Классификация переменных по характеру переменности.

Физические переменные звёзды - это звёзды, которые меняют свою светимость за короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде.

Различают:

- пульсирующие переменные,

— цефеиды, типа RR Лиры, карликовые цефеиды, мириды, полуправильные, неправильные,

- эруптивные переменные,

— новые звёзды, сверхновые звёзды,

в зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов.

Все переменные звёзды имеют специальные обозначения, если они не были обозначены раньше буквой греческого алфавита.

Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, T,..., Z, RR, RS,..., RZ, SS, ST,..., ZZ, AA,..., AZ, QQ,... с добавлением названия соответствующего созвездия. Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д.

21.2 Пульсирующие переменные. Цефеиды. Соотношение между периодом и светимостью. Долгопериодические переменные.

Эволюционное превращение звезды в гиганта сопровождается увеличением её объёма и уменьшением средней плотности вещества. В это время происходят коренные изменения внутреннего строения звезды, а оно может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к переменности звезды.

Часто периодически и неправильно колеблется объём звезды. Звезда то вспухает, то опадает. Такие колебания называются пульсационными.

При увеличении радиуса звезды увеличивается и площадь фотосферы, а также температура, светимость и блеск. Радиальные пульсации фотосферы и атмосферы приводят к изменениям радиуса. Внешние слои движутся то от наблюдателя, то к нему. Это вызывает изменение лучевой скорости, которая определяется из измерения смещений спектральных линий.

Первая пульсирующая звезда была открыта Фабрициусом в 1596 году в созвездии Кита и названа Мирой. Её период 331, 6 суток. Подобные долгопериодические звёзды называются миридами.

В 1784 году Гудрайк открыл переменность d Цефея. амплитуда блеска равна 5^d, 3663. Подобные ей звёзды называются цефеидами.

Цефеиды - это пульсирующие гиганты, класса F и G, поэтому могут быть наблюдаемы с больших расстояний. Их периоды заключены от 1, 5 до 50 суток. Амплитуды блеска цефеид достигают 1^m, 5.

Полярная звезда тоже принадлежит к классу цефеид.

Видимая звёздная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз. Синхронно с блеском меняются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а следовательно радиусы фотосферы и атмосферы. Происходит изменение спектра в пределах 1 спектрального класса.

Пульсация звезды происходит благодаря клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает часть излучения внутренних слоёв.

Роль такого клапана играет тот слой звезды, где частично ионизован гелий. Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия, слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из-за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.

Для осуществления этого механизма подходят только определённые звёзды, занимающие особое место на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела.

Цефеиды находятся в стадии неустойчивости не вечно. Выведена формула, позволяющая вычислить возраст Т цефеиды в зависимости от продолжительности периода:

lg T = - 0, 714 lgP + 2, 57.

T - возраст выраженный в миллионах лет, начиная с того момента, когда звезда впервые вышла в своём развитии на главную последовательность.

Из теории пульсации следует, что между периодом Р и средней плотностью r вещества существует зависимость:

P Ö r = const.

При изменении средней плотности должен меняться период.

Была установлена также зависимость между периодом и светимостью у цефеид. Эта зависимость линейная. Чем больше период, тем больше светимость и абсолютная звёздная величина.

По этой зависимости определяют расстояния до далёких объктов, когда не могут быть применены иные методы. Сложность заключается в том, что очень трудно найти нуль-пункт расположения прямых на диаграмме из-за того, что тригонометрическими методами не измерены расстояния ни до одной из цефеид.

К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 700 цефеид.

Цефеиды делятся на группы:

1. Дельта цефеиды (Сd) или классические цефеиды. Для этих звёзд характерна зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э. Герцшпрунгом.

У цефеид с периодами в пределах от 1, 5 до 5 суток кривая изменения блеска гладкая, при более продолжительных значениях периода появляется “горбик” на нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму. Таким образом по величине периода и форме кривой блеска можно отличить дельта-цефеиду от других объектов.

Это молодые объекты, расположенные вблизи основной плоскости Галактики.

2. Цефеиды типа W Девы (W - цефеиды, CW). Эти звёзды не вписываются в закономерности обычных цефеид, расположены далеко от плоскости Галактики и намного старше. Они встречаются в шаровых звёздных скоплениях и принадлежат к сферической составляющей Галактики.

Эти звёзды горячее всего не в максимуме, а на середине подъёма блеска.

3. Малоамплитудные цефеиды - дзета (Сz). типичный представитель - звезда z Близнецов. Они обладают симметричными кривыми блеска и расположены в пространстве вблизи центральных областей спиральных ветвей Галактики.

Звёзды типа RR Лиры.

Это гиганты спектрального класса А. Они занимают узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела, соответствующий почти одинаковой для всех светимости.

Периоды этих звёзд лежат в пределах от 0, 2 до 1, 2 суток. Они очень быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1 зв. величины.

У всех звёзд этого типа изменяются лучевые скорости, что свидетельствует о пульсационных изменениях радиуса. Во время быстрого роста блеска в водородной оболочке возникает ударная волна и появляются яркие эмиссионные линии в спектре. Синхронно с блеском меняются и показатели цвета, что вызвано изменением температуры фотосферы. В максимуме блеска звезда горячее и белеет.

Много таких звёзд в шаровых скоплениях, среди них многие обладают переменными периодами (эффект Блажко). У этих звёзд также как и у цефеид существует зависимость между периодом и светимостью.

Карликовые цефеиды. Эти звёзды обладают очень малым периодом изменения блеска от 0 ^d, 055 до 0 ^d, 2. Амплитуды колебания блеска невелики - от 0, 2 до 0, 7 зв. величин.

Спектры этих звёзд класса А, светимости небольшие - от +4 до +2.

Долгопериодические переменные (мириды). Звёзды типа о Кита.

Амплитуды изменения блеска могут достигать 10 зв. величин. Периоды очень разнообразны и могут быть от 90 до 730 суток.

Это красные звёзды спектральных классов M, S, N. По большим светимостям они относятся к классу сверхгигантов.

Механизм пульсации у этих звёзд несколько иной чем у цефеид. Переменность блеска вызвана колебанием температуры. При понижении температуры атомы объединяются в молекулы. Молекулы активнее поглощают излучение, чем свободные атомы, и прозрачность внешних слоёв понижается, что приводит к ослаблению блеска. Энергия задерживается во внутренних слоях и постепенно накапливается, что приводит к разогреванию. При повышении температуры молекулы распадаются на атомы, и среда становится прозрачной.

К миридам относятся только те долгопериодические переменные, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.

Остальные же называются просто долгопериодическими переменными.

21.3 Неправильные переменные. Эруптивные переменные.

Помимо регулярных переменных существует значительное количество таких, у которых происходят очень сложные, непредсказуемые изменения блеска. Они называются полуправильными или неправильными переменными. Для их наблюдения необходимы длительные ряды однородных наблюдений.

Типичная такая звезда - m Цефея. На кривой изменения блеска видны два типа колебаний. Это плавные колебания изменения блеска с амплитудой в 1 зв. величину. Моменты максимумов нельзя представить единой формулой с точным значением периода. Приходится заменять период циклом - средней продолжительностью промежутка времени, отделяющего два соседних момента максимума. Отдельные циклы изменений блеска этой звезды колеблются от 730 до 904 суток. Кривая изменения среднего блеска может еще имеет период в 4500 суток.

В тех случаях, когда удается вывести некоторое среднее значение цикла, звезда называется полуправильной. Если же среднее значение найти нельзя - то неправильной.

Возможно, что одной из причин такого неправильного изменения блеска является вращение сверхгигантов, у которых диски покрыты огромными светлыми и более темными пятнами.

Есть много переменных звёзд и среди карликов, правда раз в 10 меньше, чем гигантов. Они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. поэтому всю эту группу звёзд вместе с новыми и сверхновыми называют эруптивными.

Среди эруптивных звёзд встречаются самые разнообразные, как молодые, так и старые.

1. Молодые звёзды. Это звёзды, ещё не завершившие процесс гравитационного сжатия. К ним относятся переменная Т Тельца и ей подобные.

Это карлики спектральных классов F - G, с эмиссионными линиями в спектре. Много таких звёзд в туманности Ориона, где идёт процесс звездообразования.

Изменение светимости происходит очень неправильно, нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3 ^m, причём иногда до 1^m в течение часа. Звёзды типа Т Тельца встречаются чаще всего группами, особенно в пределах больших газо-пылевых туманностей. Эти группы называются Т - ассоциациями. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг этих звёзд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.

Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, является причиной хаотической переменности.

Вспыхивающие звёзды типа UV Кита. встречаются вместе с переменными типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. В спектрах наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек. Менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса возвращается в исходное состояние. Во время вспышки усиливается яркость эмиссионных линий. Характер явления напоминает хромосферные вспышки на Солнце, но в больших масштабах.

Вспышечная активность этих звёзд имеет длительные периоды усиления и ослабления, подобно 11 летнему солнечному циклу активности.

Возможно, что причина вспышек нетепловая. Из недр звезды вырываются потоки быстро движущихся заряженных элементарных частиц, которые вызывают мощные изменения в оболочке.

Эти звёзды чуть старше по возрасту предыдущих и находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия. Их обнаружено не очень много - около 75. Они имеют малую светимость и могут наблюдаться только вблизи Солнца.

Есть большая группа вспышечных звёзд, у которых вспышки длятся не минуты, а гораздо более продолжительны. К таким звёздам относятся и все звёзды скопления Плеяды.

Звёзды типа Вольфа-Райе (WR). Образуют немногочисленную группу звёзд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в Галактике. В среднем имеют абс. зв. величину - 4^m. Число их не более 400. Спектры этих звёзд состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звёзды, происходящее с ускорением. Источником энергии в линиях является мощное ультрафиолетовое излучние очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000К. Световое давление горячего излучения является причиной ускоренного движения атомов в атмосферах этих звёзд.

Фуоры и антифуоры. В 1936 году было обнаружено интересное явление. Слабая звезда 16 ^m за несколько месяцев плавно увеличила свой блеск в 150 раз и светит как звезда 10 ^m. Её спектр характерен для сверхгиганта спектрального класса F5 или G3. Звезда называется FU Ориона, а подобные ей звёзды называются фуорами.

Звезда CQ Тельца наоборот, была звездой 9 ^m, а затем плавно ослабела до 11^m и остаётся слабой. Эта звезда была названа антифуором.

21.4 Новые и сверхновые звёзды.

Это эруптивные старые звёзды особого типа. У новых звёзд наблюдается внезапное и резкое увеличение светимости не менее чем на 7-8 звёздных величин. Чаще всего за время вспышки видимая звёздная величина уменьшается на 10 ^m -13 ^m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. После вспышки эти звёзды являются горячими карликами.

В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов A - F. Если вспышка одной и той же новой наблюдалась не раз, она называется повторной. У повторных новых возрастание светимости меньше, чем у обычных.

Всего известно около 300 новых звёзд, из них около 150 вспыхнуло в нашей Галактике и свыше 100 в туманности Андромеды. У известных семи повторных новых наблюдалось около 20 вспышек. Вспышки происходят примерно раз в 100 лет. Многие, если не все новые являются тесными двойными звёздами. После вспышки часто обнаруживают слабую переменность.

При вспышке начальный подъём блеска происходит очень быстро, за 2-3 суток. Незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъём). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три зв. величины плавное. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три величины, либо колебаниями её. Окончательное падение блеска происходит плавно, и звезда приобретает ту светимость, что имела ранее.

Во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникающей в звезде. Эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звёзд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких-либо внешних факторов.

Причиной взрыва новой может являться обмен вещества между компонентами тесных двойных систем. Если богатое водородом вещество из оболочки главной звезды попадёт на поверхность её спутника - белого карлика, может произойти внезапное выделение термоядерной энергии. Эта энергия очень велика, но всё же неизмеримо меньше общих запасов энергии звезды, поэтому взрыв новой не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает толко приповерхностные слои.

Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от неё внешних слоёв - оболочки массой 0, 0001 M_sol. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью до 2000 км/с. Об этом свидетельствуют доплеровские смещения спектральных линий в фиолетовую сторону спектра. Звезда быстро сбрасывает оболочку и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех близких новых.

Зная расстояние до новой звезды, можно определить её начальную и максимальную светимость, а также оценить радиус до вспышки и максимальный радиус.

Сверхновые - это звёзды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абс. зв. величины от -18 ^m до -21^m. Возрастание светимости происходит в десятки миллионов раз, более чем на 19 ^m. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки превышает в тысячи раз энергию новых звёзд. Название “сверхновая” было дано в 1934 году американцами Цвикки и Бааде.

Фотографически зарегистрировано более 300 вспышек сверхновых в других галактиках. Нередко светимость сверхновых была сравнима с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Так например, в 1895 году наблюдалась сверхновая в галактике NGC 5253. Звезда была 7, 2 ^m, а сама галактика 12 ^m. Одна звезда излучала в 100 раз больше, чем все звёзды галактики! По грубым подсчётам Цвикки сверхновые вспыхивают в галактике примерно один раз в 360 лет.

По летописям выявлено, что в нашей Галактике тоже было несколько вспышек сверхновых звёзд. Эту работу проделал шведский астроном Лундмарк. За последние 1000 лет наблюдалось по крайней мере 6 сверхновых: в 1006, 1054, 1181, 1572, 1604, 1667 годах.

Самые известные - это сверхновая 1054 года, наблюдавшаяся китайскими астрономами в созвездии Тельца и бывшая ярче Венеры, так, что её можно было видеть даже днём. Об этом осталась запись в Хронике Сунь Ханьяо: “В 22 день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: “Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи... Согласно распоряжению императора я почтительнейше сделал предсказание, сводящееся к следующему: Звезда-гостья не нарушит Альдебарана. Это указывает, что страна обретёт великую силу. Я прошу, чтобы это предсказание было передано на хранение в департамент историографии...”. На память о ней осталась Крабовидная туманность.

Не менее интересным было и явление сверхновой звезды 1572 года. Эту звезду наблюдал Тихо Браге в созвездии Кассиопеи. За несколько дней звезда стала ярче Венеры, а потом ослабела в течение двух лет.

Несмотря на то, что вспышка сверхновой похожа на вспышку новой, это явление сильно отличается по своей физической сути и масштабу.

По характеру спектра в эпоху максимума сверхновые делятся на 2 типа.

1. Вблизи максимума имеют непрерывный спектр, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются широкие эмисионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Кривая блеска после максимума плавная, уменьшение блеска идёт почти по линейному закону.

2. Светимость в максимуме меньше чем у 1-го типа. Спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Наблюдаются линии поглощения и излучения. На заключительной стадии кривые блеска круче. Иногда наблюдаются вторичные максимумы.

После вспышек сверхновых 1-го типа остаются быстро расширяющиеся газовые туманности. Форма эмиссионных линий Крабовидной туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Крабовидная туманность является одним из мощных источников радиоизлучения в Галактике. Рентгеновское излучение можно объяснить торможением релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей.

Сверхновые 2 типа выбрасывают во время вспышек огромную массу газа, превосходящую массу Солнца. Газ расширяясь движется в пространстве и может существовать в виде туманности десятки тысяч лет.

Сверхновые 2 типа вспыхивают только в ветвях спиральных галактик, а в эллиптических и неправильных галактиках вспыхивают только сверхновые 1 типа.

Эллиптические галактики содержат в основном старые звёзды с массой ненамного превышающей массу Солнца. все более массивные звёзды в них давно проэволюционировали. Значит сверхновые 1 типа до взрыва - это очень старые звёзды, масса которых превосходит солнечную только на 10-20%. Такие же звёзды вспыхивают и в спиральных галактиках.

Сверхновые 2 типа - молодые объекты. Они находятся в спиральных рукавах, где ещё идёт процесс рождения звёзд. Возраст этих звёзд не более десятков млн. лет. Однако, вспышка происходит со звездой только тогда, когда она сходит с главной последовательности и вступает в заключительный этап эволюции. Значит сверхновые 2 типа - очень массивные звёзды, с массой в 10 раз и более превышающей солнечную. На главной последовательности это горячие голубые гиганты классов О и В.

21.5 Пульсары и нейтронные звёзды. Галактические источники рентгеновского излучения.

Нейтронные звёзды были ещё в 30-х годах нашего столетия предсказаны теоретически. Согласно теории, если первоначальная масса ядра звезды находится в пределах от 1, 2 до 2, 4 массы Солнца, после исчерпания ядерного горючего, происходит следующее. Сила лучевого давления не может уравновешивать гравитационное сжатие и внутренние области обрушиваются к центру звезды, а внешняя оболочка выбрасывается со скоростью до 10 000 км/с. в результате взрыва. Происходит явление сверхновой звезды. Внутренние области звезды за несколько секунд сжимаются до состояния ядерного вещества. Линейные размеры звезды достигнут около 10 км.

В такой звезде силе гравитационного сжатия противостоит сила взаимодействия нейтронов и протонов. Поэтому она названа нейтронной звездой.

Практически нейтронную звезду обнаружить очень трудно из-за её малого размера. При температуре около 6000К на расстоянии около 10 св. лет звёздная величина будет всего около 30 ^m.

Открытие нейтронных звёзд стало возможным лишь с развитием рентгеновской и радио астрономии. В 1964 году были обнаружены первые источники рентгеновского излучения. Сразу же было высказано мнение, что это и есть нейтронные звёзды, так как после сжатия температура поверхности нейтронных звёзд должна достигать около миллиарда К. Тогда максимум излучения должен приходится на жёсткое рентгеновское излучение.

В 1967 году сотрудники Кавендишской лаборатории обнаружили пульсары. На радиотелескопе наблюдались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторяющиеся через строго постоянный период времени порядка 1-й секунды. Первоначально предполагали, что это источники искусственного происхождения. Однако, целенаправленные поиски подобных объектов позволили открыть их большое количество. Периоды пульсаров заключены в пределах от 0, 002 до 4 с.

Изменение периодов пульсаров составляет очень малую величину, меньшую чем 10^-14 за период.

В настоящее время известно более 300 пульсаров. Излучение пульсаров имеет нетепловую природу. Были измерены расстояния до них. Они лежат в пределах от сотен до тысяч парсеков.

Некоторые пульсары были отождествлены с туманностями - остатками вспышек сверхновых звёзд. Самый интересный пульсар - NP 0531 лежит в Крабовидной туманности. Оптическое излучение этой звезды тоже импульсивно. В максимуме блеска она имеет 13 зв. величину. Рентгеновское излучение звезды превышает в 100 раз мощность оптического.

Малые периоды пульсации связаны с тем, что вращение нейтронной звезды очень быстрое, доходит до нескольких десятков оборотов в секунду. Промежуток времени между последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды. Пульсация объясняется наличием неоднородностей, горячих пятен на поверхности нейтронных звёзд.

У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за 1000 - 10 000 000 лет) связанное с тормозящим влиянием магнитного поля.

В 1962 году был обнаружен первый космический источник рентгеновского излучения. Он получил название “Скорпион Х-1”.

К настоящему времени обнаружено более 600 источников рентгеновского излучения. Примерно половина из них относится к другим галактикам.

Много источников рентгеновского излучения отождествлено с радио и рентгеновскими пульсарами, некоторые с туманностями - остатками вспышек сверхновых звёзд. Причиной свечения последних является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.

Около ста ярких галактических рентгеновских источников связаны с рентгеновскими звёздами. Это тесные пары массивных звёзд, из которых одна является релятивистским объектом, а другая - обычная звезда.

Особенностью излучения этих объектов является переменность их излучения. Вариации потока оптического и рентгеновского излучения никак не связаны друг с другом. Анализ излучения показывает, что источниками рентгеновского излучения должны быть очень компактные объекты, типа нейтронных звёзд.

Кроме нейтронных звёзд источниками могут быть белые карлики и чёрные дыры, находящиеся в тесной паре с нормальной звездой.

Причиной возникновения рентгеновского излучения является процесс потери массы нормальной звездой и захватом её релятивистским объектом. Потеря массы может происходить либо в виде струи, либо в виде звёздного ветра. В первом случае газ закручивается вокруг релятивистского объкта, образуя плоский диск. Трение приводит к уменьшению скорости и газ по спирали приближается к звезде. Это явление называется аккрецией.

В результате аккреции потенциальная энергия падающего газа переходит в тепло. Это приводит к большому нагреву. При высоких температурах максимум излучения газов приходится на рентгеновский диапазон спектра. Если у звезды есть магнитное поле, то газ движется вдоль магнитных линий, нагревается и падает вблизи магнитных полюсов.

У нейтронных звёзд магнитная ось и ось вращения не совпадают и наиболее горячие области, вблизи которых происходит аккреция, при благоприятной ориентации, становятся видимыми через промежутки времени, равные периоду вращения нейтронной звезды, что и даёт явление пульсара.

При аккреции на чёрную дыру явления пульсара не наблюдается. Рентгеновское излучение может сильно флуктуировать.

Самый вероятный кандидат в чёрные дыры - рентгеновский источник Лебедь Х-1. Масса его равна 7-10 солнечных масс.

Наблюдаются также вспышечные рентгеновские источники. Вспышки наблюдаются нерегулярно. Называются такие объекты барстерами и отождествляются с шаровыми звёздными скоплениями.

22. Эволюция звезд.

22.1 Модели внутреннего строения звезд: звезда главной последовательности, гигант, белый карлик.

Строение звёзд неодинаково. Звёзды главной последовательности, гиганты, карлики, нейтронные звёзды различаются между собой по устройству. Различия основаны на условиях, определяемых массой и радиусом звезды. Если для какой-то звезды известны масса и радиус, то можно получить представление о физических условиях в её недрах.

Температура звезды прямо пропорциональна её массе и обратно пропорциональна радиусу.

T = KM/R.

К - некоторый коэффициент пропорциональности.

Эта формула справедлива для звёзд похожих на Солнце.

Для звёзд главной последовательности справедлива формула:

T = 1, 5 ^. 10⁷ R^1/3.

По мере продвижения звёзд вдоль главной последовательности радиусы звёзд увеличиваются. Поэтому температуры в недрах звёзд главной последовательности плавно возрастают с увеличением светимости. Для звёзд класса В0 V температура в недрах составляет около 30 млн. кельвинов, для звёзд К0 V - меньше 10 млн. К.

От температуры зависит характер ядерных реакций, протекающих в недрах звезды. В недрах звёзд типа Солнца выделение ядерной энергии происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звёздах ранних спектральных классов главную роль играет превращение водорода в гелий за счёт углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звёзд ранних спектральных классов.

Звёзды верхней части главной последовательности. Это горячие звёзды, с массой больше солнечной. Температура и давление в недрах выше, чем у звёзд более поздних спектральных классов. Выделение термоядерной энергии происходит ускоренным темпом через углеродный цикл. Светимость у них больше и эволюционировать они должны быстрее.

Значит, горячие звёзды, находящиеся вверху главной последовательности - молодые.

Выделение энергии при углеродном цикле пропорционально высокой степени температуры (Т²⁰), поток излучения растёт согласно закону Стефана-Больцмана как Т⁴. Излучение оказывается неспособным вынести из недр звезды энергию, возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергию должно само вещество, которое начинает перемешиваться и в недрах массивных звёзд возникают центральные конвективные зоны. Окружающие конвективное ядро слои звезды находятся в лучистом равновесии.

Звёзды нижней части главной последовательности. Эти звёзды по строению подобны Солнцу. Преобладающей является протон-протонная реакция. В центре звезды конвекция не возникает и ядро оказывается лучистым. Из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоёв у звёзд нижней части главной последовательности образуются протяжённые наружные конвективные оболочки. Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. У Солнца только 2% наружных подфотосферных слоёв охвачены конвекцией. У карлика К V с массой 0, 6 солнечной в перемешивании участвует 10% всей массы.

Субкарлики. Эти звёзды содержат мало тяжёлых элементов. Субкарлики - это старые звёзды, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего в недрах звёзд, а потому бедного тяжёлыми элементами. Вещество субкарликов отличается большой прозрачностью, потому что состоит из сильно ионизованной плазмы, где все лёгкие элементы лишены своих электронов и их атомы не могут поглощать кванты.

У субкарликов почти нет конвективных зон.

Красные гиганты. Красные гиганты имеют массы ненамного превосходящие солнечную (1, 3 раза), радиусы большие где-то в 20 раз, светимости в 220 раз. Эти звёзды имеют неоднородную структуру. По мере выгорания водорода в звёздах главной последовательности, область энерговыделения постепенно смещается в периферические слои. В результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и может происходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две части: внутреннюю, с почти лишённым водорода гелиевым ядром, в котором нет ядерных реакций и внешнюю, в которой есть водород, но температура и давление малы для протекания реакции. На первых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое начинает сжиматься, и выделяя гравитационную энергию разогревается. Это сжатие происходит до тех пор, пока газ не станет вырожденным. Огромное давление, необходимое для предотвращения сжатия, обеспечится большим увеличением плотности.

У звезды массой 1, 3 солнечной образуется гелиевое ядро. Температура ядра достигает 40 млн. К, но всё равно мала для протекания ядерных реакций превращения гелия в углерод. Гелиевое ядро оказывается лишённым ядерных источников и изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, обладая размерами 0.001 радиуса. Плотность в центре ядра 350 г/см³. Газ в ядре вырожден и по свойствам не отличается от вещества белых карликов. Такое сходство позволяет сделать вывод, что в ядре красного гиганта находится белый карлик. Ядро окружено оболочкой такой же протяжённости, где происходит энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной в 0, 1 радиуса. Основная часть наружных слоёв красного гиганта, примерно 70% по массе, составляющих 0, 9 её радиуса образуют мощную конвективную зону красного цвета. Причина образования такой протяжённой конвективной зоны - непрозрачность вещества, та же, что и у красных карликов.

Белые карлики. Гелиевое ядро красного гиганта имеет массу примерно равную массе Солнца, состоит из вырожденного газа. Такой объект имеет значительную температуру, небольшие размеры (0.01 - 0.001 радиуса Солнца) и обладает малой светимостью. Положение такого объекта на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела соответствует области белых карликов.

Таким образом, белые карлики - сверхплотные вырожденные звёзды, исчерпавшие водородные источники термоядерной энергии. Плотность в центре белых карликов может достигать сотни тонн в кубическом см. Медленно остывая они постепенно излучают большой запас тепловой энергии вырожденного газа.

У некоторых белых карликов, называемых полярами, наблюдаются сильные магнитные поля (до 10⁸ Э). Их излучение поляризовано до 30%.

Белыми карликами становятся и маломассивные звёзды, у которых масса меньше 0, 08 солнечной. В процессе сжатия протозвезды температура в недрах настолько мала, что никакие термоядерные реакции не могут противостоять гравитационному сжатию и звезда непрерывно сжимается до состояния белого карлика.

Красные карлики. Это звёзды с малой массой, меньшей чем у Солнца. Время их пребывания на главной последовательности больше возраста Галактики. Если масса меньше 0.3 массы Солнца, звёзды остаются полностью конвективными всегда. Лучистое ядро у них никогда не образуется. Температура в центре таких звёзд мала для того, чтобы полностью работал протон-протонный цикл. Он обрывается на образовании изотопа ³Не, а сам ⁴Не уже не синтезируется. За 10 млрд. лет в ³Не превратится только 1% водорода. Эти звёзды называются красными карликами.

Коричневые карлики. Это самые слабые объекты, доступные наблюдениям. Яркость их в десятки тысяч раз меньше солнечной. Масса меньше в несколько десятков раз. Малая масса не позволяет зажечься ядерным реакциям. Такие звёзды могут образовывать скрытую массу галактик (по некоторым подсчётам до 90% всей массы).

В 1994 - 1995 годах исследования на Паломарской обсерватории и космическом телескопе дали фотографию коричневого карлика. Это объект GL229B - маленький компаньон холодной красной звезды Gliese 229, находящейся на расстоянии 19 св. лет от Земли в созвездии Зайца. Масса карлика равна 20 - 50 масс Юпитера. GL229B слишком массивен и горяч, чтобы быть планетой, но слишком маленький и прохладный, чтобы сиять подобно звезде. Светимость его в 100, 000 раз меньше чем у Солнца. Этот коричневый карлик обладает спектром, похожим на спектр Юпитера. Инфракрасные спектроскопические исследования показали, что карлик имеет много метана. Метан не обнаружен в звёздах, но содержится в планетах-гигантах Солнечной системы.

Коричневые карлики образуются также как и остальные звёзды, но не имеют

достаточно массы, чтобы генерировать высокие температуры в недрах, достаточные для разжигания ядерных реакций.

Коричневые карлики имеют тот же механизм разогрева, что и планеты-гиганты - через гравитационное сжатие.

Нейтронные звёзды. Начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа не может уравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься. Коллапс неизбежен при массах 2-3 солнечной. Однако, при массах 1, 2 - 2 солнечной силам гравитации противостоит давление вырожденного нейтронного газа и звезда превращается в нейтронную. При этом превращении происходит ядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. В результате этого взрыва выделяется вся возможная ядерная энергия и образуется нейтронная звезда.

Нейтронная звезда имеет твёрдую поверхность, её внешние слои (кора) состоят из тяжёлых ядер Fe и He. Толщина коры порядка 1 км., а общий радиус звезды - 10 км.

Под корой давление очень велико, тяжёлые ядра распадаются до нуклонов, электроны вдавливаются в протоны и образуется нейтронная жидкость. Центральная часть звезды, диаметром около 1 км. находится в твёрдом состоянии.

22.2 Эволюция звёзд.

В настоящее время наиболее популярна идея о том, что образование звёзд происходит путём конденсации газово-пылевого межзвёздного вещества. Под действием сил тяготения протозвёздное газово-пылевое облако принимает сферическую форму и начинает сжиматься. За счёт уменьшения потенциальной энергии происходит разогревание протозвезды. Эта фаза развития звезды называется контракционной.

В начале контракционной стадии единственным источником разогрева протозвезды является гравитационная энергия. Перенос энергии внутри звезды происходит только путём конвекции.

После того, как звезда достигает достаточно высокой светимости, она быстро продвигается по диаграмме Г-Р почти вертикально вниз, что вызывается быстрым уменьшением её радиуса и повышением внутренней температуры. Во внешней оболочке звезды протекают недолгие реакции сгорания тяжёлых элементов. В центре звезды возникает область лучистого равновесия. С ростом этой области гравитационное сжатие замедляется, падение светимости прекращается. Радиус продолжает уменьшаться, температура поверхности начинает рости и звезда поворачивает на диаграмме Г-Р влево, приближаясь к главной последовательности. На этой стадии начинается сгорание водорода и скорость эволюции сильно снижается. С этого времени для достижения главной последовательности звёздам с солнечной массой нужны десятки миллионов лет, а с 0, 1 - 0, 2 солнечной массы - сотни миллионов лет.

К состоянию с высокой светимостью из фазы холодного и слабо светящегося объекта звезда приходит очень быстро. Для постороннего наблюдателя складывается впечатление рождения звезды, ранее не существовавшей. Подобное явление наблюдалось в районе туманности Ориона в виде звездообразных узелков, выявляющихся при сопоставлении фотографий, разделённых десятками лет.

Примером тому может служить и звезда FU Ориона, связанная с глобулой, кометообразной туманностью и яркой водородной туманностью. Эта звезда испытывала очень быстрые изменения блеска на 6^m в год.

Вступив на главную последовательность, не очень массивная звезда изменяется очень медленно. Солнце вступило на главную последовательность 3 млрд. лет назад. За это время оно стало излучать на 20% больше энергии. На Земле в это время уже существовали водоросли (докембрийский период) и средняя годовая температура было около 0⁰С.

Не только массивные, но и звёзды умеренной массы на контракционной стадии развития некоторое время находятся в области диаграммы Г-Р, занятой гигантами субгигантами. Однако, их внутреннее строение совершенно отлично от внутреннего строения старых звёзд с вырожденным ядром.

Подавляющее большинство звёзд меняет свои основные характеристики (светимость и радиус) очень медленно. Но всё равно звезда постепенно изменяется, эволюционирует. В процессе эволюции меняется её химический состав. Постепенно уменьшается содержание водорода, увеличивается количество гелия. Химический состав перестаёт быть однородным. В центре водород уменьшается, а на периферии остаётся его прежнее количество. По мере эволюции меняется модель звезды, её структура. Изменяется светимость, радиус, поверхностная температура. Звезда постепенно меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Она опишет на диаграмме определённый трек.

Протозвезда сжимается до тех пор, пока температура и давление в её недрах не достигнут значения, при котором возможна протон-протонная реакция. С этого времени рождается молодая звезда, которая занимает определённое место на главной последовательности. Точное её место определяется значением первичной массы. Массивные протозвёзды располагаются в верхней части, звёзды с массой меньшей, чем у Солнца - располагаются в нижней части. Таким образом протозвёзды появляются вдоль всей главной последовательности. Массивные звёзды проходят стадию протозвезды за несколько сот тысяч лет. Поэтому их число в Галактике мало. С тех пор, как звезда вступает на главную последовательность, она долгое время там остаётся без существенного изменения своих свойств.

Характер изменения состояния звезды зависит от того, перемешивается вещество в её недрах или нет. Если вещество интенсивно перемешивается, то по мере эволюции звезда уходит с главной последовательности влево. В обратном случае, при отсутствии полного перемешивания - вправо. Практически наблюдается много звёзд, находящихся в правой части от главной последовательности и не наблюдается слева. Значит, по мере эволюции, звёзды главной последовательности превращаются в красных гигантов. Сама эволюция не сопровождается полным перемешиванием вещества в недрах. Расчёты показывают, что по мере эволюции звезды размеры и масса её конвективного ядра уменьшаются.

Массивные звёзды по мере выгорания водорода перемещаются поперёк главной последовательности, не выходя за пределы её ширины. При содержании водорода около 1% темпы эволюции ускоряются. Для поддержании энерговыделения на необходимом уровне при резко уменьшившемся содержании водородного топлива необходимо увеличение температуры ядра. Это достигается путём сжатия звезды как целого. В это время лучеиспускание звезды поддерживается ядерными реакциями в тонком слое, примыкающем к ядру и сжатием ядра, состоящего из чистого гелия. Эволюционные треки резко поворачивают влево, т.к. температура поверхности возрастает. Скоро сжатие прекращается, так как весь водород выгорает. При сжатии и разогреве гелиевого ядра наружные слои быстро и сильно разбухают. Это означает, что при мало изменяющемся потоке поверхностная температура значительно уменьшается. Её эволюционный трек круто поворачивает направо и звезда приобретает признаки сверхгиганта. При разогреве ядра до сотни миллионов К и плотности свыше 4000 г/см³, включается гелиевая реакция. Энергия излучения остановит дальнейшее сжатие ядра.

Массивные звёзды извилистым путём уходят с главной последовательности, образуя ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

При этом звёзды с массой близкой к солнечной образуют ветвь субгигантов, а с массой 10 - 15 солнечных - сверхгигантов. Чем менее тяжёлых элементов в звезде, тем более она прозрачна и обладает более высокой температурой.

На заключительной фазе эволюции температура вещества в центральных областях массивной звезды очень велика, порядка нескольких миллиардов кельвинов. При такой температуре водород и гелий уже выгорели. Ядерные реакции идут очень быстро. Равновесной состояние вещества характеризуется преобладанием ядер элементов группы железа. Железное ядро такой звезды окружено мантией из более лёгких элементов (кислород, азот, неон и др.). Эти элементы представляют собой потенциальное горючее, необходимое для взрыва сверхновой звезды. Далее звезду окружает разреженная водородно-гелиевая оболочка.

В процессе эволюции железное ядро начинает катастрофически сжиматься. При этом нарушается механическое равновесие остальной части звезды. Вес выше лежащих слоёв не уравновешивается давлением газа снизу и они начинают падать по направлению к центру. Через 1 секунду кинетическая энергия падающей оболочки превратится в тепловую, что повлечёт за собой её быстрый нагрев. Тем самым создадутся условия для ядерного взрыва находящихся там лёгких элементов. Этот ядерный взрыв приводит к вспышке сверхновой II типа, выбросу наружных слоёв и коллапсу ядра в состояние чёрной дыры.

22.3 Особенности эволюции тесной двойной звездной системы. Механизм вспышки Новой.

Приблизительно половина звёзд главной последовательности входит в состав кратных систем, а массивных горячих звёзд - 70%. Новые и рентгеновские звёзды встречаются только в двойных системах. Поэтому механизм эволюции двойной системы очень важен.

В 1951 году учёные обратили внимание на то, что в двойных системах компонента с наибольшей светимостью обладает меньшей массой. Ситуация выглядит так, что более массивная компонента находится на главной последовательности, а менее массивная обладает избыточной светимостью, т.е. является почти гигантом - звездой, покинувшей главную последовательность в ходе эволюции.

В 1955 году этот парадокс был объяснён тем, что звезда с высокой светимостью в паре обладала большей массой изначально. Исчерпав большую часть своего ядерного топлива, она стала раздуваться. При этом значительная часть её массы перетекла на соседнюю компоненту. Таким образом масса соседки стала превышать массу более быстро эволюционирующей звезды.

Важным процессом, определяющим эволюцию звёзд в двойной системе является обмен массами.

Новые звёзды имеют своеобразный механизм повторяющихся вспышек. Проэволюционировавшая горячая компактная звезда представляет собой объект, сходный с белым карликом и бедный водородом. В то же время от заполняющей свою полость Роша красной компоненты на проэволюционировавшую звезду всё время падает богатый водородом газ. Газ этот, после того, как он накопится в поверхностном слое горячей звезды в течение сотен и тысяч лет, может стать причиной теплового взрыва, носящего локальный характер, т.е. не охватывающего всю структуру звезды как целого. При таком взрыве выбрасывается значительное количество массы - 0, 0001 массы Солнца, что следует из спектральных наблюдений новых звёзд. примерно такая же масса перетекает на горячую компактную звезду от соседней компоненты за время между двумя вспышками.

22.4 Гипотезы формирования звёзд из газа и сверхплотного вещества.

2. Гипотеза формирования звёзд из сверхплотного вещества была выдвинута академиком В.А.Амбарцумяном. Она говорит о том, что звёзды образуются из некоего сверхплотного вещества.

Основой этой гипотезы является вывод, что в наблюдаемой Вселенной процессы распада преобладают над процессом соединения. Значит процесс образования звёзд должен быть переходом вещества из более плотного состояния в менее плотное.

Гипотеза требует, чтобы во Вселенной существовал материал - сверхплотное вещество, которого ещё никто не наблюдал и свойства которого остаются неизвестными. Сверхплотная материя, если она существует, должна быть недоступна современным средствам наблюдения, так как она занимает очень малые объёмы пространства и почти не излучает. Основные её свойства - необычайно высокая плотность и огромный запас энергии, которая бурно выделяется при распаде такого вещества.

Пока не существует стройной математической теории, основанной на этой гипотезе. Основной довод её сторонников в том, что она соответствует наблюдательным данным.

23. Млечный Путь и его составляющие

23.1 Млечный Путь. Методы звёздной статистики.

Физическое явление светящейся полосы из звёзд, видимой на небе называется полосой Млечного Пути или просто Млечным Путём.

Млечный путь в Белоруссии лучше всего виден летом, особенно в июле, августе. Он выглядит светлой светящейся полосой, проходящей через всё небо, в одних местах более яркой, в других - менее. Вдоль Млечного Пути наблюдаются яркие звёздные облака и тёмные провалы. Млечный Путь образует на небе почти полный круг. Он называется галактическим кругом или галактическим экватором. Точки, отстоящие на 90 гр. от галактического экватора по обе стороны от него, называются северным и южным полюсами Галактики. Положение объекта можно определить галактической широтой и долготой. Началом отсчёта или нулём галактической долготы по международному соглашению принята точка на галактическом экваторе, соответствующая направлению на центр Галактики. Галактический экватор наклонён по отношению к небесному экватору примерно на 62 гр.

Визуальные и фотографические звёздные подсчёты показывают, что самые слабые звёзды сильнее концентрируются к полосе Млечного Пути. Так как слабые звёзды являются более далёкими, то такие наблюдения доказывают, что Млечный Путь является сплюснутой системой звёзд. Об этом писал ещё Вильям Гершель в 18 веке. Он имеет большую глубину. Некоторые звёзды находятся на расстоянии сотен, другие на расстоянии тысяч парсек от Солнца. Поскольку Млечный Путь кажется нам лентой, опоясывающей небо и делящей его на две почти равные части, значит Солнце должно располагаться вблизи центральной плоскости системы.

Система Млечного Пути содержит примерно 100 млрд. звёзд, газ и пыль.

Изучение Млечного Пути показало, что Солнце лежит не в центре Галактики, а где-то ближе к краю, дальше середины расстояния между краем и центром. Центр Галактики находится в направлении созвездия Стрельца, где Млечный Путь имеет самую большую ширину и яркие звёздные облака.

То, что центр находится именно с созвездии Стрельца доказывает и распределение шаровых звёздных скоплений, новых звёзд, планетарных туманностей. Об этом свидетельствует вращение Галактики и интенсивное радиоизлучение, идущее из созвездия Стрельца.

Центр Млечного Пути лежит между 8000 и 11000 пс от Солнца. Наиболее вероятным считается значение 10 000 пс. Солнце удалено от плоскости Галактики на расстояние около 10 пс.

Всего же Млечный Путь имеет длину около 30 000 пс.

Вблизи Солнца существует система спиральных ветвей, накладывающихся на равномерный конгломерат ничем не примечательных звёзд. Спиральные ветви можно легко проследить, если схематически изобразить положение бело-голубых сверхгигантов и областей наибольшей плотности межзвёздного газа и пыли.

Вращение звёзд происходит вокруг центра Галактики. Солнце движется со скоростью 250 км/с.

Знание расстояний до звёзд позволяет найти их распределение в пространстве, определить структуру Галактики. Для того, чтобы охарактеризовать количество звёзд в различных частях Галактики вводят понятие звёздной плотности. Звёздной плотностью называется количество звёзд, находящихся в единице объёма пространства. За единицу объёма принимается 1 кубический парсек.

Лучше всего звёздная плотность изучена для окрестностей Солнца, так как для близких звёзд известны расстояния. Подсчёты показали, что в окрестностях Солнца звёздная плотность составляет около 0, 06 звезды на кубический парсек. На каждую звезду приходится 16 пс³. Среднее расстояние между звёздами около 2, 5 пс.

Чтобы узнать, как меняется плотность в различных направлениях, подсчитывается число звёзд на единице площади (на 1 кв. градусе) в различных участках неба. При приближении к полосе Млечного Пути наблюдается сильное увеличение концентрации звёзд.

Увеличение концентрации происходит при приближении к галактической плоскости и к Центру Галактики.

Важным в изучении Галактики является метод подсчёта объектов различного типа. Большинство объектов находятся вблизи тонкого плоскостного слоя. К ним относятся звёзды ранних спектральных классов О и В, цефеиды, не принадлежащие к шаровым скоплениям, сверхновые звёзды 2 типа, рассеянные звёздные скопления, звёздные ассоциации и тёмные пылевые туманности. Эти объекты образуют плоскую подсистему Галактики. Это молодые объекты.

Звёзды типа RR Лиры, W Девы, m Цефея, сверхновые 1 типа, субкарлики и шаровые скопления занимают объём эллипсоида, для которого галактическая плоскость является диаметральным сечением. Эти объекты являются сфероидальной составляющей и концентрируются к центру Галактики.

Новые звёзды, звёзды типа RV Тельца, долгопериодические переменные, белые карлики, звёзды спектральных классов C и S, планетарные туманности располагаются в пределах более или менее сплюснутых эллипсоидов.

Звёзды классов О и В располагаются на определённых расстояниях от центра, образуя спиральные ветви. Спиральная структура также подтверждается изучением распределения в ней диффузного вещества и магнитного поля.

23.2 Звёздные скопления: шаровые и рассеянные, их диаграмма " спектр - светимость" и оценка возраста. Звёздные ассоциации.

Звёздными скоплениями называются группы динамически связанных между собой звёзд, содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим видом и звёздным составом.

По внешнему виду скопления делятся на рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат от 20 до 2000 звёзд и легко распадаются на звёзды даже в слабый телескоп, а шаровые могут включать от 10 000 до 1 000 000 звёзд и требуют для своего изучения мощного инструмента.

Рассеянные скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути, а шаровые на удалении от 5 до 20 градусов. Рассеянных скоплений всего известно около 800, но вероятное их число несколько десятков тысяч.

Плеяды удалены на расстояние 130 пс, Гиады - 40 пс.

Чтобы отделить звёзды, принадлежащие скоплению от звёзд поля, случайно проектирующихся на эту же область неба, можно построить диаграмму спектр - светимость для звёзд скопления. Для рассеянных скоплений на диаграмме хорошо выделяется главная последовательность. Ветвь гигантов почти полностью отсутствует. Выделив звёзды, принадлежащие скоплению и найдя нормальное полоджение главной последовательности, можно получить модуль расстояния, а следовательно и само расстояние до скопления. Если расстояние найдено, можно найти линейные размеры скопления. Они составляют от 2 до 20 пс.

Шаровые скопления сильно выделяются благодаря большому количеству компактно расположенных звёзд, образующих сферическую или эллиптическую систему, с сильной концентрацией звёзд к центру.

Диаметры шаровых скоплений составляют около 40 пс. Из-за большой яркости шаровые скопления наблюдаются почти все и их число в Галактике около 100. Шаровые скопления образуют сферическую подсистему и концентрируются к центру Галактики.

Диаграмма цвет - видимая зв. величина имеет особый вид. На ней выделяется характерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов, соединяющаяся с главной последовательностью. В шаровых скоплениях всегда много переменных звёзд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояния до скоплений.

Самые молодые и обширные рассеянные звёздные скопления называются звёздными ассоциациями. Ассоциации трудно выделить на фоне других звёзд фотографически, но можно это сделать применяя спектральные методы. В О-ассоциациях группируются горячие звёзды спектральных классов О и В. Они во много раз превышают по размерам обычные рассеянные скопления, простираясь на десятки и сотни парсеков.

Т-ассоциации состоят из молодых образующихся звёзд типа Т Тельца.

23.3 Диффузная материя в Галактике. Поглощение света. Тёмные и светлые туманности. Планетарные туманности. Физические процэссы в туманностях.

В области нашей Галактики, простирающейся на 2000 пс от Солнца 80-85% вещества содержится в звёздах и их остатках, а остальные 15-20% приходятся на долю межзвёздного газа и пыли. 99% этого межзвёздного вещества газообразно, 1% приходится на пыль. Облака космической пыли проявляют себя различным способом. Иногда они светятся как слабые туманности, но чаще выглядят как области, лишённые звёзд, сквозь которые могут быть не видны расположенные сзади звёзды.

На фотографиях звёздного неба, особенно в области Млечного Пути можно заметить сильную неоднородность респределения звёзд, вызванную наличием тёмной непрозрачной материи. Объектами такого типа являются тёмные туманности под названием “Конской Головы” и “Угольного Мешка”. “Угольный Мешок” находится на расстоянии 150 пс и его размеры - 8 пс. На небе занимает область больше 3 гр. Туманность выглядит чёрным пятном по сравнению с окружающими яркими областями и уменьшая свет примерно в 3 раза. Ослабление света соответствует 1^m, 2.

Таких областей в Млечном Пути много, они образуют длинную полосу.

Наличие в межзвёздном пространстве вещества, поглощающего свет, подтверждается явлением межзвёздного покраснения света. Оно состоит в том, что спектральный состав излучения многих звёзд, особенно далёких, оказывается не таким, как у звёзд того же спектрального класса. Разница заключается в недостатке излучения в синей части спектра, который приводит к кажущемуся покраснению. Изменение спектрального состава излучения вызывается тем же самым веществом, которое вызывает поглощение света. Оно оказывается более сильным для синих лучей и менее сильным для красных. Такое ослабление свет испытывает при прохождении через среду, состоящую из мелких твёрдых частиц (пылинок), если их диаметр составляет 0, 8 мкм.

В окрестностях Солнца ослабление света составляет 1^m, 5 на 1 000 пс.

Наиболее сильное поглощение вблизи плоскости Галактики. Особенно велико оно в направлении на центр Галактики и меняется в больших пределах. По мере удаления от плоскости Млечного Пути общая величина межзвёздного поглощения быстро падает за счёт уменьшения толщины поглощающего слоя, расположеннго на луче зрения. В направлении к полюсу Галактики поглощение видимого света составляет 0^m, 4 на всём протяжении слоя. Пыль относится к плоской подсистеме Галактики, распределяясь в пределах диска толщиной в несколько сотен парсеков. Распределение пыли носит клочковатый характер.

В некоторых случаях удаётся увидеть часть пылевой туманности, освещённую какой-либо яркой звездой, находящейся недалеко. Поперечник освещённой области обычно не более 1 пс. Часто в таких туманностях наблюдаются изогнутые волокна, т.е. вещество распределено неравномерно. Спектры туманности и освещающей звезды очень похожи. Свечение вызывается пылинками, отражающими излучение звезды. Эти туманности называются отражающими. Множество таких облаков (по 8-10 на 1000 пс) часто втречается в спиральных рукавах Галактики вместе с газовыми туманностями, образуя газово-пылевые комплексы размерами в десятки и сотни пс.

Наблюдаются большие концентрации пыли в маленьких образованиях, называемых глобулами, которые видны на фоне ярких туманностей. Концентрация пыли здесь больше в дес. и сотни раз чем в пылевых облаках.

Кроме пылевых существуют газовые туманности. Самая известная - туманность Ориона, протяжённостью около 6 пс. Всего известно около 400 таких объектов. В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, доказывающие газовую природу их свечения. Внутри газовой туманности или рядом с ней всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечения туманности. Эти горячие звёзды обладают мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ.

Поглощённая атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды большей частью идёт на ионизацию атома. В результате происходящих процессов рекомбинации вместо первоначально поглощённого жёсткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают несколько менее энергичных квантов видимых лучей. Этот процесс называется флуоресценцией. таким образом в туманности происходит дробление ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соответствующее спектральным линиям видимого спектра.

Концентрация частиц в туманностях - 100 - 1000 в см. куб. Это в миллионы раз меньше, чем в солнечной короне и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить современные вакуумные насосы. Температура в туманностях - 10 000 К и средняя скорость электрона 500 км/с.

Горячие звёзды на больших расстояниях вокруг себя ионизуют газ (до нескольких десятков парсеков). Ионизованный газ прозрачен к ультрафиолетовому излучению, нейтральный газ его поглощает. Поэтому окружающая горячую звезду область ионизации имеет резкую границу, дальше которой газ остаётся нейтральным. Таким образом газ в межзвёздной среде может быть лиюо полностью ионизован (зоны H II), либо нейтрален (зоны H I). Горячих звёзд мало, поэтому газовые туманности и зоны H II составляют примерно 1-5% межзвёздной среды. Эти объекты располагаются в спиральных ветвях нашей Галактики и других спиральных галактик.

24. Структура Галактики.