книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной
.pdfБ. А. В О Р О Н Ц О В . В Е Л Ь Я М И Н О В
ГАЛАКТИКИ, ТУМАННОСТИ И ВЗРЫВЫ ВО ВСЕЛЕННОЙ
И З Д А Т Е Л Ь С Т В О « ПР ОСВЕ ЩЕ НИЕ ?
М о с к в а 1967
523.8
\
В 75
V.
Начатое человечеством освоение космического про
странства дало возможность |
получить |
ценные |
сведе |
||||||
ния о его ближайших областях, Луне, планетах |
Венере |
||||||||
и Марсе. |
будем говорить |
не |
о том, что |
ближе |
всего |
||||
Но мы |
|||||||||
к нашему земному |
миру |
и что |
поэтому |
некоторым |
|||||
представляется более заслуживающим |
изучения. |
Мы |
|||||||
обратимся, наоборот, к самым далеким |
светилам, |
из |
|||||||
вестным |
человеку. |
|
|
|
с неизбежностью |
за |
|||
Закон |
развития человечества |
||||||||
ставляет |
людей стремиться |
проникнуть |
во все неиз |
||||||
вестное |
и неиспытанное. Мы знаем, что идея |
термо |
|||||||
ядерных |
реакций, |
будущего |
источника |
|
колоссальной |
энергии, родилась при поисках источника излучения далеких звезд. Изучение некоторых явлений в далеком космосе подтвердило «абстрактную» теорию относи
тельности.
Открытия последних лет в астрономии, описываемые в этой книге, позволяют проследить, как накопление количественных изменений приводит к качественному скачкообразному изменению в форме взрыва в неиз меримо больших космических системах.
В книге рассказано также о стационарных и неста ционарных звездах, о вспышках новых и сверхнбвых звезд и их эволюции, о диффузных и планетарных ту манностях, о галактиках и радиогалактиках, о взрывах во Вселенной.
2-6-4
187-67
I
РЯДОВЫЕ ЗВЕЗДЫ — ОСНОВНОЕ «НАСЕЛЕНИЕ» ВСЕЛЕННОЙ — И ИХ СИСТЕМЫ
Основным «населением» Вселенной являются звез ды. В них содержится основная масса вещества. Они, как известно читателям, состоят из относительно плот
ного газа, который представляет собой |
плазму — горя |
||
чий ионизированный |
газ. |
В сто раз |
меньшая масса |
находится в форме |
совсем |
разреженного газа — диф |
фузной материи. Еще в десять раз меньшая масса, чем масса диффузной материи, находится в состоянии мель чайшей космической пыли, перемешанной в разных про порциях с газом. Совсем уже небольшая, хотя мы и не знаем, какая же именно, доля вещества находится в со стоянии крупных твердых (а быть может иногда и жидких?) тел — планет, их спутников и метеоритов.
Итак, Вселенная — это мир газа, в частности мир плазмы.
1 |
г |
Звезды и диффузная материя входят в разные си стемы: рассеянные скопления (от десятков до десятков тысяч звезд), шаровые скопления (сотни тысяч звезд, сконцентрированные к центру скопления), скопления га лактик, скопления скоплений галактик. Все это образует Метагалактику, какая-то доля которой доступна для изу
чения нам сегодня.
Не все звезды входят в звездные скопления, и не все галактики входят в скопления галактик, некоторые су ществуют сами по себе, в «общем поле». Рассеянные скопления содержат диффузную материю довольно ред ко, а шаровые не содержат ее вовсе. Кроме того, суще ствуют двойные и кратные звезды, которые встречаются тем реже, чем больше их кратность. Звездные скопле ния входят в состав галактик, но не все галактики их
содержат.
Характерная черта Вселенной — многообразие зве здного мира. Для ориентировки в дальнейшем необхо
димо напомнить кое-что о звездном мире.
Давно уже характеристикой звездного «населения» является диаграмма Герцшпрунга — Рессела, непрерыв но дополняемая и уточняемая. На этой диаграмме £ис. 1) по оси ординат откладывают снизу вверх логарифм светимости звезд lg К (или сверху вниз их абсолютную величину М). По оси абсцисс откладывают либо лога рифм температуры, либо спектральный класс, либо по
казатель цвета звезды.
Напомним, что светимость L — это истинная сила света звезды по сравнению с силой света Солнца, а М — это та видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на расстоянии 10 парсеков (32,6 световых года). Такому расстоянию соответствует годичный параллакс, равный 0", 1, „
4
характеризуемой интенсивностью разных темных линий
поглощения в ее спектре, установлена |
последователь |
ность спектральных типов звезд: М К |
G F -А- |
В — О. Она идет в порядке повышения температуры при мерно от 3000 до 30 000° С и сопровождается изменением цвета от красного, через оранжевый и желтый, к белому и, наконец, к голубоватому (см. Приложение, рис. 1).
Солнце —•звезда типа G2.
Типичные спектры обозначаются как МО, КО и т. д., а интервалы между ними делятся на 10 частей. В спект рах типа К появляются полосы молекулы ТЮ, которые в спектрах более холодных звезд типа М еще интенсив нее. Но среди холодных звезд наблюдаются различия химического состава. Так, кроме титановых звезд типа М, есть еще углеродные и цирконовые звезды. С другой стороны, сильные различия химического состава мы находим и у самых горячих звезд, но не у звезд типа О с линиями поглощения, а у так называемых звезд типа Вольф — Райе (WR), принадлежащих к азотной, или углеродной, или смешанной последовательности. Однако в их спектрах место темных линий занимают широкие яркие полосы (см. Приложение, рис. 2). По-видимому, большая ширина ярких полос в спектрах звезд типа Вольф — Райе вызвана непрерывным расширением их крайне обширных атмосфер со скоростью до 2000 км/сек (рис 2). Температура этих звезд точно неизвестна, но она выше 30 000° С, а у некоторых из них может, по-ви димому, превысить 100 000° С. Горячие звезды типов 09—05 и Вольф — Райе нас особенно интересуют, так как они тесно связаны с диффузной материей. Но^число звезд высокой светимости с абсолютной величиной при мерно от —3 до —5 очень невелико. Первых известно всего лишь несколько сотен, а вторых около ста.;
6
Но вернемся, одна ко, к диаграмме Герц- шпрунга—Рессела. На ней выделяется широ кая полоса, идущая сверху, из области на ивысших светимостей. Эта полоса идет через все спектральные клас сы и в самой верхней своей части является областью сверхгиган тов, а в нижней ча сти — областью гиган тов. Сверхгиганты до стигают —7-й абсолют ной величины (в сотни тысяч раз ярче Солн ца).
От верхнего левого угла диаграммы впра во и вниз идет главная последовательность, к которой принадлежит, кроме Солнца, боль шинство звезд в его окрестностях. Здесь, чем звезда холоднее и краснее, тем ее свети мость меньше. Нижняя часть главной последо вательности состоит из звезд-карликов.
неВиНимая
область
Змиссия
Направление но землю
Рис. 2. Схема образования ярких полос в спектрах звезд типа Вольф— Райе и новых звезд.
7
Параллельно главной последовательности, несколько ниже нее, располагается последовательность субкарли ков, а в нижней левой части находятся звезды —- белые карлики, довольно горячие, маленькие, обладающие ко лоссальной плотностью порядка 1 т/см3. Их типичный представитель — известный спутник Сириуса. Белые карлики состоят из вырожденного газа, и только их тон кие атмосферы состоят из разреженного идеального газа. По современным представлениям, белые карлики явля ются конечной стадией развития звезд, когда их ядерные источники энергии уже иссякли, водород в термоя дерных реакциях почти исчерпался и звезда испытала сильное гравитационное сжатие. При малой поверхности ее излучение невелико и энергии гравитационного сжа тия ей хватит надолго.
В отношении звезд главной последовательности гос подствует мнение, что они эволюционируют без сущест венной потери массы. По современным воззрениям, звезды с главной последовательности на диаграмме пе ремещаются вправо вверх, в область красных гигантов (но не сверхгигантов), а потом каким-то образом быст ро переходят в состояние белых карликов, если их мас сы ненамного больше солнечной.
Звезды главной последовательности и последователь ности субкарликов различаются химическим составом: первые богаче тяжелыми элементами, в частности ме таллами. Тяжелые элементы могут синтезироваться из легких при высоких температурах звездных недр, и поэ тому считается, что субкарлики старше звезд главной последовательности. Эти звезды образовались позднее из газа, выброшенного звездами первого поколения и уже обогащенного металлами. Возраст их, как и Солн ца, оценивается в несколько миллиардов лет. Тяжелые
8
элементы возникали преимущественно в массивных звездах первого поколения, которые из-за большой мас сы эволюционировали быстро, за несколько миллионов лет. Самыми старыми (1011 лет) считаются звезды ша ровых скоплений.
Как бы ни менялись наши представления об эволю ции нормальных звезд, несомненно, что она протекает крайне медленно и постепенно.
Меньшинство звезд обнаруживает довольно заметные признаки нестационарности. Уже наше Солнце облада ет периодической активностью — появление пятен, выб рос протуберанцев и корпускулярных потоков, создание «солнечного ветра»- У переменных звезд непериодически или строго периодически меняются в тех или иных пределах блеск и температура, в небольших пределах меняется и радиус — происходит пульсация. Такие яв ления представляют временную нестационарность неко торых звезд, являющуюся одним из этапов эволюции, находящимся между эпохами медленных изменений.
Среди переменных звезд наибольшее значение для нас имеют строго периодические цефеиды, долгоперио дические (периоды в несколько суток и до полусотни су ток) и короткопериодические (периоды короче суток). У первых из них существует строгая связь между перио дом изменения блеска и их средней светимостью, так что по легко устанавливаемой из наблюдений продолжи тельности периода мы узнаем их светимость. У всех короткопериодических цефеид светимость почти одина кова.
Это свойство цефеид исключительно важно для на дежного определения расстояний до таких далеких звездных систем, в которых есть цефеиды. Сравнение находимой по периоду изменения блеска светимости
9