Звёзды

Звезды — это раскаленные, самосветящиеся газовые шары. Звезды - наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массы космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах; остальная часть его рассеяна в межзвездном пространстве.

Звёзды видел каждый из нас. Для этого надо просто выйти ночью на улице. Первое впечатление от наблюдения звездного неба — это бесчисленность звезд и беспорядочность расположения их на небе. В действительности звезд, видимых невооруженным глазом, не так много, как кажется, всего лишь около 6 тысяч на всем небе, а на одной половине его (северной или южной), которая видна в данный момент из какой-либо точки земной поверхности, не более 3 тысяч.

Если наблюдать суточное движение звезд в северном полушарии Земли (но не близко к ее полюсу) и при этом стоять лицом к южной стороне горизонта, то их вращение происходит слева направо, т.е. "по часовой стрелке". На восточной стороне горизонта (если наблюдать не на полюсе Земли) звезды восходят, поднимаются выше всего над южной стороной горизонта и заходят на западной стороне. При этом каждая звезда всегда восходит в одной и той же точке восточной стороны горизонта и заходит всегда в одной и той же точке западной стороны. Максимальная высота над горизонтом для каждой данной звезды и для данного места наблюдения также всегда постоянна.

Если же стать лицом к северной стороне горизонта, то наблюдения покажут, что одни звезды будут также восходить и заходить, а другие — описывать полные круги над горизонтом, вращаясь вокруг общей неподвижной точки. Эта точка называется северным полюсом мира.

Приблизительное положение северного полюса мира на небе можно найти по положению Полярной звезды. Расстояние от неё до северного полюса мира в настоящее время меньше 1°. Полярная звезда указывает также и широту места наблюдения, которая приблизительно равна высоте Полярной звезды над горизонтом.

Взаимное расположение звезд на небе меняется чрезвычайно медленно. Без точных измерений никаких заметных изменений в расположении звезд на небе нельзя обнаружить в продолжение многих сотен, а для подавляющего числа звезд — и многих тысяч лет. Последнее обстоятельство позволяет легко ориентироваться среди тысяч звезд, несмотря на кажущуюся хаотичность в их расположении.

С целью ориентировки по небу яркие звезды давно уже были объединены в группы, названные созвездиями. Созвездия обозначались названиями животных (Большая Медведица, Лев, Дракон и т.п.), именами героев греческой мифологии (Кассиопея, Андромеда, Персей и т.д.) или просто названиями тех предметов, которые напоминали фигуры, образованные яркими звездами группы (Северная Корона, Треугольник, Стрела, Весы и т.п.)..

С XVII в. отдельные звезды в каждом созвездии стали обозначаться буквами греческого алфавита. Несколько позже была введена числовая нумерация, употребляемая в настоящее время в основном для слабых звезд. Кроме того, яркие звезды получили собственные имена. Например: a Большого Пса называется Сириусом, a Возничего — Капеллой, a Лиры — Вегой, a Ориона — Бетельгейзе, b Ориона — Ригелем, b Персея — Алголем и т.д. Эти названия и обозначения звезд применяются и в настоящее время. Однако границы созвездий, намеченные древними астрономами и представлявшие извилистые линии, в 1922 г. были изменены, некоторые большие созвездия были разделены на несколько самостоятельных созвездий, а под созвездиями стали понимать не группы ярких звезд, а участки звездного неба. В настоящее время все небо условно разделено на 88 созвездий, имеющих строго определенные границы.

Двенадцать созвездий образуют зодиак — пояс зверей, по ним проходит «видимый» путь Солнца в течение года (Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыба, Овен, Телец, Близнецы). Первые три созвездия Солнце проходит в весенние месяцы, следующие три — в летние, еще три следующих — в осенние и, наконец, последние три — в зимние месяцы. Те созвездия, в которых в данное время находится Солнце, недоступны наблюдениям и становятся хорошо видны лишь через полгода. Некоторые ученые к зодиакальным созвездиям также относят созвездие Змееносца.

Близкое расположение звезд в созвездиях — явление кажущееся, в пространстве звезды находятся на огромном расстоянии друг от друга. Однако и в действительности звезды могут образовывать звездные скопления. Впервые изучением звездных скоплений занялся крупный астроном У.Гершель (1738-1822). Он разделил звездные скопления на два класса: шаровые и рассеянные. В XX в. к ним добавили еще звездные ассоциации. Различаются они по количеству звезд, химическому составу и возрасту звезд.

Шаровые скопления имеют ярко выраженную сферическую форму, звезды в них концентрируются к центру. Крупнейшие скопления насчитывают свыше миллиона звезд. Количество звезд в таких скоплениях достигает десятков тысяч в кубическом парсеке (в окрестностях Солнца на кубический парсек в среднем приходится всего одна звезда). Диаметры шаровых скоплений составляют от 20 до 100 пк, в среднем около 40 пк. Шаровые скопления — старейшие объекты нашей Галактики. Они располагаются симметрично относительно центра Галактики. В нашей Галактике известно более 150 шаровых скоплений.

Вследствие своей большой светимости шаровые скопления видны на больших расстояниях. Поэтому наблюдаемое их число близко к общему числу этих объектов в Галактике. Шаровые скопления обнаружены также и в ближайших к нам других галактиках (например, в Магеллановых Облаках, туманности Андромеды).

Рассеянных скоплений гораздо больше, чем шаровых. Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Более далекие рассеянные скопления труднее обнаружить. Учитывая, какую долю объема Галактики занимает область, содержащая известные рассеянные скопления, можно оценить, что всего в нашей звездной системе должно быть несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Сейчас известно более 1200 рассеянных звездных скоплений. Линейные размеры большинства рассеянных скоплений в среднем составляют от 2 до 20 пк. Самые известные среди них — Плеяды и Гиады в созвездии Тельца (до скопления Плеяды 130 пк, до скопления Гиады 40 пк).

Чтобы отделить звезды, принадлежащие скоплению, от звезд поля, случайно проектирующихся в ту же область неба, можно построить диаграмму спектр — светимость. Для скоплений обычно строят диаграмму цвет — видимая звездная величина, откладывая по осям показатель цвета (вместо спектрального класса) и видимую звездную величину которая одинаково для всех звезд скопления отличается от абсолютной.

На диаграмме Герцшпрунга- Рессела для рассеянных скоплений, как правило, хорошо заметна главная последовательность. Ветвь гигантов в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует. Поскольку все звезды скопления практически находятся на одинаковом расстоянии, его диаграмма цвет — видимая звездная величина отличается от обычной сдвигом по вертикальной оси на величину модуля расстояния, а из- за влияния межзвездного поглощения света и по горизонтальной оси. Ясно, что звезды, не попадающие на свои места на диаграмме, могут не принадлежать скоплению. Проверить принадлежность этих звезд скоплению можно, изучив собственные движения и лучевые скорости, которые для звезд скопления должны быть примерно одинаковыми. Выделив звезды, принадлежащие скоплению, и найдя нормальное положение главной последовательности, получим модуль расстояния, а следовательно, и само расстояние до звездного скопления.

Диаграмма цвет — видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений имеет особый вид. На ней обычно четко выделяется характерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов, соединяющаяся с главной последовательностью, и сама главная последовательность, начинающаяся в области меньших светимостей, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга- Рессела. В шаровых скоплениях часто наблюдается значительное количество переменных звезд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояния до этих объектов.

В 1947 г. В.А.Амбарцумяном и его сотрудниками были обнаружены особые группы звезд, названные звездными ассоциациями. В них входят звезды определенного типа, а их звездная плотность заметно больше средней звездной плотности звезд того же типа в Галактике.

Звездные ассоциации характеризуются большими размерами, их протяженность достигает 200-300 св. лет (60-90 пк), но они более разрежены, чем скопления. В ассоциациях может содержаться несколько десятков горячих голубых звезд. Некоторые звезды настолько молоды, что еще не успели сформироваться окончательно. Считается, что звездные ассоциации относятся к самым молодым образованиям в Галактике. Ассоциации, как правило, связаны с облаками холодного молекулярного газа, из которого и возникают звезды.

Известны два типа ассоциаций. Первый — О-ассоциации — содержит звезды ранних спектральных классов от О до В2. Их. Их размеры составляют десятки и сотни парсеков, т.е. во много pаз превышают размеры рассеянных звездных скоплений.

Ассоциации второго типа состоят из звезд типа Т Тельца и поэтому называются Т-ассоциациями.

Чтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному их распределению в пространстве, необходимо знать расстояния до них.

Непосредственным методом определения расстояний до звезды является измерение её годичного параллакса, который представляет собой малый угол при небесном светиле в прямоугольном треугольнике, в котором гипотенуза есть расстояние R от Солнца до светила, а малый катет — расстояние от Солнца до Земли (годичный параллакс 1" соответствует R = 1 пк).

Однако этим способом параллаксы могут быть найдены только для ближайших звезд. Действительно, предельные углы, которые удается измерить астрометрическими методами, составляют около 0",01.

Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался равным p = 0",02-0",01, то расстояние до нее по формуле получится в пределах от 30 до 100 пк, соответствующих возможным ошибкам в определении параллакса. Отсюда видно, что расстояния до сравнительно близких объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков, определяются более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из ближайших звезд (a Центавра), равное 1,33 пк, известно с ошибкой, меньшей 2%. Однако для звезд, удаленных больше чем на 100 пк, ошибка в определении расстояния больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов оказывается непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что расстояние превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.

Более точно, и с меньшей ошибкой, расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким- нибудь образом известны их светимости, так как разность между видимой и абсолютной звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в формулу lg r =1 + 0,2 (m - M).

Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд, принадлежащих скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что получаемые из наблюдений видимые звездные величины, как правило, бывают искажены влиянием межзвездного поглощения света.

Знание расстояний до звезд позволяет подойти к изучению их распределения в пространстве, а следовательно, и структуры Галактики. Для того чтобы охарактеризовать количество звезд в различных частях Галактики, вводят понятие звездной плотности, аналогичное понятию концентрации молекул. Звездной плотностью называется количество звезд, находящихся в единице объема пространства. За единицу объема обычно принимают 1 кубический парсек. Проще всего звездную плотность найти в непосредственной окрестности Солнца, так как для всех близких к нам звезд известны надежные значения тригонометрических параллаксов.

Результаты подсчетов показывают, что в окрестностях Солнца звездная плотность составляет около 0,12 звезды на кубический парсек, иными словами, на каждую звезду в среднем приходится объем свыше 8 пк³; среднее же расстояние между звездами — около 2 пк.

Чтобы узнать, как меняется звездная плотность в различных направлениях, подсчитывают число звезд на единице площади (например, на 1 квадратном градусе) в различных участках неба.

Первое, что бросается в глаза при таких подсчетах, необычайно сильное увеличение концентрации звезд по мере приближения к полосе Млечного Пути, средняя линия которого образует на небе большой круг. Наоборот, по мере приближения к полюсу этого круга концентрация звезд быстро уменьшается. Этот факт уже в конце XVIII в. позволил В.Гершелю сделать правильный вывод о том, что наша звездная система имеет сплющенную форму, причем Солнце должно находиться недалеко от плоскости симметрии этого образования.

Солнце расположено близ плоскости Галактики и удалено от нее к северу на расстояние около 25 пк.

Большинство галактических объектов занимает пространство в пределах тонкого плоского слоя. К ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В, цефеиды, не принадлежащие шаровым скоплениям, сверхновые звезды второго типа, рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации и темные (пылевые) туманности. Обо всех этих объектах говорят, что они образуют плоскую подсистему (или составляющую) Галактики. К ней концентрируется большинство звезд, образующих звездный диск. Как правило, это все молодые объекты.

Однако если из всей Галактики выделить некоторые другие объекты, например, звезды типа RR Лиры, W Девы и m Цефея, сверхновые первого типа, субкарлики и шаровые звездные скопления, то окажется, что все они занимают объем эллипсоида, для которого галактическая плоскость является диаметральным сечением. Поэтому перечисленные объекты принято относить к сфероидальной (иногда говорят сферической) подсистеме Галактики. Объекты сфероидальной составляющей имеют ярко выраженную тенденцию концентрироваться к центру Галактики.

Наконец остальные объекты, например, новые звезды, звезды типа RV Тельца, долгопериодические переменные, белые карлики, звезды спектральных классов С и S, а также планетарные туманности располагаются в пределах более или менее сплюснутых эллипсоидов. Их выделяют в промежуточные подсистемы, так как предельными случаями эллипсоидов их распределения служат обе предыдущие составляющие.

Объекты, принадлежащие всем этим подсистемам, различаются также своими кинематическими характеристиками, т.е. средними значениями индивидуальных скоростей. Подобно тому, как в более горячей атмосфере газ поднимается на большую высоту, так и в Галактике быстрее движущиеся объекты занимают объем менее сплюснутого эллипсоида.

В заключение важно отметить, что некоторые объекты (например, горячие звезды классов О и В) встречаются не всюду в плоскости Галактики, но преимущественно на определенных расстояниях от ее центра, образуя спиральную структуру, подобную структуре туманности Андромеды. Спиральное строение нашей Галактики подтверждается также результатами изучения распределения в ней диффузного вещества и магнитного поля.