Лев Гиндилис – SETI: Поиск Внеземного Разума (страница 39)

До сих пор речь шла преимущественно о физических процессах в Солнечной системе. Если иметь в виду ее механику, то здесь определяющую роль играет сила гравитационного притяжения Солнца. Она является доминирующей вплоть до расстояний 2 • 10⁵ а. е. На больших расстояниях начинает сказываться притяжение соседних звезд. Это расстояние (совпадающее с внешним краем облака Оорта) можно принять в качестве границы Солнечной системы. Двигаясь мысленно за ее пределы, мы должны сделать следующий шаг — к звездам.

2.1.2. Мир звезд.

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра расположена на расстоянии от него 270 000 а. е. Расстояние до удаленных звезд в десятки тысяч раз больше. Астрономическая единица оказывается мало удобной для измерения расстояний между звездами. Для этой цели используются более крупные единицы — парсек и световой год. 1 парсек равен расстоянию, на котором радиус земной орбиты виден под углом в 1", а световой год — это расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/с, проходит за 1 год:

1 пк = 3,26 св. год = 206265 а. е. = 3,086 • 10¹⁶ м.

Невооруженным глазом на небе можно видеть несколько тысяч звезд. Современные телескопы позволяют различить сотни миллионов отдельных звезд, а всего в нашей Галактике содержится порядка 10¹¹ звезд. Следует иметь в виду, что наша Галактика — не единственная во Вселенной. В наблюдаемой области Вселенной — Метагалактике содержатся десятки миллиардов других звездных систем — галактик, так что общее число звезд в наблюдаемой Вселенной порядка 10²¹—10²². Звезды подобны Солнцу. Если бы мы могли удалиться от Солнца на расстояние 10 пк (что совсем немного по масштабам Галактики), мы увидели бы его в виде слабой звезды 5-й звездной величины[99]. Это легко понять, ибо Солнце — рядовая звезда, которая кажется нам столь ослепительно яркой только потому, что она расположена от нас несравненно ближе всех остальных звезд. Солнце — это наша звезда. А другие звезды — это солнца, многие из которых имеют свои планетные системы.

Характерная особенность звезд состоит в том, что это самосветящисся тела, они излучают за счет внутренних источников энергии (в отличие, например от планет, которые светят отраженным светом). Источником звездной энергии являются ядерные реакции, протекающие в их недрах. Строение звезд в общих чертах напоминает строение Солнца. По составу звезды также подобны Солнцу: приблизительно 70% составляет водород, около 27% — гелий, а на долю остальных химических элементов приходится приблизительно 2% массы. В пределах этих 2% наблюдаются иногда резкие аномалии химического состава, о которых упоминалось в § 1.12. Все химические элементы тяжелее гелия образуются за счет ядерных реакций, которые протекают в звездах[100].

Во внутренних слоях звезд при температуре в миллионы градусов развивается гигантское давление газа (плазмы). Это давление могло бы разорвать звезду, если бы оно не уравновешивалось силой гравитационного притяжения частиц звездного вещества. Равновесие этих противоборствующих сил обеспечивает устойчивое состояние звезды. Если количество энергии, которое выделяется в недрах звезды, уменьшается, то давление внутри звезды падает, сила притяжения превосходит силу давления, и звезда начинает сжиматься; при этом температура и давление внутри ее нарастают, пока вновь не наступит равновесие (уже при меньших размерах). Напротив, если количество энергии, выделяемое в недрах звезды, увеличивается, то давление газа возрастает, и звезда начнет расширяться до тех пор, пока уменьшающееся при расширении давление не уравновесится силой притяжения. Таким образом, в зависимости от величины выделяемой энергии и в зависимости от массы звезды равновесие достигается при различных значениях ее радиуса (т. е. при различных размерах звезды).

Массы большинства звезд заключены в пределах от 0,1 до 10 масс Солнца; встречаются (очень редко) звезды в 50 раз массивнее Солнца. Величина 0,1 массы Солнца близка к предельной, при которой, вообще, возможно существование звезды как самосветящегося тела, излучающего за счет ядерной энергии. Это связано с процессом формирования звезд из межзвездного вещества (см. ниже).

Масса звезды М, ее светимость L (т. е. мощность излучения — количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), радиус R и температура поверхност и Т связаны между собой определенными соотношениями. Светимость звезды определяется количеством энергии, ежесекундно вырабатываемой в ее недрах. Чем больше масса звезды, тем выше давление, а следовательно, и температура в центральных областях ее, где идут термоядерные реакции. Скорость реакций очень сильно зависит от температуры. Поэтому в массивных звездах, где температура выше, реакции протекают быстрее, скорость выделения энергии, а значит, светимость звезды выше. Теория, в согласии с наблюдениями, дает, что светимость обычной звезды (с умеренной массой) пропорциональна четвертой степени ее массы (L ∝ M⁴). С другой стороны, светимость зависит от температуры поверхности и ее размера. Количество энергии, ежесекундно излучаемой с единицы поверхности звезды, равно σТ⁴ (здесь σ — постоянная Стефана-Больцмана). Следовательно, L = σТ⁴S = σТ⁴4πR² (здесь S — площадь излучающей поверхности). Параметры звезды удобно выражать через соответствующие параметры Солнца. На основании приведенных соотношений имеем:

Индекс ⊙ означает, что данная величина относится к Солнцу.

Если построить график, на котором по горизонтальной оси отложить температуру поверхности звезды, а по вертикальной оси отложить светимость, выраженную в абсолютной звездной величине[101], то на таком графике каждая звезда изобразится одной точкой (рис. 2.1.14). Этот график играет в астрономии исключительно важную роль и носит название диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Большинство звезд на диаграмме располагается вдоль линии, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта совокупность звезд получила название главной последовательности; Солнце относится к их числу. Помимо главной последовательности, выделяются еще два типа звезд: гиганты (и сверхгиганты), которые при той же температуре имеют гораздо более высокую светимость, чем звезды главной последовательности, и белые карлики, которые, напротив, при той же температуре имеют гораздо более низкую светимость.

Поверхностная температура звезд меняется в пределах от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч кельвинов, в очень редких случаях она может превышать 100 000 К. Светимость, пропорциональная четвертой степени температуры, меняется в гораздо более широких пределах от 10^-4 L_⊙ до 10⁶ L_⊙ .

На рис. 2.1.14 на верхней шкале по горизонтали нанесены спектральные классы звезд. По характеру спектра (т. е. в зависимости от того, какие спектральние линии и какого вида наблюдаются в спектрах звезд) все звезды разделены на несколько спектральных классов, которые обозначаются буквами: O, B, A, F, G, K, M. Кроме того, внутри каждого класса выделяются 10 подклассов, обозначаемые цифрами от 0 до 9. Наше Солнце относится к классу G2. Каждому спектральному классу соответствует определенная температура поверхности. Спектральные классы ярких горячих звезд иногда называют «ранними», а холодных звезд — «поздними». Эти названия условны и отражают господствовавшие одно время ошибочные представления об эволюции звезд вдоль главной последовательности. Характеристики звезд различных спектральных классов приведены в таблице 2.1.2.

Большинство звезд по размерам сопоставимы с Солнцем, их радиусы составляют от 0,1 R_⊙ до 10 R_⊙ . Это относится к звездам главной последовательности. Звезды-гиганты и сверхгиганты в сотни и даже тысячи раз превосходят Солнце. Например, диаметр Бетельгейзе (самая яркая звезда в созвездии Ориона — α Ориона) более, чем в 500 раз превышает диаметр Солнца. По сравнению с таким гигантом Солнце выглядит меньше, чем Земля по сравнению с Солнцем. Если поместить Бетельгейзе на место Солнца, то внутри ее оказалась бы не только орбита Земли, но и орбита Юпитера! Именно, из-за больших размеров гиганты при той же температуре имеют гораздо более высокую светимость. А очень малая светимость белых карликов, напротив, объясняется их очень малыми размерами. При массе приблизительно такой же, как у Солнца, они имеют размер порядка 10⁴ км, т. е. сопоставимый с размерами планет земной группы. Средняя плотность таких звезд чудовищно велика, она составляет 10⁶ г/см³ — в 100 тыс. раз больше плотности железа (для сравнения: средняя плотность Солнца 1,4 г/см³ — порядка плотности воды). Однако это не предел: нейтронные звезды (о которых мы упоминали в § 1.8) приблизительно в 1000 раз меньше Земли, их диаметр составляет всего 10-20 км!

Рис. 2.1.15. Сравнительные размеры звезд

Таким образом, мир звезд весьма разнообразен. Однако сказанное не исчерпывает его многообразия. Существует еще множество типов переменных и нестационарных звезд, а также вспыхивающие, новые и сверхновые звезды.

Среди переменных звезд особенно интересны звезды, которые периодически меняют свой блеск (их часто называют правильными переменными). В зависимости от причин изменения блеска, они делятся на два типа: затменные переменные и физические переменные. Затменные переменные звезды являются двойными, т. е. каждая такая звезда, на самом деле, представляет собой систему двух близко расположенных гравитационно связанных звезд, которые из-за близкого расстояния между ними воспринимаются даже при наблюдении в телескоп, как одна звезда. Обращаясь вокруг общего центра тяжести, эти звезды попеременно затмевают одна другую, чем и объясняются периодические изменения блеска. Примером такой системы является звезда Алголь (β Персея), переменность которой была обнаружена еще в средние века арабскими астрономами. Блеск ее меняется с периодом 2 суток 20 часов 49 минут.