сгустков при взрыве сверхновой.
Механизмы асимметрии коллапса. Поиск механизма взрыва
сверхновой при коллапсе ядра звезды — это проблема, которая стоит
перед теоретиками уже несколько десятилетий. Укажем три возмож-
ных механизма взрыва:
1) взрыв под действием нейтринного потока;
2) магниторотационный механизм вспышки сверхновой;
3) слияние и взрывы нейтронных звезд.
Все эти механизмы в той или иной мере сопряжены с асимметри-
ей и могут быть так или иначе связаны с генерацией гамма-всплеска.
Наиболее многообещающим является магниторотационный меха-
низм Г. С. Бисноватого-Когана. Если перед коллапсом звезда враща-
лась, то при сжатии, вследствие закона сохранения момента импуль-
са, значительная часть гравитационной потенциальной энергии пере-
392
Глава 10. Сверхновые
ходит в энергию вращения. Магнитное поле служит «приводным рем-
нем» для преобразования энергии вращения в энергию взрыва. Энер-
гия тороидального магнитного поля первоначально растет линейно
со временем из-за дифференциального вращения. Когда тороидаль-
ный компонент поля начинает заметно превышать полоидальный,
развивается магниторотационная неустойчивость, которая ведет к
резкому ускорению роста магнитной энергии. Этот процесс похож на
усиление магнитного поля Солнца в 11-летнем цикле: после периода
медленного нарастания из-за дифференциального вращения поле рез-
ко усиливается и всплывает в виде активных областей. Разница в
том, что при коллапсе весь процесс развивается за секунды, а не за де-
сяток лет. Наконец, образуется магнитогидродинамическая ударная
волна, которая и производит взрыв сверхновой. Магниторотацион-
ный взрыв может привести к выбросу асимметричных струй и образо-
ванию быстро движущихся пульсаров из-за эффекта отдачи.
А теперь обратимся к идее слияния и взрывов нейтронных звезд.
Взрывающиеся нейтронные звезды в двойных системах. В рабо-
те Блинникова и др. (1984) был предложен сценарий эволюции двой-
ной нейтронной звезды (NS + NS), приводящий к взрыву одного из
компонентов и к возможному гамма-всплеску. Судьба такой двойной
системы определяется гравитационным излучением, приводящим к
слиянию компонентов. Аналогичный процесс слияния белых карли-
ков может быть одним из возможных путей к взрыву SN 1а. Как часто
могут происходить такие события в Галактике? В работе Lipunov et al.
(1997) исследовался этот вопрос, и было показано, что слияние компо-
нентов в тесных парах нейтронных звезд происходит примерно раз в
3000 лет, если нет отдачи при образовании самих нейтронных звезд,
и раз в 10 000 лет, если отдача достигает 400 км/с.
Процесс эволюции двойной нейтронной звезды до сих пор не рас-
считан детально. Возможно прямое слияние с образованием черной
дыры и струй, индуцированных аккреционным диском, как в некото-
рых моделях гамма-всплесков. Мы рассматривали иную возможность.
По мере сокращения размера орбиты менее массивный компонент
(радиус которого больше) заполняет свою полость Роша. Это приво-
дит к интенсивному перетеканию вещества на массивный спутник.
Нейтронная звезда с массой М< МСТ « 0,1 Мо динамически неустойчи-
ва. Поэтому на определенном этапе маломассивный спутник должен
взорваться.
Чтобы понять причину взрыва, надо вспомнить, почему образуют-
ся нейтронные звёзды, т. е. почему протоны превращаются в нейтро-
10.2. Физика сверхновых
393
ны. Как мы уже знаем, при высокой плотности вещества энергия Фер-
ми электронов столь высока, что нейтроны не могут распадаться —
нет свободных состояний для электронов, которые должны родиться
при их распаде. Напротив, в этих условиях идет реакция захвата элек-
тронов протонами — нейтронизация (формула 1). Электроны как бы
вдавливаются в протоны сильной гравитацией (через давление, в ко-
тором их роль довольно велика). Поэтому и сами нейтроны, и состоя-
щие из них нейтронные звезды оказываются устойчивы (пока эти
звезды не превосходят своего верхнего предела массы). Но нельзя за-
бывать, что определенная доля электронов — несколько процентов от
числа нейтронов — обязательно есть в любой нейтронной звезде, ина-
че нейтроны смогли бы распадаться.
При снижении массы нейтронной звезды ослабевает ее гравита-
ция и снижается центральное давление (см. формулы на с. 388). Соот-
ветственно, снижается и вклад вырожденных электронов в полное
давление. Значит, уменьшаются импульс и энергия Ферми электро-
нов, и в некоторый момент это приводит к тому, что нейтроны получа-
ют возможность распадаться:
n -> р + е“ + ve,
забрасывая рождающиеся при этом электроны на вакантные энерге-
тические позиции выше порога Ферми. Начитается лавинообразный
распад нейтронов.
При этом характерное время их распада составляет не около
10 мин, как в свободном состоянии: распад происходит в тяжелых яд-
рах, там бета-процессы протекают за какие-то миллисекунды. Это и
есть взрыв «похудевшей» нейтронной звезды при 0,1 М0. Числен-
ное моделирование показало, что взрыв идет с выделением энергии
^kin « 8,8 • Ю50 эрг (« 4,8 МэВ/нуклон). Более аккуратный учет физиче-
ских процессов несколько снизил это значение: существенная часть
энергии уносится нейтрино.
В принципе двойная нейтронная звезда может образоваться в цен-
тре коллапсирующей предсверхновой: при сжатии ядра скорость его
вращения возрастает, и это может закончиться его делением на два
компонента. Дальше все будет развиваться по описанному выше сце-
нарию: сближение компонентов за счет излучения гравитационных
волн и приливных возмущений, перетекание с маломассивного компо-
нента и его взрыв (рис. 10.27). Такой асимметричный взрыв может по-
служить триггером для полномасштабного взрыва сверхновой и силь-
ного перемешивания. Этот сценарий был предложен В. С. Имшенни-
394
Глава 10. Сверхновые
ПРЕДСВЕРХНОВАЯ
ВЗРЫВ СВЕРХНОВОЙ
Сжатие и деление ядра
гравитационное
излучение
2
Легкий Массивный
компонент компонент
1000 км/с
Эволюция двойной нейтронной звезды в недрах предсверхновой
Взрыв маломассивной
нейтронной звезды
Компоненты
сближаются
Обмен массой:
перетекание с легкого
компонента на массивный
Рис. 10.27. Сценарий В. С. Имшенника предполагает, что при сжатии ядра
предсверхновой увеличение скорости его вращения приведет к ротационной
неустойчивости и делению нейтронной сердцевины на две неравные части.
Далее все идет по сценарию Блинникова и др. (1984), но не в вакууме, а внут-
ри звезды-предсверхновой. Теряя орбитальный момент, два нейтронных объ-
екта сближаются, и начинается обмен массой, причем теряет ее менее мас-
сивный компаньон. Достигнув нижнего предела массы для нейтронных звезд,
он взрывается.
Массивный
0,1 Мо компонент
вылетает
2МО
ком. Заметим, что в нем магнитное поле не играет решающей роли, в
противоположность магниторотационному механизму. Если до дости-
жения легким компонентом минимальной массы теряется устойчи-
вость перетекания, то происходит слияние нейтронных звезд, энергия
выделяется в основном в виде нейтрино, и возможно формирование
джетов. В любом случае взрыв асимметричен.
10.2. Физика сверхновых
395
10.2.7. Сверхновые из самых массивных звезд
Открытие чрезвычайно сильно светящей сверхновой SN 2006gy проде-
монстрировало, что некоторые из этих событий производят в 10 или
даже в 100 раз больше видимых фотонов, чем другие, тоже достаточно
мощные взрывы. Аномально высокая мощность света SN 2006gy требу-
ет объяснения.
Выше мы обсудили два основных способа получения света во вре-
мя взрывов сверхновых: ударные волны и нагрев выброса в результате
распада радиоактивных ядер. Во взрыве (или в ударной волне от кол-
лапса) образуется много разных изотопов. В этой «каше» можно найти
практически все изотопы железного пика и более легкие элементы. Их
рождение происходит раными путями: захватом альфа-частиц, прото-
нов, нейтронов, путем бета-распада и т. д. В большом количестве обра-
зуется 56Ni, быстрый распад которого дает большую мощность на на-
чальном этапе. Образуются также более долгоживущие 57Со и 44Ti. Сна-
чала их присутствие почти не заметно, но живут они дольше 56Ni и по-
этому на более поздних стадиях роль основного источника энергии пе-
реходит к ним: распад 57Со становится важен через несколько лет, а
44Ti — лишь через столетия. Например, сейчас именно 44Ti светит в Кас-
сиопее-А: другие радиоактивные изотопы уже «вымерли».
Таблица 10.2
Время жизни некоторых нестабильных изотопов
Изотоп (нуклид) Время полураспада, сут. Время распада в е раз, сут.
56Ni 6,08 8,77
56Со 77,27 111,50
57Со 271,80 392,10
44Ti 63 года 91 год
Способ производства света путем распада изотопов является наи-
более важным для сверхновых типа I (не имеющих значительного ко-
личества водорода в выбросе).
SN 2006gy имела сильные узкие эмиссионные линии водорода и от-
носилась к типу Пп. Нельзя исключить, что в некоторых редких случа-
ях SN II производятся не при коллапсе, а при термоядерном взрыве
внутри водородной оболочки. Есть основания думать, что так и прои-
зошло в SN 2006gy. Но если за ее свет отвечал радиоактивный меха-
низм, то количество 56Ni должно быть не менее 10 М0. Это сразу указы-
вает на очень большую массу предсверхновой звезды, порядка 100 М0.
И, что еще важнее, это означает огромную энергию взрыва: 50-80 бе-
396
Глава 10. Сверхновые
те: без высокой энергии нельзя создать много 56Ni. Но если энергия
взрыва была в десятки раз выше, чем у обычных сверхновых, то она
должна была проявиться в спектре: линии должны быть сильно рас-
ширены доплеровским эффектом из-за высокой скорости. Однако в
спектре SN 2006gy мы видим совершенно иное: эмиссионные линии
очень узкие, поэтому она и относится к типу Пп (от narrow — узкий).
Неустойчивость при рождении пар. В принципе огромные звез-
ды с массами более 100 М0 существуют, и они могут мощно взрывать-
ся в своих кислородных сердцевинах, которые подвержены неустойчи-
вости в результате рождения большого количества электрон-пози-
тронных пар (см. табл. 1). Слово «неустойчивость» здесь относится к
механическому равновесию звезды, а не к процессу рождения пар:
этот процесс вполне устойчив и обратим в недрах звезды, где все час-
тицы заперты. Звезда теряет устойчивость при рождении пар е+е~
из-за того, что при адиабатическом сжатии давление в недрах растет
слишком медленно: работа сжатия тратится на создание новых час-
тиц, а не на повышение импульса частиц, которые уже существуют и
обеспечивают равновесное давление. Другими словами, показатель
адиабаты у снижается при Т - 109 К ~ 0,1 МэВ, когда начинают бурно
рождаться пары (рис. 10.28).
Выше мы вывели, что в равновесии давление должно зависеть от
центральной плотности: Рс« Gn М2?/3 р4/3. Пусть у некоторой звезды
Рис. 10.28. Показатель адиабаты в пределе низ-
кой плотности с учетом рождения пар.
это соотношение выпол-
нено. Слегка сожмем ее,
т. е. увеличим рс. При
этом давление увели-
чится по адиабате:
Р ос р\ Если у > 4/3, т° н0‘
вое давление выше, чем
требуется для равнове-
сия с гравитацией, оно
заставит звезду расши-
риться и вернуться к
равновесию (после ко-
лебаний). Звезда устой-
чива. Если же у < 4/3, т0
новое давление окажет-
ся меньше равновесно-
го, оно не может спра-
виться с выросшей гра-
10.2. Физика сверхновых
397
витацией (которая тре-
бует роста не меньше
Рс00 Рс4/3). Сжатие будет
катастрофически про-
должаться! Звезда неус-
тойчива.
Из рис. 10.25 и 10.29
видно, как массивная
звезда «вползает» в об-
ласть неустойчивости,
следуя закону TcocpJ.3.
Если термоядерного го-
рючего недостаточно,
то звезда полностью
сколлапсирует (послед-
няя строка в табл. 10.1,
модель Не 160 на рис.
10.25). Если масса не
слишком велика, то го-
рючего (кислорода) дос-
таточно, чтобы после на-
чала сжатия остановить
Рис. 10.29. Эволюционный трек модели звезды с на-
чальной массой 103 MQ (сплошная линия). Прибли-
зительная граница области неустойчивости, связан-
ной с рождением пар, показана пунктиром.
его и произвести мощный взрыв без остатка: предпоследняя строка в
таблице и модель Не 80 на рис. 10.25. На рисунке видно, как после сжа-
тия трек пошел на расширение (вернулся в левый нижний угол) — пол-
ный разлет. Для SN 2006gy наиболее интересна вторая строка табли-
цы: звезда может несколько раз попадать в область неустойчивости,
взрываться, частично сбрасывая массу, и снова попадать в область не-
устойчивости, как на рис. 10.29.
Многократные выбросы в SNIIn. Сверхновые типа Пп (с узкими
эмиссионными линиями водорода в спектрах) являются наиболее
мощными транзиентами (временными источниками) в видимом све-
те. Для объяснения их свечения радиоактивный материал не нужен:
свет производится долгоживущей радиативной ударной волной, рас-
пространяющейся в плотной околозвездной оболочке в течение меся-
цев или лет. Нужно, чтобы на радиусе ~ 1015-1016 см (где формируют-
ся узкие линии) была высокая плотность частиц ~1О9-1О10 см~3.
Это важнейшее отличие от основного типа ПР, у которого ударная
волна выбегает в разреженную межзвездную среду и исчезает быст-
ро. Спектры и кривые блеска сверхновых типа Пп можно объяснить
398
Глава 10. Сверхновые
Рис. 10.30. Кривая бле-
ска SN 2006gy. Точки —
наблюдения. Первое из
них пришлось на мо-
мент роста светимости
и не зафиксировало
звезду (стрелка вниз по-
казывает, что абсолют-
ная звездная величина
была больше -17,4), по-
следнее наблюдение
проведено в сентябре
2007 г. на телескопе «Су-
бару». Линии - модели
(Woosley et al., 2007):
1 — результат расчет-
ной эволюции (энергия
0,7 бете); 2 — скорость
второго выброса удвое-
на (энергия 2,9 бете);
3 — скорость расчетная,
но плотность удвоена.
лишь в том случае, если огромная масса (> 1 М0) выбрасывается за не-
сколько лет, а иногда даже месяцев до наблюдаемого взрыва. Этот вы-
брос должен иметь довольно высокую энергию, но она может быть су-
щественно меньше, чем у стандартных сверхновых. Медленное движе-
ние вещества этого предварительного выброса объясняет узкие ли-
ний типа Пп сверхновых после второго, уже настоящего взрыва звез-
ды. Еще в 1986 г. Э. К. Грасберг и Д. К. Надёжин показали, что свойства
сверхновой SN 1983К с узкими линиями непринужденно объясняют-
ся, если за несколько месяцев до основного взрыва был предваритель-
ный, более слабый взрыв, который сбросил водородную оболочку
предсверхновой.
Конкретный механизм нескольких взрывов сверхновых на основе
пульсаций из-за неустойчивости при рождении пар предложен в ста-
тье Woosley et al. (2007). В этом сценарии ядро звезды неглубоко захо-
дит в область неустойчивости, поэтому нет катастрофического кол-
лапса или полного взрыва звезды. После нескольких предваритель-
ных взрывов ядро массивной звезды продолжает жить годы или сто-
летия, но в конечном итоге оно коллапсирует. Этот механизм работа-
ет для SN 2006gy при высокой начальной массе предсверхновой, при-
мерно 11ОМ0. Почти половина этой массы теряется в звездном ветре
10.2, Физика сверхновых
399
Таблица 10.3
Физическая классификация сверхновых: термоядерные и коллапсирующие
Классификация Тип сверхновой
Пп II Ib/c 1а
По спектрам Есть водород Нет водорода
Узкие линии Широкие линии Нет Si Сильные линии Si
По механизму взрыва Термоядерный взрыв в невырожденном веществе. Неустойчи- вость от рождения пар Г равитационный коллапс Термоядерный взрыв в выро- жденном веществе
По источнику света (энтропии, S) Непрерывный нагрев ударной волной Остывание. Нет источ- ника S Ослабевающий нагрев радиоактивностью
до первого взрыва, который был раз в 7 слабее, чем у стандартных
сверхновых. Но он сбросил облако массой 25 М0. Медленное движе-
ние вещества в этом облаке объясняет узкие линии.
Примерно 7 лет спустя оставшееся ядро испытывает второй
взрыв, выбрасывая около 10 М0 уже с нормальной энергией, почти
1 бете. Этот второй выброс двигается быстрее, он сталкивается с пер-
вым выброшенным массивным облаком и рождает в нем ударную вол-
ну. Именно свет этой радиативной (излучающей) ударной волны мы
видим, как SN 2006gy. Ударная волна долго остается внутри облака, го-
ды после взрыва звезды.
Против этой ударно-волновой модели свечения SN 2006gy выдви-
гались возражения. Оценка температуры ударной волны по стандарт-
ным формулам для разреженной среды показывает, что температура
должна быть очень высокой, поэтому SN 2006gy должна быть мощ-
ным источником рентгеновского излучения. Спутник «Чандра» изме-
рил рентгеновский поток в направлении SN 2006gy: он оказался на
порядки меньше, чем ожидалось из этих наивных оценок.
На самом деле в предложенной модели с этим нет проблемы: об-
лако в 25 М0 почти прозрачно для видимого света ударной волны, по-
скольку оно холодное и состоит из почти нейтрального вещества, но
именно по этой причине оно полностью непрозрачно для рентгена, ес-
ли он был рожден на ударной волне. Более того, после работы физи-
ков, моделировавших ядерные взрывы в атмосфере в 1940-е и
1950-е гг., мы знаем, что в ударных волнах с преобладающей ролью из-
400
Глава 10. Сверхновые
лучения нет так называемого вязкого скачка с очень высокой темпе-
ратурой. Все тепло (т. е. энтропия) от удара заключено в «холодных»,
то есть мягких, фотонах. Поэтому вещество остается относительно хо-
лодным, на порядки более холодным, чем при наивных оценках. В про-
тивном случае весь кислород в атмосфере Земли мог бы сдетониро-
вать от ядерных взрывов лет 60 назад, и сейчас на нашей планете не
было бы никого, кто смог бы наблюдать такое великолепное явление,
как SN 2006gy.
10.2.8. Перспективы теории взрыва коллапсирующих сверхновых
Выбор между возможными механизмами взрыва. В средней галак-
тике коллапсирующие сверхновые вспыхивают в несколько раз чаще,
чем термоядерные, однако механизм их взрыва мы понимаем хуже.
Эта связано с меньшей изученностью физики вещества при плотно-
стях выше плотности ядерной материи, с необходимостью учета всех
взаимодействий (в том числе релятивистской гравитации), с много-
мерностью гидродинамических течений при коллапсе и т. п. Кратко
укажем основные трудности упомянутых выше перспективных меха-
низмов взрыва коллапсирующих сверхновых:
1) взрыв под действием нейтринного излучения при коллапсе тре-
бует развития подробного аппарата переноса нейтрино разных сор-
тов в трехмерном конвективном течении. Необходим учет влияния
вращения, магнитного поля и, возможно, излучения гравитационных
волн;
2) магниторотационный механизм вспышки сверхновой является
сейчас самым успешным: теория полностью учитывает вращение и
магнитные поля, лежащие в основе механизма, но другая физика, на-
пример, перенос нейтрино, пока еще описывается приближенно. Од-
ной из трудностей этой модели может оказаться недостаточно бы-
строе вращение сердцевин большинства звезд, в этом вопросе пока
нет ясности;
3) механизм В. С. Имшенника, предполагающий деление сжимаю-
щегося ядра под действием центробежной силы, также зависит от
значения момента импульса центральных областей звезды перед кол-
лапсом: если он мал, то деление образующейся нейтронной звезды не
сможет произойти. Здесь остается еще один неисследованный во-
прос. Из наблюдений двойных пульсаров в Галактике мы точно знаем,
что слияние компонентов двойных нейтронных звезд непременно
должно происходить по причине гравитационного излучения. Но по-
ка не ясно, позволит ли то же излучение гравитационных волн (эф-
10.2. Физика сверхновых
401
фективно уносящее момент импульса) вообще разделиться горячей
нейтронной протозвезде.
Возможная связь массивных сверхновых с гамма-всплесками?
Гамма-всплески происходят в расчете на среднюю галактику в сотни
или тысячи раз реже, чем вспышки сверхновых, однако не исключе-
но, что причиной гамма-всплесков также служит коллапс массивных
звезд при сочетании особых, довольно экзотических условий. До сих
пор не ясен механизм взрыва сверхновых при коллапсе, так что тео-
рии гамма-всплесков предстоит пройти трудный путь. Не исключено,
что не только условия при коллапсе оказываются экзотическими: воз-
можно, что в особых условиях коллапса образуются неизвестные эк-
зотические частицы, которые и порождают вспышки. Например, если
бы при коллапсе образовались аксионоподобные частицы, распадаю-
щиеся с излучением фотонов вне сердцевины звезды, то при наличии
массивной оболочки мы бы наблюдали вспышку сверхновой, а в ред-
ком случае отсутствия оболочки — мощный гамма-всплеск. Такие час-
тицы не могут быть «обычными» гипотетическими аксионами, по-
скольку их свойства должны значительно отличаться от последних,
но при этом их свойства не должны выходить за ограничения, полу-
ченные из астрофизических данных. Другая экзотическая возмож-
ность — это давно предложенный процесс образования кварковых
сердцевин нейтронных звезд при коллапсе.
В ближайшие годы и десятилетия открываются возможности за-
регистрировать спектры нейтрино и гравитационные волны от звезд-
ных коллапсов. Совместно с наземными и внеатмосферными астроно-
мическими наблюдениями сверхновых и гамма-всплесков во всех диа-
пазонах электромагнитного спектра это поможет разрешению самых
захватывающих проблем современной астрофизики и физики фунда-
ментальных взаимодействий.
Литература
Бакланов П. В., Блинников С. И., Павлюк Н. Н. Параметры классической сверхно-
вой II типа SN 1999ет // Письма в Астрон. журн. 2005. Т. 31. С. 483.
Блинников С. И., Новиков И. Д., Переводчикова Т. В., Полнарев А. Г. О возможно-
сти взрыва нейтронной звезды в тесной двойной системе // Письма в Ас-
трон. журн. 1984. Т. 10. С. 422-428.
Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. М.: Наука, 1990.
Гурский Г. Нейтронные звезды, черные дыры и сверхновые // На переднем крае
астрофизики / Под ред. Ю. Эвретта. Пер. с англ, под ред. В. В. Иванова. М.:
Мир, 1979. С. 160-217.
402
Глава 10. Сверхновые
Имшенник В. С., Надёжны Д. К. Конечные стадии эволюции звезд и вспышки
сверхновых // Итоги науки и техники. Серия «Астрономия». Т. 21. М.:
ВИНИТИ, 1982. С. 63-129 (см. также: Успехи физ. наук. 1988. Т. 156. С. 561).
Лозинская Т. А. Сверхновые звезды и звездный ветер: Взаимодействие с газом
Галактики. М.: Наука, 1986.
Постнов К. А. Космические гамма-всплески // Успехи физ. наук. 1999. Т. 169.
С. 545.
Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звезды. М.: Наука, 1985.
Хохлов А. М. Термоядерное горение и взрыв вырожденного вещества в сверхно-
вых // Итоги науки и техники. Сер. «Астрономия». Т. 38. М.: ВИНИТИ, 1988.
С. 121-190.
Шкловский И. С. Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы. М.: Наука,
1976.
Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса, Д. Клейтона и Д. Шрамма. Пер. с
англ, под ред. А. Г. Масевич. М.: Мир, 1986.
Blinnikov S. I., Ropke F. К.; Sorokina Е. I. Theoretical light curves for deflagration
models of type la supernova // Astron. Astrophys. 2006. Vol. 453. P. 229.
arXiv:astro-ph/0602036.
Lipunov V. M., Postnov K. A., Prokhorov M. E. Formation and coalescence of relativis-
tic binary stars: the effect of kick velocity // Monthly Notices of Roy. Astron.
Soc., 1997, vol. 288, p. 245.
Nadyozhin D. K., Imshennik V. S. Physics of Supernovae // International Journal of
Modern Physics. 2005. Vol. A 20. P. 6597-6611. arXiv:astro-ph/0501002.
Nadyozhin, D. K. Physics of Supernovae: theory, observations, unresolved problems.
2008. arXiv:astro-ph/0804.4350.
Ropke F. K., Hillebrandt, W, Blinnikov, S. I. On the Mechanism of Type la Supernovae
// ESA Special Publication 637 (2006). arXiv:astro-ph/0609631.
Waldman R. The most massive core collapse supernova progenitors // ApJ accepted
2008. arXiv:astro-ph/0806.3544.
Woosley S. E., Blinnikov S., Heger A. Pulsational pair instability as an explanation
for the most luminous supernovae // Nature. 2007. Vol. 450. P. 390-392.
Сверхновые в интернете
www.sai.msu.su/sn — группа исследований сверхновых ГАИШ. Постоянно попол-
няемый каталог сверхновых, каталог кривых блеска сверхновых.
www.supernovae.net — текущая информация об открытиях сверхновых, их изо-
бражения и результаты наблюдений. Этот сайт в основном поддерживается
квалифицированными любителями астрономии.
www.cfa.harvard.edu/supernova — группа исследований сверхновых Астрофизи-
ческого центра Гарвардского университета. Результаты наблюдений сверхно-
вых (спектры, кривые блеска).
10.2. Физика сверхновых
403
cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html — официальный список всех от-
крытых сверхновых с их обозначениями, присвоенными Центральным бюро
астрономических телеграмм МАС (Международного астрономического со-
юза).
web.pd.astro.it/supern — группа исследований сверхновых обсерватории Асиаго
и университета Падуи. Каталог сверхновых, результаты наблюдений.
Учебные сайты о сверхновых (детально о SN 1987А):
http://hera.phl.uni-koeln.de/~heintzma/k2/SNR87A_l.htm
http://www.uni.edu/morgans/astro/course/Notes/section2/new9.html
ПРИЛОЖЕНИЯ
В. Г. Сурдин
В той или иной степени астрономы изучили уже около миллиарда звезд. Найти
надежные данные о конкретных звездах или незвездных объектах (туманностях,
звездных скоплениях, галактиках, объектах Солнечной системы) вам помогут ас-
трономические базы данных, размещенные в сети Интернет. Вот наиболее попу-
лярные из них:
http://adc.astro.umd.edu - Astronomical Data Center (электронные версии катало-
гов и таблиц из журнальных статей).
http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs - Общий каталог переменных
звезд (Москва).
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad - Страсбурская астрономическая база данных
о 4 млн объектов (2008 г.) за пределами Солнечной системы.
Таблица 1
Созвездия в алфавитном порядке русских названий
Русское название Латинское название Краткое обозначение Площадь, кв. градусы Количество звезд
ярче 2,4Ш ярче 5,5Ш
Андромеда Andromeda And 722 3 54
Близнецы Gemini Gem 514 3 47
Большая Медведица Ursa Major UMa 1280 6 71
Большой Пес Canis Major CMa 380 5 56
Весы Libra Lib 538 0 35
Водолей Aquarius Aqr 980 0 56
Возничий Auriga Aur 657 2 47
Волк Lupus Lup 334 1 50
Волопас Bootes Boo 907 2 53
Волосы Вероники Coma Berenices Com 386 0 23
Ворон Corvus Crv 184 0 11
Геркулес Hercules Her 1225 0 85
Гидра Hydra Hya 1303 1 71
Голубь Columba Col 270 0 24
Гончие Псы Canes Venatici CVn 465 0 15
Дева Virgo Vir 1294 1 58
Дельфин Delphinus Del 189 0 11
Дракон Draco Dra 1083 1 79
Единорог Monoceros Mon 482 0 36
Жертвенник Ara Ara 237 0 19
Живописец Pictor Pic 247 0 15
Жираф Camelopardalis Cam 757 0 45
Приложение
405
Русское название Латинское название Краткое обозначение Площадь, кв. градусы Количество звезд
ярче 2,4Ш ярче 5,5т
Журавль Grus Gru 366 2 24
Заяц Lepus Lep 290 0 28
Змееносец Ophiuchus Oph 948 2 55
Змея Serpens Ser 637 0 36
Золотая Рыба Dorado Dor 179 0 15
Индеец Indus Ind 294 0 13
Кассиопея Cassiopeia Cas 598 3 51
Кентавр (Центавр) Centaurus Cen 1060 6 101
Киль Carina Car 494 4 77
Кит Cetus Cet 1 231 1 58
Козерог Capricornus Cap 414 0 31
Компас Pyxis Pyx 221 0 12
Корма Puppis Pup 673 1 93
Лебедь Cygnus Cyg 804 3 79
Лев Leo Leo 947 3 52
Летучая Рыба Volans Vol 141 0 14
Лира Lyra Lyr 286 1 26
Лисичка Vulpecula Vul 268 0 29
Малая Медведица Ursa Minor UMi 256 2 18
Малый Конь Equuleus Equ 72 0 5
Малый Лев Leo Minor LMi 232 0 15
Малый Пес Canis Minor CMi 183 1 13
Микроскоп Microscopium Mic 210 0 15
Муха Musca Mus 138 0 19
Насос Antlia Ant 239 0 9
Наугольник Norma Nor 165 0 14
Овен Aries Ari 441 1 28
Октант Octans Oct 291 0 17
Орел Aquila Aql 652 1 47
Орион Orion Ori 594 7 77
Павлин Pavo Pav 378 1 28
Паруса Vela Vel 500 3 76
Пегас Pegasus Peg 1 121 1 57
Персей Perseus Per 615 1 65
Печь Fornax For 398 0 12
Райская Птица Apus Aps 206 0 10
Рак Cancer Cnc 506 0 23
Резец (скульптора) Caelum Cae 125 0 4
Рыбы Pisces Psc 889 0 50
Рысь Lynx Lyn 545 0 31
Северная Корона Corona Borealis CrB 179 1 22
406
Приложение
Созвездия в алфавитном порядке русских названий (продолжение)
Русское название Латинское название Краткое обозначение Площадь, кв. градусы Количество звезд
ярче 2,4Ш ярче 5,5Ш
Секстант Sextans Sex 314 0 5
Сетка Reticulum Ret 114 0 11
Скорпион Scorpius Sco 497 6 62
Скульптор Sculptor Scl 475 0 15
Столовая Гора Mensa Men 153 0 8
Стрела Sagitta Sge 80 0 8
Стрелец Sagittarius Sgr 867 2 65
Телескоп Telescopium Tel 252 0 17
Телец Taurus Tau 797 2 98
Треугольник Triangulum Tri 132 0 12
Тукан Tucana Tuc 295 0 15
Феникс Phoenix Phe 469 1 27
Хамелеон Chamaeleon Cha 132 0 13
Цефей Cepheus Cep 588 1 57
Циркуль Circinus Cir 93 0 10
Часы Horologium Nor 249 0 10
Чаша Crater Crt 282 0 11
Щит Scutum Set 109 0 9
Эридан Eridanus Eri 1138 1 79
Южная Гидра Hydrus Hyi 243 0 14
Южная Корона Corona Australis CrA 128 0 21
Южная Рыба Piscis Austrinus PsA 245 1 15
Южный Крест Crux Cru 68 3 20
Южный Triangulum TaA 110 1 12
Треугольник Australe
Ящерица Lacerta Lac 201 0 23
Суммарное количество звезд 88 3 047
Таблица 2
Собственные имена и блеск некоторых звезд
Имя Обозначение Блеск Имя Обозначение Блеск
Акрукс a Cru 0,8т Канопус а Саг -0,7m
Алгениб у Peg 2,8 Капелла a Aur 0,1
Алголь Р Per 2, U3,4 Кастор а Gem 1,6
Алиот eUMa 1,8 Майя 20 Tau 3,9
Альбирео PCyg 3,0 Маркаб а Peg 2,5
Альдебаран а Tau 0,9 Мерак pUMa 2,4
Альдерамин а Сер 2,5 Меропа 23 Tau 4,2
Приложение
407
Имя Обозначение Блеск Имя Обозначение Блеск
Алькор 80 UMa 4,0 Мира о Cet 3,1-И2
Альтаир a Aql 0,8 Мирах Р And 2,1
Альциона eTau 2,9 Мицар ;UMa 2,1
Антарес a Sco 1,0 Плейона 28 Таи 5,1
Арктур а Воо -0,04 Поллукс Р Gem 1,1
Астеропа 21 Таи 5,3 Полярная aUMi 2,0
Атлас 27 Таи 3,6 Процион aCMi 0,4
Ахернар aEri 0,5 Регул a Leo 1,4
Беллатрикс у Ori 1,6 Ригель pOri 0,2
Бенетнаш eUMa 1,9 Сириус a CMa -1,5
Бетельгейзе a Ori 0,5 Спика a Vir 1,0
Вега а Lyr 0,03 Тайгета 19 Таи 4,3
Гемма а СгВ 2,2 Толиман a Cen -0,3
Денеб а Cyg 1,3 Тубан a Dra 3,7
Денебола Р Leo 2,1 Фомальгаут a PsA 1,2
Дубхе а UMa 1,8 Электра 17 Таи 3,7
Таблица 3
Ярчайшие звезды
V — блеск в фильтре V в звездных величинах, р — параллакс в угловых секундах;
г - расстояние; Mv - абсолютная звездная величина в фильтре V; LV/LQ - свети-
мость (Lv) в фильтре V в единицах светимости Солнца (Lo).
Имя звезды и ее обозначение в созвездии Блеск в фильт- ре V в звездных величинах* Спектральный класс с классом светимости** P Г, ПК Mv Lv/Lq
Солнце — -26,74т G2V — — +4,8 1
Сириус а СМа -1,47 AlVm 0,379" 2,6 + 1,5 21
Канопус a Саг -0,72 F0II 0,010 100 -5,7 16 000
Толиман a Cen -0,29 G2V+K1V 0,742 1,3 +4,1 1,9
Арктур a Boo -0,04 K1.5IIIp 0,089 11,2 -0,3 110
Вега a Lyr +0,03 v? AOVa 0,129 7,8 +0,6 50
Капелла a Aur +0,08 G5III+G0III 0,077 13,0 -0,5 134
Ригель pOri +0,12 v? B8Ia 0,004 250 -6,8 45 000
Процион aCMi +0,34 F5IV-V 0,286 3,5 +2,7 7,3
Ахернар a Eri +0,50 B3Vpe 0,023 43,5 -2,7 1000
Бетельгейзе a Ori +0,58 v M2Iab 0,008 125 -5,0 8 400
Хадар pCen +0,61 v? B1III 0,006 170 -5,5 14 000
Акрукс a Cru +0,76 B0.5IV+B1V 0,010 100 -4,2 4 200
Альтаир a Aql +0,77 A7V 0,194 5,2 +2,2 11
408
Приложение
Ярчайшие звезды (продолжение)
Имя звезды и ее обозначение в созвездии Блеск в фильт- ре V в звездных величинах* Спектральный класс с классом светимости** Р Г, ПК Mv Lv/Lq
Альдебаран а Таи +0,85 v K5III 0,050 20 -0,7 160
Антарес a Sco +0,91 v M1.5Iab+B4Ve 0,005 200 -5,5 4 000
Спика а Vir +0,96 v B1III-IV+B2V 0,012 83 -3,6 2 400
Поллукс Р Gem + 1,14 КОШЬ 0,097 10,3 + 1,1 31
Фомальгаут а PsA + 1,16 A3V 0,130 7,7 + 1,7 17
Мимоза рСги + 1,25 v? B0.5III 0,009 ПО -4,0 3 200
Денеб aCyg +1,25 v? А21а 0,001 1000 -8,8 270 000
* После числа отмечена значительная переменность блеска (v) или его слабая
переменность (v?).
* * У двойных звезд с компонентами сравнимой светимости в спектре видны две
системы линий.
Таблица 4
Ближайшие к Солнцу звезды (до 4,1 пк)
Координаты J2000.0; параллакс (р) в угловых секундах.
Звезда а 6 ту Спектр P Mv Ly/LQ Примечания
Проксима Кен- тавра 14h29,7m -62°4Г 11,Г M5,5Ve 0,769" 15,5m 0,00005 a Cen C
а Кентавра А 14 39,6 -60 50 0,0 G2V 0,742 4,3 1,6 HD 128620
а Кентавра В 14 39,6 -60 50 1,4 K1V 0,742 5,7 0,44 HD 128621
Звезда Барнарда 17 57,8 +04 42 9,5 M5V 0,549 13,2 0,00043 Gliese 699
Вольф 359 10 56,5 +07 01 13,5 M6,5Ve 0,419 16,6 0,00002 Gliese 406, CN Leo
BD+36°2147 11 03,3 +35 58 7,5 М2,IV 0,392 10,5 0,0055 Lalande 21185
Сириус А 6 45,1 -16 43 -1,4 AlVm 0,379 1,5 22,3 HD 48915
Сириус В 6 45,1 -16 43 8,4 DA2 0,379 11,3 0,0025 Белый карлик
Лейтен 726-8 А 1 39,0 -17 57 12,6 M5,5Ve 0,373 15,4 0,000058 BL Cet
Лейтен 726-8 В -1 39,0 -17 57 13,0 M5,5Ve 0,373 15,8 0,00004 UV Cet
Росс 154 18 49,8 -23 50 10,4 M3,6Ve 0,336 13,0 0,00054 Gliese 729, V1216 Sgr
Росс 248 23 41,9 +44 10 12,3 M5,5Ve 0,316 14,8 0,00011 Gliese 905, HHAnd
е Эридана 3 32,9 -09 27 3,7 K2V 0,311 6,2 0,29 HIP 16537, HD 22049
CD—36°15693 23 05,9 -35 51 7,4 M2V 0,304 9,8 0,011 Lacaille 9352
Росс 128 11 47,7 +00 48 11,1 M5V 0,300 13,5 0,00034 Gliese 447, FI Vir
Приложение
409
Звезда а 5 ту Спектр P Mv Ly/L® Примечания
Лейтен 789-6 = АВС 22 38,6 -15 18 12,3 M5,5V 0,290 14,6 0,00012 EZ Aquarii
61 Лебедя А 21 06,9 +38 45 5,2 K5V 0,287 7,5 0,086 HD 201091
61 Лебедя В 21 06,9 +38 44 6,1 K7V 0,285 8,3 0,039 HD 201092
Процион А 7 39,3 +05 14 0,4 F5IV-V 0,286 2,7 7,2 a CMi, HD 61421
Процион В 7 39,3 +05 14 10,7 DF 0,286 13,0 0,00054 Белый карлик
BD+59°1915 А 18 42,8 +59 38 8,9 M3,5V 0,280 11,2 0,0029 ADS 11632 AB
BD+59°1915 В 18 42,8 +59 38 9,7 M4V 0,284 12,0 0,0014 Struve 2398AB
Groombridge 34А 0 18,4 +44 01 8,1 M2V 0,280 10,3 0,0063 GXAnd, BD+43°44 A
Groombridge 34В 0 18,4 +44 01 П,1 M4V 0,280 13,3 0,00039 GQ And, BD+43°44 В
G 51-15 8 29,8 +26 47 14,8 M6,5Ve 0,276 17,0 0,000013 G = Giclas, DXCnc
е Ind = А, Ва, ВЬ 22 03,4 -56 47 4,7 K4Ve 0,276 6,9 0,15 Ba, Bb - ко- рич. карлики
т Cet 1 44,1 -15 56 3,5 G8V 0,274 5,7 0,45 HIP 8102, HD 10700
Лейтен 372-58 3 36,0 -44 31 13,0 M4,5V 0,273 15,2 0,00007 GJ1061, LHS 1565
Лейтен 725-32 1 12,5 -17 00 12,1 M5,5Ve 0,269 14,3 0,00017 G1 54.1, YZ Cet
Звезда Лейтена 7 27,4 +05 14 9,8 M4V 0,263 12,0 0,0013 BD+5°1668, G1273
Звезда Тигардена 2 53,0 + 16 53 15,4 M6,5V 0,259 17,5 0,000008 S0025300.5+ 165258
SCR 1845-6357 = А, В 18 45,1 -63 58 17,4 M8,5V 0,259 19,4 0,000002 В - коричне- вый карлик
Звезда Каптейна 5 11,7 -45 01 8,9 M1V 0,255 10,9 0,0037 CD-45°1841
CD-39°14192 21 17,3 -38 52 6,7 M2Ve 0,253 8,7 0,028 AXMic, Lacaille 8760
Крюгер 60 А 22 28,0 +57 42 9,8 M3,5V 0,248 11,8 0,002 HD 239960
Крюгер 60 В 22 28,0 +57 42 11,4 M4,0Ve 0,248 13,4 0,00041 DO Cep, G1860B
DEN 1048-3956 10 48,2 -39 56 17,4 M8,5V 0,248 19,4 0,000002
Росс 614 А 6 29,4 -02 49 11,2 M4,5Ve 0,244 13,1 0,00051 HIP 30920, G1 234A
Росс 614 В 6 29,4 -02 49 14,2 M5,5V 0,244 16,2 0,00003 G1234B, V577 Mon
410
Приложение
Таблица 5
Стандартная модель Солнца (Bahcall J. N. et al. 1982 Rev. Mod. Phys. Vol. 54. P. 767)
MrnLr — масса и светимость внутри радиуса г вокруг центра звезды; Т, р, X и к —
температура, плотность, массовая доля водорода и коэффициент непрозрачно-
сти на расстоянии г от центра звезды.
мг,ма г, Rq т, ю6 к р, г/см3 Lr, Lq X к, см2/г
0,0 0,00 15,5 156,3 0,00 0,355 1,1
0,0099 0,046 14,8 133,9 0,079 0,417 1,2
0,0385 0,076 13,8 108,1 0,264 0,497 1,3
0,1038 0,113 12,4 78,9 0,555 0,592 1,4
0,1620 0,138 11,4 63,2 0,718 0,641 1,6
0,2100 0,156 10,8 53,6 0,809 0,668 1,7
0,2580 0,173 10,2 45,7 0,874 0,688 1,8
0,3100 0,190 9,60 38,5 0,921 0,702 1,9
0,3900 0,217 8,77 29,4 0,964 0,716 2,1
0,4700 0,245 8,00 22,1 0,986 0,724 2,4
0,5500 0,275 7,27 16,1 0,996 0,728 2,8
0,6900 0,336 6,03 8,03 1,000 0,731 3,5
0,8300 0,430 4,65 2,85 1,000 0,732 4,7
0,9264 0,554 3,40 0,773 1,000 0,732 8,0
0,9602 0,641 2,72 0,338 1,000 0,732 12,2
0,9784 0,718 2,12 0,169 1,000 0,732 16,8
0,9954 0,849 0,95 0,050 1,000 0,732 Конвек.
1,00 1,00 0,0058 2,8-10“7 1,00 0,732 0,3
Таблица 6
Масса, радиус и средняя плотность звезд (в солнечных единицах)
Классы светимости: V — главная последовательность; III — гиганты; I — сверхги-
ганты. Данные: Страйжис В. Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс, 1982.
Спектр Масса Радиус Средняя плотность
V - III lab ' V III lab V III lab
05 65 78 98 15 18 23 0,019 0,013 0,0081
Об 50 63 81 13 17 23 0,023 0,013 0,0067
07 39 48 68 12 15 23 0,023 0,014 0,0056
08 30 40 58 10,5 14 22 0,026 0,015 0,0054
09 24 31 52 8,5 12 23 0,039 0,018 0,0043
ВО 20 25 36 7,2 11 25 0,054 0,019 0,0023
В1 13 17 29 5,9 9,3 28 0,063 0,021 0,0013
В2 10 12 24 4,8 8,3 31 0,090 0,021 0,00081
Приложение
411
Спектр Масса Радиус Средняя плотность
V III lab V III lab V III lab
ВЗ 6,9 8,7 21 4,1 6,8 34 0,10 0,028 0,00053
В5 4,8 5,6 18 3,2 4,8 45 0,15 0,051 0,00020
В6 4,1 4,8 18 3,0 4,4 50 0,15 0,056 0,00014
В7 3,4 4,0 17 2,8 4,1 52 0,15 0,058 0,00012
В8 3,0 3,3 16 2,6 3,8 58 0,17 0,060 8 10-5
В9 2,6 3,1 16 2,6 3,9 62 0,15 0,052 7 • 10’5
АО 2,2 2,7 15 2,3 3,6 63 0,18 0,058 6 • IO'5
А1 2,2 2,6 15 2,1 3,4 66 0,24 0,066 5 • Ю’5
А2 2,1 2,5 14 2,0 3,3 68 0,26 0,070 5-Ю-5
АЗ 2,0 2,3 13 1,8 3,0 69 0,34 0,085 4- 1О“5
А5 1,8 2,1 13 1,7 2,8 79 0,37 0,096 ЗЮ’5
А7 1,7 2,0 14 1.6 2,7 93 0,42 0,10 2-Ю’5
FO 1,4 1,7 16 1,4 2,6 115 0,51 0,097 1 • 10‘5
F2 1,3 1,6 16 1,4 2,6 132 0,47 0,091 7 • 10‘6
F5 1,2 1,5 18 1,3 2,7 170 0,55 0,076 4 • IO'6
F8 1,1 - 19 1,2 - 210 0,64 - 2 • 10’6
GO 1,05 - 20 1,1 - 245 0,79 - 1 • 10’6
G2 1,00 2,1 20 1,0 6,0 275 1,0 0,0097 1 • 10’6
G5 0,95 2,5 21 0,91 7,6 330 1,3 0,0057 6-10“7
G8 0,91 2,6 21 0,83 8,9 370 1,6 0,0037 4-10“7
КО 0,85 2,9 20 0,78 10 390 1,8 0,0029 4 • 10‘7
К1 0,79 2,9 20 0,78 11 410 1,7 0,0022 3 • 10’7
К2 0,79 2,8 19 0,78 13 410 1,7 0,0013 3 • IO'7
КЗ 0,76 2,4 20 0,76 17 425 1,7 0,0005 ЗЮ'7
К4 0,71 2,3 - 0,71 20 - 2,0 0,0003 -
К5 0,65 2,3 20 0,68 28 490 2,1 0,0001 2 • 10’7
К7 0,60 - - 0,63 - - 2,4 - -
МО 0,55 3,0 21 0,60 44 525 2,6 4-Ю’5 1 • 10‘7
Ml 0,50 3,5 22 0,54 60 600 3,2 2 -10“5 1 • 10’7
М2 0,45 3,5 23 0,50 68 710 3,6 1 • 10’5 6 • 10’8
М3 0,40 3,3 24 0,44 83 960 4,7 6-10’6 ЗЮ"8
М4 0,30 3,2 - 0,38 96 - 5,5 4-Ю’6 -
М5 0,15: 2,6: - 0,19 ПО: - 22 2-Ю’6 -
Мб - 2,5: - - 145: - - 8Ю“7 -
412
Приложение
Таблица 7
Заметные линии в спектрах звезд солнечного типа
W - эквивалентная ширина линии в спектре Солнца (центр диска). Некоторые
обозначения Фраунгофера (особенно d и е) в разных источниках приписывают-
ся разным линиям.
Длина волны, А Обозначение Фраунгофера Идентификация w,A
3 581 N Нейтральное железо (Fe I) 2,1
3 735 М Нейтральное железо (Fe I) 3,1
3 820 L Нейтральное железо (Fe I) 1,7
3 934 К Ионизованный кальций (Са II) 20,3
3 968 Н Ионизованный кальций (Са II) 15,5
4 046 Нейтральное железо (Fe I) 1,2
4 102 h Водород (Н), Н5 - серия Бальмера 3,1
4 227 g Нейтральный кальций (Са I) 1,5
4 308 G Нейтральное железо (Fe I)
4 340 G' Водород (Н), Ну — серия Бальмера 2,9
4 384 d Нейтральное железо (Fe I) 1,0
4 861 F Водород (Н), Нр - серия Бальмера 3,7
5167 b4 Нейтральный магний (Mg I) 0,9
5169 Ьз Нейтральное железо (Fe I)
5173 b2 Нейтральный магний (Mg I) 1,3
5184 bi Нейтральный магний (Mg I) 1,6
5 270 e2 Нейтральное железо (Fe I)
5 890 d2 Нейтральный натрий (Na I) 0,77
5 896 Di Нейтральный натрий (Na I) 0,57
6 563 C Водород (Н), На - серия Бальмера 4,0
6 867 В Молекула кислорода (О2) в земной атмосфере
7 183 a Молекула воды (Н2О) в земной атмосфере
7 594 A Молекула кислорода (О2) в земной атмосфере
8 227 Z Молекула кислорода (О2) в земной атмосфере
8 498 Ионизованный кальций (Са II) 1,3
8 542 Ионизованный кальций (Са II) 3,7
8 662 Ионизованный кальций (Са II) 2,6
10 049 Водород (Н), Р5 - серия Пашена 1,6
10 938 Водород (Н), Ру - серия Пашена 2,2
12818 Водород (Н), Рр - серия Пашена 4,2
Приложение
413
Таблица 8
Содержание некоторых химических элементов в Солнечной системе
Элемент Содержание по числу атомов (Si = 106) Доля по массе Элемент Содержание по числу атомов (Si = 106) Доля по массе
1 Н 2,66 10'° 0,772 10 Ne 2,6-106 1,52-Ю-3
2 Не 1,80 109 0,209 12 Mg 1,06-106 7,48 • IO’4
3 Li 60 1,21 • IO"8 14 Si 1,0-106 8,16-10’4
6 С 1,11 107 3,91 1СГ3 20 Са 6,25-104 7,28-10’5
7 N 2,31 • 106 9,42-10’4 26 Fe 9,0-105 1,46-10’3
8 О 1,84 -107 8,57-10’3 28 Ni 4,78-104 8,14 • 10’5
Таблица 9
Яркие галактические планетарные туманности
Координаты J2000.0; диаметр туманности в угл. секундах; mpg — полный фотографи-
ческий блеск; ту — визуальный (или в фильтре В) блеск центральной звезды. Дан-
ные по: Sky Catalogue 2000. Тип по Б. А. Воронцову-Вельяминову: 1 - звездоподоб-
ная; 2 — ровный диск или овал (а - с поярчанием к центру; b — однородный; с - с
поярчанием к краю); 3 — неправильный диск или овал (а — очень неоднородное рас-
пределение яркости; b — прослеживается кольцевая структура); 4 - кольцеобраз-
ная; 5 — неправильная, похожая на диффузную туманность; 6 - аномальная (в фор-
ме «S» или «8» и т. п.). Более сложные формы характеризуются суммой типов.
NGC а 6 Туманность Центр, звезда Расст. , кпк Примечания
диаметр mpg тип mv спектр
40 0h13,0m +72°32' >371 10,7m зь+з 11,6m WC8 0,9
246 0 47,0 -11 53 225 8,0 зь 11,9 OVI+K 0,4
650-1 1 42,4 +51 34 65x290 12,2 3+6 17,0: 1,1 М76
1535 4 14,2 -12 44 18x44 9,6 4+2с 12,2 05
2022 5 42,1 +09 05 > 18 12,4 4+2 15,2 Contin. 2,1
IC2149 5 56,3 +46 07 >8 11,2 ЗЬ+2 11,6 О7.5р 1,0
2392 7 29,2 +20 55 13x44 9,9 ЗЬ+ЗЬ 10,5 O7f 0,9 «Эскимос»
2438 7 41,8 -14 44 >66 10,1 4+2 17,7: Contin. 0,9
2440 7 41,9 -18 13 14x32 10,8 5+3 14,3 Т=2-105К 1,1
2867 9 21,4 -58 19 11 9,7 4 13,6В WC 1,7
3132 10 07,0 -41 27 >47 8,2 4+2 10,1 A2V+sdO 0,8 «Южное кольцо»
3242 10 24,8 -18 38 35x40 8,6 4+ЗЬ 12,0 0,8 «Призрак Юпитера»
3587 11 14,8 +55 01 194 12,0 За 15,9 0,4 М 97, «Сова»
4361 12 24,5 -18 48 45x110 10,3 За+2 13,2 Об 0,8
414
Приложение
Яркие галактические планетарные туманности (продолжение)
NGC а 8 Туманность Центр, звезда Расст. , КПК Примечания
диаметр mpg тип ГПу спектр
IC 4406 14 22,4 -44 09 >28 10,6 4+3 14,7В WR 1,5 «Сетчатка»
6210 16 44,5 +23 49 > 14 9,3 2+ЗЬ 12,9 03? 1,1
6543 17 58,6 +66 38 18x350 8,8 За+2 11,4 O7+WR 1,1 «Кошачий глаз»
6572 1812,1 +06 51 8 9,0 2а 13,6 Of+WR 0,6
6720 18 53,6 +33 02 70x150 9,7 4+3 14,8 Cont 0,6 М 57, «Кольцо»
6818 19 44,0 -14 09 >17 9,9 4 13,1 WNb? 1,6
6826 19 44,8 +50 31 30x140 9,8 За+2 10,4 06fp 1,0
6853 19 59,6 +22 43 350x910 7,6 3+2 13,9 07 0,3 М 27, «Гантель»
7009 21 04,2 -11 22 25x100 8,3 4+6 11,5 Contin. 0,9 «Сатурн»
7293 22 29,6 -20 48 >769 7,5 4+3 13,5 0,2 «Улитка» (Helix)
7662 23 25,9 +42 33 20x130 9,2 4+3 13,2 Contin. 1,2 «Голубой снежок»
Таблица 10
Полные солнечные затмения с 1950 по 2050 гг.
Т - максимальная продолжительность полной фазы в минутах
Дата Т Область видимости
1950,12 сентября 1 Арктика, Сев.-Вост. Сибирь, Тихий океан
1952,25 февраля 3 Атлантика, Африка, Иран, Ср.-Зап. Сибирь
1954, 30 июня 3 Канада, Скандинавия, Россия, Кавказ
1955,20 июня 7 Цейлон, Индокитай, Филиппины, Тихий океан
1956,08 июня 5 Южный Тихий океан
1958,12 октября 5 Экваториальный Тихий океан, Чили
1959,02 октября 3 Атлантика, северная и центральная Африка
1961,15 февраля 3 Южн. Европа, Черное море, Вост. Сибирь
1962,05 февраля 4 Зондские о-ва, Новая Гвинея, Тихий океан
1963,20 июля 2 шт. Аляска, Канада, Атлантика
1965, 30 мая 5 Новая Зеландия, Тихий океан
1966,12 ноября 2 Тихий океан, Перу, Боливия, Бразилия, Атлантика
1967,02 ноября 1 Антарктика
1968,22 сентября 1 Северная Земля, сред. Сибирь, восточный Тянь-Шань
1970,07 марта 3 Тихий океан, Мексика, Флорида, Ньюфаундленд
1972,10 июля 3 Сахалин, Камчатка, северная Канада, Лабрадор
1973,30 июня 7 Венесуэла, Сахара, Сомали, Индийский океан
1974,20 июня 5 Южный Индийский океан, северо-западная Австралия
1976,23 октября 5 Африка, Австралия, Тихий океан
1977,12 октября 3 Тихий океан, Венесуэла
1979, 26 февраля 3 Сев.-Зап. США, Канада, Гренландия
Приложение
415
Дата Т Область видимости
1980,16 февраля 4 Атлантика, Конго, Индия, Китай
1981,31 июля 2 Северный Кавказ, Сибирь, Тихий океан
1983,11 июня 5 Индийский океан, Ява, Новая Гвинея
1984, 22 ноября 2 Новая Гвинея, Индонезия, Тихий океан
1987, 29 марта 0,3 Аргентина, Атлантика, Экватор. Африка
1988,18 марта 4 Суматра, Филиппины, северный Тихий океан
1990, 22 июля 3 Финляндия, Сибирь, северный Тихий океан
1991,11 июля 7 Гавайи, Центр. Америка, Бразилия
1992, 30 июня 5 Южная Атлантика
1994, 03 ноября 4 Тихий океан, Чили, Бразилия, Атлантика
1995, 24 октября 2 Иран, Индия, Вьетнам, Тихий океан
1997, 09 марта 3 Монголия, Сибирь, Арктика
1998, 26 февраля 4 Тихий океан, Колумбия, Сев. Атлантика
1999,11 августа 2 Сев. Атлантика, Центр. Европа, Индия
2001, 21 июня 5 Южная Атлантика, южная Африка, Мадагаскар
2002, 04 декабря 2 Южная Африка, Индийский океан, Австралия
2003, 23 ноября 2 Антарктика
2005,08 апреля 1 Тихий океан, Панама
2006, 29 марта 4 Атлантика, Африка, Турция, Россия
2008,01 августа 2 Арктика, Россия (западная Сибирь, Алтай), Китай
2009, 22 июля 7 Северная Индия, Китай, Тихий океан
2010,11 июля 5 Южный Тихий океан, Юг Чили
2012,13 ноября 4 Сев. Австралия, Южный Тихий океан
2013, 03 ноября 2 Атлантика, центральная Африка
2015, 20 марта 3 Северная Атлантика, Арктика
2016,09 марта 4 Суматра, Борнео, северный Тихий океан
2017, 21 августа 3 Тихий океан, США, центральная Атлантика
2019, 02 июля 5 Южн. Тихий океан, Чили, Аргентина
2020,14 декабря 2 Тихий океан, Чили, Аргентина, Атлантика
2021, 04 декабря 2 Антарктика
2023, 20 апреля 1 Индийский океан, Индонезия, Тихий океан
2024,08 апреля 4 Тихий океан, Мексика, США, Атлантика
2026,12 августа 2 Гренландия, Антарктика, Испания
2027,02 августа 6 Сев. Африка, Индийский океан
2028, 22 июля 5 Индийский океан, Австралия, Новая Зеландия
2030, 25 ноября 4 Южная Африка, Индийский океан, Австралия
2031,14 ноября 1 Центральный Тихий океан
2033,30 марта 3 Чукотка, Аляска, Северный Ледовитый океан
2034, 20 марта 4 Центральная Африка, Аравийский п-ов, Иран, Китай
2035, 02 сентября 3 Северный Китай, Корея, Япония, Тихий океан
2037,13 июля 4 Австралия, Новая Зеландия
2038, 26 декабря 2 Австралия, Новая Зеландия, Тихий океан
416
Приложение
Полные солнечные затмения с 1950 по 2050 гг. (продолжение)
Дата Т Область видимости
2039,15 декабря 2 Антарктида
2041,30 апреля 2 Атлантика, Африка
2042,20 апреля 5 Индонезия, Филиппины, Тихий океан
2043,09 апреля 1 Магадан, Камчатка
2044, 23 августа 2 Северная Америка
2045,12 августа 6 Северная Америка, Куба, Южная Америка
2046,02 августа 5 Атлантика, Африка, Индийский океан
2048,05 декабря 3 Южная Америка, Атлантика, Африка
2049, 25 ноября 1 Аравийский п-ов, Индийский океан, Индонезия
2050,20 мая 1 Южный Тихий океан
Таблица И
Основные события в истории физики звезд
Год Событие
До начала XX века
1572 Явление сверхновой, впервые научно описанное Тихо Браге.
1596 Д. Фабриций впервые описал наблюдение переменной звезды.
1610- По движению пятен обнаружено вращение Солнца (Г. Галилей, И. Фаб-
1611 риций, X. Шейнер).
1692 Ньютон формулирует идею гравитационной неустойчивости первич- ного вещества Вселенной с целью объяснить происхождение звезд.
1755 Кант изложил свою небулярную гипотезу о происхождении небесных тел, позже независимо развитую Лапласом (1796).
1779 Первый каталог двойных звезд (X. Майер) и начало их изучения В. Гер- шелем.
1783 Джон Мичелл, затем Лаплас (1795) отметили принципиальную возмож- ность существования столь массивных объектов, что действие их гра- витации не позволяет даже лучу света покинуть их поверхность. Пред- сказание черных дыр.
1786 Составлен^ первые каталоги переменных звезд (Э. Пиготт), звездных скоплений и туманностей (В. Гершель).
1802 У. Волластон обнаружил темные линии в спектре Солнца, которые поз- же детально описал Й. Фраунгофер (1814).
1835- Первые измерения параллаксов звезд (Ф. Бессель, В. Струве, Т. Хендер-
1839 сон).
1836 Первые фотометрические измерения блеска звезд (Дж. Гершель).
1844 По неравенствам в собственном движении Сириуса и Проциона Ф. Бес- сель заподозрил наличие у них невидимых спутников, как позже выяс- нилось — белых карликов.
Приложение
417
Год Событие
1848 Ю. Майер, один из создателей закона сохранения энергии, высказал ги- потезу, что излучение Солнца поддерживается постоянным падением на него метеоритов, отдающих Солнцу свою кинетическую энергию.
1850 1854 У. Бонд и Дж. Бонд получили первую фотографию звезды (Веги). Г. Гельмгольц предположил, что источником солнечной энергии слу- жит его непрерывное сжатие под действием собственной силы тяже- сти. Но У. Томсон (лорд Кельвин) вычислил (1861), что гравитационное сжатие может обеспечить светимость Солнца на современном уровне в течение всего лишь 20 млн лет, что противоречит данным о возрасте Земли.
1859- 1862 Р. Бунзен и Г. Кирхгоф разработали метод спектрального анализа. Кирхгоф измерил положение тысяч фраунгоферовых линий в спектре Солнца, отождествил их с линиями известных элементов и доказал, что недра Солнца горячее его атмосферы, опровергнув существовавшее то- гда мнение о холодном ядре Солнца. У. Хёггинс и А. Секки начали спек- троскопическое изучение звезд.
1862 А. Кларк при испытании 46-см рефрактора открыл слабый спутник Си- риуса, как выяснилось позже - первый белый карлик Сириус В.
1862 У. Томсон (лорд Кельвин) ввел понятие конвективного равновесия и рассмотрел адиабатическую конвекцию в атмосфере Земли. М. Фей предположил, что конвекция может быть основным механизмом пере- носа энергии внутри Солнца.
1863- 1868 А. Секки провел первую (визуальную) классификацию спектров 4000 звезд, разделив их на 5 классов приблизительно в порядке убывания температуры поверхности (это подтвердилось позже).
1868 У. Хёггинс впервые (визуально) измерил смещение линий в спектре звезды (Сириуса) и оценил ее лучевую скорость, используя формулу Доплера.
1869 Дж. Лейн (Лэн) теоретически исследует внутреннее строение Солнца и сжатие газового шара под действием собственной гравитации. На ос- нове гипотезы о конвективном равновесии он впервые рассчитывает структуру политропной звезды. Пытаясь по значению солнечной по- стоянной определить температуру поверхности Солнца, он получает 30 000 К (закон Стефана тогда не был известен; он был опубликован им только в 1879 г.).
1872 1878- 1883 Г. Дрэпер получил первую фотографию спектра звезды — Веги. А. Риттер в большой серии статей развил математическую теорию са- могравитирующих политропных газовых шаров. Он независимо вывел основное уравнение звездной структуры, именуемое обычно уравнени- ем Лейна-Эмдена (или Лэна-Эмдена), и решил его для ряда показате- ей политропы. Он впервые получил уравнение для потенциальной и внутренней энергии звезды, связанные в равновесии теоремой о вириа- ле. Он рассмотрел также пульсации газовых шаров с целью объяснения переменных звезд.
418
Приложение
Основные события в истории физики звезд (продолжение)
Год Событие
1878- Опубликованы теоретические работы М. Тизена, Э. Бетти, А. Шустера,
1889 Дж. Хилла и Дж. Дарвина о структуре изотермических шаров и полит- ропов.
1885 Первое наблюдение вспышки звезды за пределом Галактики - Э. Харт- виг наблюдал сверхновую в М31.
1888- Дж. Килер провел надежные (визуальные) измерения лучевых скоро-
1890 стей звезд. Г. Фогель и Ю. Шейнер разработали методику фотографиче- ского измерения лучевых скоростей.
1894 А. Белопольский открыл периодическое изменение лучевых скоростей у цефеид.
XX век
1900 М. Планк положил начало квантовой теории и вывел закон распределе- ния энергии в спектре абсолютно черного тела.
1902 Дж. Джинс создал теорию гравитационной неустойчивости неподвиж- ной однородной газовой среды.
1904 Дж. Джинс предположил, что источником энергии звезд служит то, что положительно и отрицательно заряженные элементарные частицы, притягиваясь и «обрушиваясь» друг на друга, превращают всю свою массу в энергию излучения. В 1905 г. теория относительности Эйн- штейна дала количественную оценку (Е = тс2) идее полной аннигиля- ции вещества.
1905- Э. Герцшпрунг открыл, что звезды поздних спектральных классов раз-
1907 деляются на гиганты и карлики.
1906 К. Шварцшильд развил теорию лучистого равновесия звездных атмо- сфер.
1907 Опубликована фундаментальная книга Р. Эмдена «Газовые шары», со- держащая общую теорию равновесия политропных конфигураций. Приняв в качестве модели Солнца политропу с индексом п = 3/г, Эмден получил центральную температуру 12 млн К и плотность 8,3 г/см3. Све- тимость Солнца тогда считалась равной 7,8 • 1026 Вт, а температура фо- тосферы — около 7 000 К. Современные расчеты дают центральную тем- пературу Солнца 16 млн К й плотность 160 г/см3.
1908 Дж. Хейл открыл магнитное поле на Солнце (в пятнах).
1911- К. Шварцшильд и Г. Рассел построили диаграмму спектр-светимость,
1914 сыгравшую огромную роль в изучении эволюции звезд.
1914 У. С. Адамс, анализируя спектр Сириуса В, показал, что он имеет такую же высокую температуру, как сам Сириус. До этого Сириус В относили к красным звездам и объясняли его малый блеск низкой температурой. При измеренной Адамсом высокой температуре вычисленный радиус Сириуса В оказался меньше, чем у Земли. Возникло понятие «белый карлик».
Приложение
419
Год Событие
1914- 1919 1916 X. Шепли и А. Эддингтон разрабатывают теорию пульсаций политроп- ных звезд. А. Эддингтон начинает разработку теории внутреннего строения звезд и демонстрирует большую роль давления излучения в равновесии мас- сивных звезд.
1918- 1924 Опубликован 9-томный «Каталог Гарвардской обсерватории» (Henry Draper Catalogue, HD), содержащий классификацию спектров 225 300 звезд, проделанную Энни Кэннон.
1920 При помощи интерферометра, смонтированного на 100-дюймовом реф- лекторе обсерватории Маунт-Вилсон, А. Майкельсон и Ф. Пиз провели первое прямое измерение диаметра звезды (Бетельгейзе).
1920- 1925 Создана теория ионизации атомов (М. Саха) и применена к истолкова- нию звездных спектров и изучению атмосфер звезд (Г. Рассел, А. Милн, С. Пейн-Гапошкина).
1921 Эддингтон высказал предположение, что верхний предел светимости достигается у тех звезд, у которых направленная внутрь сила тяжести уравновешивается направленным наружу давлением излучения. Мо- дель Эддингтона объясняет зависимость масса-светимость для звезд главной последовательности (1924). Издана книга Эддингтона «Внут- реннее строение звезд» (1926).
1922 Обнаружена двойная «горячая звезда Пласкетта» (HD 47129) с полной массой около 150 М© и массой главного компонента (80-90) М©.
1922- 1929 1929 А. Шустер, К. Шварцшильд, Э. Милн и А. Эддингтон разработали тео- рию переноса излучения в атмосферах звезд. Г. А. Шайн и О. Струве определили скорости вращения звезд. Р. Аткин- сон и Ф. Хоутерманс предположили, что источником энергии звезд слу- жат реакции ядерного синтеза; вместе с Г. Гамовым они ввели термин «термоядерные реакции».
1931 М. Миннарт и Ч. Слоб для определения состава звездных атмосфер вве- ли метод кривых роста, основанный на зависимости эквивалентной ширины спектральной линии поглощения от числа атомов, формирую- щих линию.
1932 1934 Опубликован «Новый общий каталог двойных звезд» (ADS) Р. Эйкина. Ф. Цвикки, В. Бааде и Г. Минковский выделили в самостоятельный класс и начали изучать сверхновые звезды. В. Бааде и Ф. Цвикки выска- зали предположение, что вспышки сверхновых связаны с рождением нейтронных звезд.
1937 Дж. Койпер при изучении звездной эволюции впервые использовал диаграмму спектр-величина для рассеянных скоплений.
1937 Г. Волков и Р. Оппенгеймер впервые рассчитывают модель нейтронной звезды.
420
Приложение
Основные события в истории физики звезд (продолжение)
Год Событие
1937- Г. Гамов построил первую теорию звездной эволюции, основанную на
1940 ядерных источниках энергии.
1938- К. Вейцзеккер, Г. Бете, Г. Гамов, К. Кричфилд и Э. Теллер открыли про-
1939 тон-протонный и углеродно-азотный циклы термоядерного синтеза. Г. Бете создал количественную теорию ядерных источников звездной энергии.
1939 Р. Оппенгеймер и X. Снайдер чисто математически предсказывают чер- ные дыры. Интерес астрономов к этим объектам просыпается лишь в начале 1960-х гг., а сам термин «черная дыра» впервые произнес Джон Уилер в 1968 г.
1940 Дж. Гринстейн заметил особенности в спектре и Стрельца; это привело к обширным исследованиям обилия элементов в звездах. Б. Стрёмгрен начал разработку метода моделей для изучения звездных атмосфер.
1942 Н. Мейол и Я. Оорт показали, что Крабовидная туманность является ос- татком Сверхновой 1054 г. М. Шёнберг и С. Чандрасекар нашли теоре- тический предел массы изотермического ядра звезды, заложив этим основу теории красных гигантов.
1942- Б. В. Кукаркин на основе изучения переменных звезд выделил в Галак-
1949 тике различные подсистемы.
1944 В. Бааде разрешил на звезды центральную часть галактики М31, что позволило ему выделить два типа звездного населения.
1946 Дж. Койпер впервые получил инфракрасные спектры звезд (до длины волны 2,5 мкм). X. Бэбкок впервые обнаружил магнитное поле у звезды (78 Девы).
1946- Г. Гамов разработал теорию образования химических элементов в звез-
1948 дах путем последовательного захвата нейтронов.
1947 В. А. Амбарцумян показал, что наличие звездных ассоциаций свиде- тельствует о продолжающемся формировании звезд в Галактике.
1950 «Только советские ученые, владеющие наиболее действенным методом познания — методом материалистической диалектики, — в состоянии действительно научно разрешить сложные вопросы эволюции звезд» А. Б. Северный. /
1952 П. Меррилл обнаружил в спектрах некоторых холодных звезд линии нестабильного элемента технеция.
1953 С. А. Жевакин показал, что главный источник неустойчивости цефеид связан со слоем дважды ионизованного гелия. На этой идее основана современная теория пульсирующих звезд.
1954- М. Уолкер открыл оптическую переменность бывшей новой DQ Her с
1956 периодом 71 с. Это стало прямым указанием на присутствие в двойной системе белого карлика.
1957 Джеффри и Маргерит Бербидж, Уильям Фаулер, Фред Хойл и Эл (Эла- стер) Камерон создают современную теорию нуклеосинтеза: происхо-
Приложение
421
Год Событие
ждение химических элементов получает объяснение как результат тер- моядерных реакций в недрах звезд.
1959 Получен теоретический верхний предел на массу устойчивой звезды, равный около 60 М© (предел Леду-Шварцшильда-Херма).
1961- 1965 Ч. Хаяши доказал, что оболочки протозвезд на поздней (адиабатиче- ской) стадии сжатия должны быть полностью конвективными (стадия Хаяши). Вместе с коллегам он рассчитал первые модели сжатия про- тозвезд из первоначально однородного облака, демонстрировавшие мощную вспышку в момент остановки сжатия ядра.
1962 Открыт первый галактический источник рентгеновского излучения (Р. Джиаккони, X. Гурский, Ф. Паолини, Б. Росси).
1965 Д. Михалас, С. Стром и Е. Эврет на смену методу кривых роста разрабо- тали метод моделей атмосфер звезд, основанный на компьютерном рассчете сеток моделей, неоднородных по температуре и плотности. Параметрами модели служат эффективная температура и сила тяже- сти на поверхности звезды, а на выходе модель дает профиль оптиче- ского спектра.
1966- 1967 Я. Б. Зельдович, И. Д. Новиков и И. С. Шкловский предсказали, что чер- ные дыры и нейтронные звезды могут быть мощными источниками рентгеновского излучения при аккреции на них звездного или меж- звездного вещества.
1967 Открыты радиопульсары (Джоселин Белл и Энтони Хьюиш), отождест- вленные с теоретически предсказанными ранее нейтронными звез- дами.
1968 Раймонд Дэвис с коллегами начал измерять поток нейтрино от Солнца в экспериментах с хлорсодержащим детектором, идея которого при- надлежит Б. М. Понтекорво (1946). В 1970-е гг. группа Дэвиса надежно зарегистрировала поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца, но он оказался примерно втрое меньше пред- вычисленного.
1969 Ричард Ларсон создал численные модели сжатия неоднородных про- тозвезд, демонстрировавшие более спокойный характер эволюции, чем модели Хаяши.
1972 Обнаружение рентгеновских источников в составе двойных звезд; часть из них связана с нейтронными звездами, а часть, по-видимому, — с черными дырами.
1975 Обнаружены гигантские молекулярные облака — основные области формирования звезд. В Галактике их около 6000, а масса каждого 105-106М©.
1979 5 марта гамма-детекторы 7 космических аппаратов зафиксировали ре- кордно мощный импульс продолжительностью 0,2 с, после которого в течение 3 минут наблюдалось затухающее мягкое рентгеновское излу- чение, пульсирующее с периодом 8 с. К августу 2008 г. найдена дюжина подобных источников в Галактике и Магеллановых Облаках. Одни
422
Приложение
Основные события в истории физики звезд (продолжение)
Год Событие
1987 1995 1997- 1998 1997- 1998 1998 вспыхивают раз в несколько лет; другие — сотни раз в год. Объекты на- званы магнитарами: нет сомнения, что вспышки связаны с перестрой- кой чрезвычайно мощного магнитного поля (до 1015 Гс) нейтронной звезды. 23 февраля Ян Шелтон обнаружил вспышку сверхновой II типа SN 1987А в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Благодаря ее близости впервые удалось зарегистрировать поток нейтрино и дру- гие многочисленные детали взрыва и последовавших за ним событий. На орбитах вокруг некоторых звезд главной последовательности обна- ружено присутствие планет. К августу 2008 г. найдено более 300 пла- нетных систем. К тому же вокруг многих молодых звезд обнаружены газово-пылевые протопланетные диски. Этим доказано, что формиро- вание звезд часто сопровождается рождением планетных систем. После трех десятилетий безрезультатных поисков обнаружены корич- невые карлики — звезды, имеющие столь малую массу и низкую темпе- ратуру ядра, что термоядерные реакции в них не идут. Их массы менее 0,075 М©, а температура атмосферы обычно не превышает 2000 К. На нижней границе массы (0,013 М©) они стыкуются с планетами. Синхронные наблюдения гамма- и рентгеновских спутников и назем- ных обсерваторий доказали внегалактическую природу гамма-вспле- сков, считавшихся одной из сложнейших астрономических загадок с момента их первой регистрации 2 июля 1967 г. Доказано, что вспышки происходят в очень далеких галактиках и, вероятно, вызваны взрывами «гиперновых», связанными с коллапсом ядра массивной звезды или слиянием двух нейтронных звезд. Высокая яркость гамма-всплесков требует механизма фокусировки излучения. На подземном водонаполненном детекторе Супер-Камиоканде (Япо- ния), по-видимому, открыты осцилляции мюонного нейтрино, чем до- казано наличие у нейтрино (хотя бы одного сорта) массы покоя. Это серьезно облегчает решение проблемы дефицита солнечного нейтрино.
2002 XXI век Наблюдения в Садберийской нейтринной обсерватории (Канада) под- твердили, что в результате осцилляций солнечные электронные ней- трино на пути от Солнца к Земле изменяют свой аромат (т. е. частично превращаются в нейтрино иных сортов). Поэтому поток электронных нейтрино у Земли ослаблен. Проблема дефицита солнечных нейтрино решена! Протекание термоядерных реакций в недрах Солнца доказано прямыми наблюдениями.
Авторы
АРХИПОВА Вера Петровна, кандидат физико-математических наук,
старший научный сотрудник отдела физики эмиссионных звезд и
галактик ГАИШ.
БЛИННИКОВ Сергей Иванович, доктор физико-математических наук,
старший научный сотрудник отдела внегалактической астроно-
мии ГАИШ, ведущий научный сотрудник ИТЭФ РАН.
ЛАМЗИН Сергей Анатольевич, доктор физико-математических на-
ук, заместитель директора ГАИШ по научной работе.
ПОПОВ Сергей Борисович, кандидат физико-математических наук,
старший научный сотрудник отдела релятивистской астрофизики
ГАИШ.
ПРОХОРОВ Михаил Евгеньевич, доктор физико-математических на-
ук, ведущий научный сотрудник отдела релятивистской астрофи-
зики ГАИШ.
САМУСЬ Николай Николаевич, доктор физико-математических наук,
ведущий научный сотрудник Института астрономии РАН и ГАИШ.
СУРДИН Владимир Георгиевич, кандидат физико-математических на-
ук, доцент физического факультета МГУ, старший научный сотруд-
ник отдела изучения Галактики и переменных звезд ГАИШ.
ФАДЕЕВ Юрий Александрович, доктор физико-математических наук,
ведущий научный сотрудник Института астрономии РАН.
ЦВЕТКОВ Дмитрий Юрьевич, кандидат физико-математических на-
ук, старший научный сотрудник отдела физики эмиссионных
звезд и галактик ГАИШ
Оглавление
Глава /. Звездные века человечества..................................3
Литература..........................................................14
Глава 2. Небо звезд и созвездий
2.1. Что такое созвездие............................................15
2.2. Древние созвездия..............................................20
2.3. Созвездия нового времени.......................................24
2.4. Границы созвездий..............................................27
2.5. Названия созвездий.............................................28
2.6. Имена и обозначения звезд......................................30
Литература..........................................................37
Глава 3. Почему мы видим звезды
3.1. Сколько звезд на небе?.........................................38
3.2. Почему ночью небо темное?......................................42
3.3. Видны ли звезды днем?..........................................45
3.4. Почему человек ночью видит звезды?.............................55
Литература..........................................................61
Глава 4. Наблюдаемые характеристики звезд и их классификация
4.1. Блеск и светимость звезд.......................................63
4.1.1. Яркие и слабые звезды. Звездные величины..................63
4.1.2. Видимая звездная величина.................................64
4.1.3. Цвет звезд................................................67
4.1.4. Расстояния в астрономии...................................69
4.1.5. Светимость и абсолютная звездная величина.................71
4.2. Спектры звезд..................................................72
4.2.1. Анджело Секки - отец астрофизики..........................72
4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд..............77
4.2.3. Развитие спектральной классификации.......................88
4.3. Размеры и массы звезд..........................................93
4.3.1. Разнообразие параметров звезд.............................93
4.3.2. Альфа Кентавра - удачное соседство........................95
4.3.3. Коричневые карлики........................................99
4.4. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.................................106
4.5. Звездные каталоги, карты и атласы.............................112
4.5.1. Краткая история «небесных архивов».......................112
4.5.2. Самые популярные звездные каталоги.......................114
Литература.........................................................117
425
Глава 5. Строение и эволюция звезд
5.1. Физика звезд.................................................119
5.1.1. Что такое «модель звезды»...............................119
5.1.2. Важнейшее свойство звезды...............................120
5.1.3. Источники звездной энергии..............................122
5.1.4. Ядерные реакции.........................................124
5.1.5. Перенос тепла в недрах звезд............................129
5.1.6. Взаимодействие вещества с излучением....................131
5.1.7. Расчет эволюции звезды..................................133
5.1.8. Рождение звезд..........................................136
5.1.9. Вырожденный газ и его свойства..........................144
5.1.10. Молодые звезды.........................................147
5.2. Жизнь звезд..................................................150
5.2.1. Главная последовательность..............................150
5.2.2. Формула Эйнштейна Е = тс2 и продолжительность жизни звезд .. 151
5.2.3. Циклы ядерных реакций...................................152
5.2.4. Почему звезда не взрывается?............................157
5.2.5. После главной последовательности........................160
5.2.6. Звезды массой менее 0,5 М©..............................161
5.2.7. Звезды массой от 0,5 М© до (8-10) М©....................162
5.2.8. Звезды массой от (8-10) М© до 100 М©....................168
5.2.9. Звезды массой около 100 М©..............................177
5.3. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях...........179
5.4. Разноцветные белые карлики и голубые нейтронные звезды.......185
5.4.1. Белые карлики...........................................185
5.4.2. Углеродные белые карлики................................189
5.4.3. Белые карлики в двойных системах........................190
5.4.4. Нейтронные звезды.......................................192
5.4.5. Поиск нейтронных звезд..................................194
5.5. Мы - звездные люди!..........................................197
Литература........................................................201
Глава 6. Переменные звезды
6.1. Изучение и номенклатура переменных звезд.................203
6.1.1. Что такое переменная звезда.............................203
6.1.2. Обнаружение переменных звезд............................204
6.1.3. Обозначение переменных звезд............................207
6.1.4. Изучение переменных звезд...............................209
6.1.5. Способ Аргеландера оценки блеска звезды.................211
6.2. Затменные переменные звезды..................................212
6.3. Пульсирующие переменные звезды...............................218
6.3.1. Джон Гудрайк ...........................................218
426
6.3.2. Цефеиды................................................220
6.3.3. «Маяки Вселенной»......................................223
6.3.4. Колебания струны.......................................225
6.3.5. Особенности пульсаций..................................227
6.4. Эруптивные и вспыхивающие звезды............................231
6.5. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды..............234
6.6. Необычные переменные звезды.................................242
6.6.1. Звезды типа R Северной Короны..........................242
6.6.2. FG Стрелы..............................................244
Литература.......................................................246
Глава 7. Пульсации звезд
7.1. Колебания — признак равновесия..............................248
7.2. Пульсирующие звезды - автоколебательные системы.............249
7.3. Зависимость «период — средняя плотность» ...................252
7.4. Классические цефеиды........................................253
7.5. Стоячие волны...............................................254
7.6. Фазовое отставание..........................................256
7.7. Красные гиганты.............................................257
7.8. Проблемы и перспективы......................................260
Литература.......................................................261
Глава 8. Планетарные туманности
8.1. История открытия планетарных туманностей и их каталоги......262
8.2. Шкала расстояний до планетарных туманностей.................264
8.3. Распределение планетарных туманностей в пространстве........267
8.4. Морфология туманностей......................................268
8.5. Излучение планетарных туманностей...........................272
8.5.1. Спектры планетарных туманностей........................272
8.5.2. Как возникает излучение туманности и каковы механизмы
образования эмиссионных линий................................274
8.6. Температура, плотность и химический состав планетарных
туманностей......................................................276
8.6.1. Электронная плотность туманностей......................276
8.6.2. Электронная температура................................276
8.7. Химический состав...........................................278
8.8. Центральные звезды планетарных туманностей..................282
8.8.1. Спектры центральных звезд и их классификация...........282
8.8.2. Температуры центральных звезд и методы их определения..285
8.8.3. Химический состав атмосфер ядер планетарных туманностей.288
8.8.4. Переменность и двойственность ядер планетарных туманностей .. 288
427
8.9. Происхождение и эволюция планетарных туманностей...........293
8.9.1. Эволюция центральных звезд планетарных туманностей.....293
8.9.2. Рождение и эволюция планетарной туманности............299
8.10. Нейтральный газ и пыль в планетарных туманностях..........303
8.11. Роль планетарных туманностей в эволюции галактик..........306
Литература......................................................306
Глава 9. Двойные звезды и их роль в звездной эволюции
9.1. Двойные и кратные системы..................................308
9.2. Иерархия звездных взаимодействий...........................313
9.3. Спектры и эффект Доплера...................................314
9.4. Парадокс Алголя, или как звезды обмениваются веществом.....317
9.5. Тесные двойные системы.....................................321
9.6. Нейтронные звезды..........................................326
9.7. Поиск одиночных нейтронных звезд...........................328
9.8. «Зоопарк» тесных двойных систем............................332
9.8.1. Новые.................................................332
9.8.2. Симбиотические звезды ................................333
9.8.3. Рентгеновские двойные.................................333
9.8.4. Барстеры..............................................336
9.9. Черные дыры................................................338
9.10. Гравитационные волны и гамма-всплески.....................342
Литература......................................................348
Глава 10. Сверхновые
10.1. Наблюдения сверхновых.....................................349
10.1.1. История исследования сверхновых......................349
10.1.2. Классификация сверхновых, их кривые блеска и спектры..356
10.1.3. Статистика сверхновых................................367
10.2. Физика сверхновых.........................................372
10.2.1 Сверхновая как физический объект......................372
10.2.2. Внешняя задача: как рождается свет сверхновой........373
10.2.3. Внутренняя задача: откуда берется энергия взрыва.....377
10.2.4. Термоядерный механизм для сверхновых 1а..............380
10.2.5. Сверхновые типа 1а: стандартизация свечи.............382
10.2.6. Коллапсирующие сверхновые............................386
10.2.7. Сверхновые из самых массивных звезд..................395
10.2.8. Перспективы теории взрыва коллапсирующих сверхновых...400
Литература......................................................401
Приложения......................................................404
Авторы..........................................................423
Телескоп в космосе
Атмосфера Земли не только создает условия для жизни, но и позволяет нам видеть Все-
ленную. Однако это - всего лишь игра случая (скажем, рассеянный туманом свет под-
держивает фотосинтез, но губит изображения). Поэтому астрономы считают своим про-
фессиональным счастьем прозрачность воздушного слоя, эквивалентного по массе 10
метрам воды; морские животные с такой глубины не видят звезд. Тысячелетиями люди
любовались звездами, слагали о них мифы, изучали законы их движения. Но чем луч-
ше были оптические инструменты, тем заметнее становилось «коварство» атмосферы.
Выяснилось, что сквозь нее не проходит большая часть электромагнитного излучения,
да и то, которое проходит, не способно создавать четкие изображения. В астрономии
XX век прошел под знаком борьбы с атмосферными искажениями. Но на пороге XXI ве-
ка астрономы победили атмосферу: космические телескопы, такие как «Хаббл»,
COROT (на рисунке) и др., свободны от трудностей наземных наблюдений. Это самый
важный вклад космонавтики в фундаментальную науку. Рис. D. Ducros.
1
Скопление молодых звезд в NGC 3603
Область активного формирования звезд NGC 3603 расположена в спиральном рукаве
Киля на расстоянии 6 кпк от Солнца. Это один из крупнейших очагов звездообразова-
ния в Галактике. В его центральном звездном скоплении заключены тысячи более мас-
сивных, чем Солнце, светил, сформировавшихся 1-2 млн лет назад в едином эпизоде
рождения звезд. Вокруг скопления видны остатки родительского газово-пылевого об-
лака, нагретого и активно разрушаемого излучением и звездным ветром молодых
массивных звезд Размер показанной области - около 5 пк. Фото: «Хаббл», NASA, ESA.
2
Рассеянные звездные скопления
Даже в обычный бинокль легко найти в созвездии Персей эти два молодых звездных
скопления, обозначенных на старых картах ночного неба как простые звезды - h Per и
% Per («аш» и «хи» Персея). Невооруженному глазу они и вправду кажутся звездочка-
ми, но в действительности в каждом из них не менее тысячи звезд. Возраст звезд в скоп-
лении h Per (NGC 869, справа вверху) оценивается в 5,6 млн лет, а в скоплении % Per
(NGC 884, слева внизу) - в 3,2 млн лет. Оба они удалены от нас почти на одинаковое рас-
стояние, около 2,3 кпк, а между ними всего лишь около 100 пк. Такие молодые и не
очень массивные звездные скопления, сосредоточенные в диске Галактики, астрономы
сейчас называют «рассеянными», а прежде называли «галактическими» (не путать со
скоплениями галактик). Фото: Roth Ritter.
3
Планетарная туманность «Красный паук»
Планетарная туманность NGC 6537 («Красный паук») удалена от нас примерно на
1,2 кпк в направлении созвездия Стрелец. Ее довольно симметричная структура обра-
зована потоками газа (в центре их скорость превышает 10ОО км/с), которые выбрасы-
вает нормальная звезда, превращаясь в белый карлик. Фото: «Хаббл», NASA, ESA.
Протопланетарная туманность «Красный прямоугольник»
На этом снимке пока-
зана формирующая-
ся планетарная ту-
манность HD 44179,
которая находится
на расстоянии 700 пк
от нас в созвездии
Единорог. Она еще
не очень горячая: в
ней много ледяных
пылинок и углеводо-
родных молекул. Фо-
то: «Хаббл», NASA,
ESA.
4
Планетарная туманность NGC 2440
Эта туманность, напоминающая галстук-бабочку, лежит на расстоянии около 1,2 кпк от
нас в направлении созвездия Корма. Она образована умирающей звездой, некогда по-
хожей на Солнце. Сама туманность — это сброшенная звездой оболочка, а центральная
часть звезды (яркая точка в центре туманности), сжимаясь, постепенно превращается
в белый карлик. Температура его поверхности одна из самых высоких среди звезд -
около 200 000 К. Такая горячая поверхность излучает в основном в УФ-диапазоне, воз-
буждая свечение окружающего газа. Размер туманности около 1/з пк.
5
6
Межзвездный
Туманность NGC 7635 по прозвищу «Пузырь» образована ветром массивной звезды
BD+602522, раздувшей вокруг себя каверну в молекулярном облаке. Фото: R. Croman.
В астрономических каталогах эта «насекомообразная» туманность называется Menzel 3
(Mz 3). С поверхности умирающей звезды дует ветер в миллионы раз плотнее солнечно-
го ветра. Загадка таких туманностей - их биполярная форма. Чем определяется пред-
почтительное направление оттока вещества от звезды? Обычно обсуждаются две гипо-
тезы: наличие у звезды спутника или действие магнитного поля. Фото: NASA. ESA.
7
Остаток сверхновой Тихо Браге
• • * •• ’’ • е • •
». • ♦ *
• • • «
• * * • W ‘ * • • « ♦ ш
• ♦ , t f
• •
* г Д .• • 9
• .. - • f .. •
I ’ *
• • А
• л • • ♦ •
• •
•• • ’ • • •
ь • •
• 1 * • > •• • • . .
• ж
ж. ♦
_ •
Как жаль, что великий датский астроном Тихо Браге не может увидеть, какой замеча-
тельный космический шар был порожден взрывом звезды, наблюдавшимся и описан-
ным им четыре столетия назад (см. рис. 6.1 на с. 205). Этот взрыв, случившийся на рас-
стоянии 2,3 кпк в созвездии Кассиопеи, был виден на Земле в 1572 г. Сегодня мы ви-
дим плазменный шар расширившимся до диаметра 5 пк. Его изображение получено в
результате совместной работы рентгеновского космического телескопа «Чандра»
(NASA), инфракрасного космического телескопа «Спитцер» (NASA) и оптического
3,5-метрового телескопа в Калар-Альто (Испания).
8