Зірки - це газові кулі, що світяться за рахунок енергії відбуваються в їхніх надрах ядерних реакцій. Вони мають різні розміри і блиск - від слабких карликів з розмірами в соті частки діаметра Сонця до сліпучих надгігантів з розмірами, в сотні разів перевищують діаметр Сонця. Діапазон їх температур теж великий - від дуже гарячих блакитних зірок (поверхнева температура більше, ніж 20 000 ° С) до холодних червоних зірок (3000 ° С). Сонце, яке є жовтою зіркою із середньою температурою, вважається за всіма параметрами рядовим об'єктом.
Зірки народжуються в галактиках з масивних газово-пилових хмар. Міжзоряні хмари газу називаються туманностями. або nebula, що в перекладі з латинської означає «хмара». Просторова щільність речовини в туманності неоднорідна, в ній є більш щільні згустки, зародки майбутніх зірок. Якщо згусток досить щільний, він починає стискатися під дією свого власного тяжіння. У міру того як він стає менше і щільніше, він нагрівається до тих пір, поки температура і тиск в центрі сжимающегося фрагмента не стануть достатніми для початку ядерних реакцій. І тоді згусток газу перетворюється на справжню зірку, яка сама є джерелом світла і тепла на протязі мільйонів років.
Кілька таких хмар, з яких утворюються зірки, можна спостерігати і в аматорський телескоп. Найвідоміше з них - туманність Оріона, що відзначає меч в сузір'ї Оріона. Ця туманність видна неозброєним оком як розмита, що світиться зеленим світлом область; в бінокль її можна розглядати більш чітко. У центрі туманності Оріона перебуває зірка # 952; 1 (тета1) Оріона, яка в невеликий телескоп дозволяється на чотири компоненти. Енергія, яку випромінює найяскравішою з цих чотирьох зірок, змушує туманність світитися. Насправді туманність має великі розміри, ніж її видима яскрава частина, в її темних областях в даний момент народжуються зірки. За оцінками, туманність Оріона містить досить речовини, щоб могли утворитися сотні зірок; т. е. це народжується зоряне скупчення. Інша знаменита область зореутворення - це туманність Тарантул в південному сузір'ї Золотої Риби. яка перевершує за розмірами туманність Оріона і є фактично найбільшою відомою туманністю.
Одна зі знаменитих груп молодих зірок - скупчення Плеяди, або Сім Сестер, розташоване в сузір'ї Тельця. По крайней мере, п'ять членів Плеяд можна розгледіти при хорошому зорі неозброєним оком; в бінокль або невеликий телескоп видно десятки його членів. Всі скупчення містить приблизно сотню зірок. Найяскравіші і наймолодші з них утворилися не більш як 2 млн. Років тому, що робить їх за астрономічними мірками екстремально молодими.
Плеяди - приклад класу зоряних скупчень, які називаються розсіяні скупчення або галактичні скупчення. Астрономам відомо близько 1000 таких скупчень, і найзнаменитіші з них перераховані в цій книзі. Радом з Плеядами в Тельці знаходиться більша і більш старе розсіяне скупчення Гіади, чий вік оцінюється приблизно в 500 млн років. Так як зірки Гиад старіші, ніж зірки Плеяд, у них було більше часу, щоб розлетітися в сторони один від одного. В кінцевому рахунку з плином часу більшість таких скупчень повністю розсіюються в просторі. Ймовірно, Сонце теж було членом розсіяного скупчення, коли народилося 4600 млн років тому. Інший клас скупчень - кульові скупчення - описується на с. 283.
Більшими за розміром, ніж розсіяні скупчення, є зоряні асоціації, в яких молоді зірки розкидані в області декількох сотень світлових років. Зовсім не випадково, що більшість яскравих зірок Оріона лежать приблизно на однаковій відстані від нас (винятком є Бе- тельгейзе), так як вони є членами такої асоціації з центром в туманності Оріона, відстань близько 1500 св. років. У три рази ближче до нас знаходиться велика асоціація Скорпіон-Центавр, яка на небі займає більше 60 ° і простягається від сузір'я Скорпіона через сузір'я Вовка в сузір'я Центавра і Південного Хреста. Найяскравішим її членом є Антарес; інші помітні члени - # 946; (Бета) Центавра, # 945; (Альфа) і # 946; (Бета) Південного Хреста, розсіяне скупчення IC 2602 в Кілі. Асоціації утворюються з достатньо великих хмар газу і пилу в спіральних рукавах Галактики.
Туманності складаються з суміші водню і гелію 10: 1, це початковий хімічний склад Всесвіту, і, як і слід було очікувати, зірки мають такий же хімічний склад. Зірки черпають свою енергію в ядерних реакціях перетворення водню в гелій. В результаті реакції з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію; некерована реалізація такої реакції відбувається у водневій бомбі.
Є певні обмеження на розміри зірок. З газового згустку з масою менше 8% маси Сонця зірка утворитися не зможе, так як умови в її надрах не будуть достатньо для початку ядерних реакцій. Цей 8-відсоткову межу можна розглядати як межу між планетами і зірками. Газова планета Юпітер в нашій Сонячній системі в 80 разів менше масивна, ніж це було б необхідно для того, щоб вона стала маленькою зіркою. З іншого боку, найбільші зірки мають маси приблизно в сто разів більше сонячних. Раніше вважалося, що ще більш масивні зірки будуть виробляти так багато енергії, що вони будуть буквально розвалюватися на шматки, але виявилося, що це не завжди так. Відомо кілька зірок, чиї маси перевищують 100 сонячних, один із прикладів - # 951; (Ця) Кіля.
Найважливіша характеристика зірки - її маса, вона впливає на всі інші параметри: температуру зірки, її блиск і час життя. Не дивно, що зірка з мінімальною масою є найхолоднішою; такі зірки називаються червоними карликами. Типовий червоний карлик - зірка Барнарда, друга по близькості до Сонця зірка, що має масу близько десятої частини сонячної; світить тьмяним червоним світлом і має поверхневу температуру близько 3000 ° С. Хоча відстань до зірки Барнарда всього шість світлових років, вона занадто слабка, щоб її можна було побачити неозброєним оком. Несподіваним може здатися те, що зірки з найменшими масами живуть найдовше. Ядерні реакції протікають в них настільки повільно, що вони продовжують існувати мільйони мільйонів років - в сто разів довше, ніж Сонце. Само по собі Сонце, яке відповідно має масу, рівну одній сонячної, має поверхневу температуру 5500 ° С і буде жити, як очікується, близько 10 000 млн років. В даний час воно знаходиться на середньому етапі життя.
Будемо рухатися далі в бік збільшення мас. Такі зірки, як Сіріус. по масі в два рази більша за Сонце, можуть прожити лише близько 1000 млн. років, або десяту частину часу життя Сонця. Поверхнева температура блакитно-білого Сіріуса 11 000 ° С. Ще більша і більш гаряча - зірка Спіка в сузір'ї Діви, її маса дорівнює 11 сонячним, а поверхнева температура близько 24 000 ° С. Час життя такої дуже гарячою і сильно світиться зірки менше 1% часу життя Сонця.
Колір зірки є прямим індикатором її температури. Найбільш точний спосіб визначити температуру зірки - це вивчити її спектр, який виходить шляхом розщеплення світла за допомогою приладу, званого спектрографом. Класифікація зірок за температур здійснюється згідно їх спектральним класам (див. Таблицю на с. 269). Самі блакитні і гарячі зірки відносяться до спектральних класів О і В. Приклади яскравих зірок класу В: # 945; (Альфа) і # 946; (Бета) Південного Хреста, # 946; (Бета) Центавра і Спіка; це самі блакитні зірки з усіх зірок першої величини. Далі йдуть більш холодні блакитно-білі зірки спектрального класу А, до яких відноситься Сіріус; потім йдуть зірки класу F, які мають жовтувато-білий колір, наприклад Процион. Зірки класу G жовті; до них відносяться Сонце, # 945; (Альфа) Центавра і # 964; (Тау) Кита. Ще більш холодні зірки класу К, такі як # 949; (Епсилон) Ерідана, вони мають помаранчевий відтінок. Найхолодніші з усіх - червоні зірки спектрального класу М; наприклад, Антарес і Бетельгейзе - самі червоні зірки першої величини. Кожен спектральний клас поділяється на 10 підкласів від 0 до 9; в цій більш точної шкалою Сонце відноситься до класу G2. Мабуть, випадкова послідовність літер, яка використовується для спектральної класифікації, є результатом більш ранньої класифікації, яка була переглянута і вкорочена до реального образу. Послідовність спектральних класів можна запам'ятати за допомогою наступних фраз: англійською мовою - «Oh Be A Fine Girl, Kiss Me», російською мовою - «Один Бритий Англієць Фініки жував Як Морква».
Шкала кольорів зірок неминуче буде суб'єктивною, тому що залежить від індивідуальних характеристик зору різних людей і умов спостереження зірок. Наприклад, астрономами вважається, що Вега, спектральний клас АТ, чисто білого кольору, хоча більшість людей чітко бачать у неї блакитний відтінок, так само як і у одного з компонентів Кастора, також має спектральний клас А. Те ж і на іншому кінці шкали - кілька червоних гігантів і надгігантів дійсно видно червоними, але більшість мають яскраво-оранжевий або бронзовий колір. Ще один парадокс - наше Сонце, яке зазвичай здається білим, класифікується як жовта зірка. Насправді, денне Сонце здається білим тільки через його сліпучого блиску. Якби ми дивилися на нього з деякої відстані, воно було б набагато слабше і тоді здавалося б жовтуватим.
Виявляється, що зірка, яка здається нам по-справжньому білої, має спектральний клас приблизно F0, такий клас у зірки Канопус, і вона
СПЕКТРАЛЬНІ КЛАСИ ЗІРОК
Якщо зобразити залежність спектрального класу зірок від їх світності (абсолютної зоряної величини), то всі зірки; що знаходяться в стабільному стані на стадії горіння водню, будуть лежати на чітко виділеної лінії, що перетинає весь графік. Ця лінія називається головною послідовністю. Положення зірки на головній послідовності визначається її масою - менш масивні зірки лежать внизу, а більш масивні - вгорі. Сонце, відповідно до своїх середніми характеристиками, лежить приблизно посередині головної послідовності (див. С. 271). Такий графік залежності світності зірок від спектрального класу називається діаграмою Герцшпрунга-Рассела, в честь відкрили її в 1911-1913гг. данського астронома Ейнара Герцшпрунга і американського астронома Генрі Норріса Рассела.
Хоча більшість зірок знаходиться на головній послідовності, деяка кількість досить яскравих зірок лежить вище і правіше її, а деяка кількість слабких зірок лежить нижче і лівіше її. Всі ці зірки знаходяться на пізніх стадіях еволюції. Ми зможемо краще зрозуміти, що з ними відбувається, якщо простежимо подальшу еволюцію, передбачену для Сонця.
КЛАСИ світність зірки
На діаграмі Герцшпрунга-Рассела через збільшення світності Сонце буде рухатися вгору, йдучи з головної послідовності, а через зміни спектрального класу буде ще додатково зміщатися вправо. Зірки верхній частині головної послідовності, більш масивні, ніж Сонце, стають настільки великими і яскравими на цій стадії еволюції, що називаються не просто гігантами, а надгігантами. Яскраві приклади надгігантів - Бетельгейзе і Антарес, розміри яких в сотні разів перевищують сонячні. Інші зірки, які недостатньо проеволюціоніровалі, щоб придбати червоний колір, але які, тим не менш, лежать впритул до кордону надгігантів - Ригель, Денеб і Полярна.
Щоб розрізняти, чи належить зірка до гігантам або надгіганта або лежить на головній послідовності, астрономи крім спектрального класу ввели ще клас світності зірок (див. Таблицю вище). Тут слід зазначити, що астрономи вважають зірки або гігантами, або карликами, в залежності від того, належать вони головної послідовності або покинули її в результаті еволюції. Зірки головної послідовності іноді називають карликами, незважаючи на те що найпотужніші з них більша за Сонце в кілька разів.
Використовуючи одночасно спектральний клас і клас світності, можна визначити всі основні властивості зірки на даний момент. Але ці властивості змінюються з віком. Можливо, самої вивченою з усіх планетарних туманностей є туманність Кільце в сузір'ї Ліри, хоча її і нелегко розгледіти. Великі розміри має туманність Гантель в Лисичці, яку можна побачити в бінокль ясною темної ночі. Ще дві невеликі, але яскраві планетарні туманності, доступні для спостереження в аматорський телескоп, це NGC 6826 в Лебедя і NGC 7662 в Андромеді.
Оскільки білі карлики дуже маленькі, то вони і дуже слабкі. Жоден з них не видно неозброєним оком. Обидві найближчі до нас яскраві зірки Сіріус і Процион мають супутники - білі карлики, але супутник Проциона занадто близький до головній зірці, щоб бути помітним в аматорський телескоп, а супутник Сіріуса можна побачити тільки при найкращих атмосферних умовах. Найпростіше з білих карликів розгледіти супутник зірки О2 (омікрон2) Ерідана (також позначається як 40 Ерідана), його можна спостерігати і в невеликий телескоп. Додатковий інтерес представляє слабший компонент цієї системи - червоний карлик, також видимий в аматорський телескоп.
Здається, до нашого Сонця теж судилося пройти через стадію планетарної туманності, перед тим як стати згасаючим білим карликом. Але зірок з масою в кілька сонячних, лежачим в верхньому кінці головної послідовності, уготований більш вражаючий кінець. Як ви вже бачили, спочатку вони стають скоріше засліплюють надгігантами, ніж просто гігантами. У них немає шансів досягти стадії планетарної туманності. Вони настільки масивні, що ядерні реакції в їхніх надрах протікають некеровано до тих пір, поки зірка не стане нестабільною і не вибухне. Такий вибух називається спалахом наднової.
Під час спалаху наднової світність зірки збільшується в мільйони разів, так що протягом декількох діб зірка може затьмарити своїм блиском цілу галактику. Скинуті зовнішні шари зірки розлітаються в простір зі швидкістю близько 5000 км / с. У 1054 р н. е. астрономи спостерігали з Землю спалах наднової в сузір'ї Тельця. Зірка стала яскравіше, ніж Венера, і була видна вдень протягом трьох тижнів. Після цього вона була видна більше року неозброєним оком.
Місце такого вибуху знаходиться в одному з найбільш відомих об'єктів на небі - це Крабовидная туманність, залишок спалаху наднової. У аматорський телескоп Крабовидная туманність видна як розмите пляма, але найкраще вона видна на фотографіях з тривалою експозицією, отриманих на великих інструментах. Приблизно за наступні 50 000 років газ Крабовидной туманності розсіється в просторі, утворивши витончені візерунки, подібні туманності Вуаль в Лебедя, теж залишку спалаху наднової.
В результаті вибуху наднової зірки не може розлетітися цілком на маленькі шматочки. Іноді центральне ядро зірки, що вибухнула стає об'єктом менше і щільніше навіть білого карлика. Такий об'єкт називається нейтронної зіркою. У нейтронної зірки протони й електрони атомів зірки так щільно упаковані гігантської силою наднової, що утворюють частинки, звані нейтронами. Звичайна нейтронна зірка має діаметр 20 км, але містить масу одного або двох Сонць. Будучи такою крихітною, нейтронна зірка може дуже швидко обертатися, що не розлітаючись на шматки. З періодом, рівним періоду її обертання, ми спостерігаємо спалах випромінювання, схожу на промінь маяка. Астрономи зафіксували радіопульсаціі кількох сотень таких джерел, які назвали пульсарами; один з них знаходиться в центрі Крабовидної туманності. Період пульсара Крабовидної туманності - 30 спалахів в секунду; інші пульсари повільніші - спалахують раз в чотири секунди. Більшість нейтронних зірок занадто слабкі, щоб їх можна було побачити в оптичні телескопи; але у пульсара в Крабовидної туманності спостерігаються і спалаху в оптичному діапазоні, що збігаються з радіоспалахи.
Якщо ядро зірки, що вибухнула мало масу, що перевищує три маси Сонця, то кінцевою стадією еволюції такої зірки буде навіть не нейтронна зірка. Замість цього зірка стане чимось ще більш незвичним - чорною дірою. Немає такої сили, яка могла б утримати вмираючу зірку з масою більш ніж три маси Сонця від схлопування під дією власної гравітації. Стаючи все менше і щільніше, вона продовжує стискатися до тих пір, поки її тяжіння не стане настільки великим, що вже нічого не зможе покинути зірку, навіть її власний світ. Зірка викопує собі могилу - чорну діру. Так як чорна діра за визначенням невидима, вона представляє тільки академічний інтерес для спостережень в аматорський телескоп. Однак професійні астрономи фіксують рентгенівське випромінювання з різних точок космосу, яке, як вони вважають, випускає гарячий газ, що падає в бездонні глибини чорних дір. Найвідоміший кандидат в чорні діри - Лебідь Х-1, він знаходиться поблизу зірки 9-ї величини в сузір'ї Лебедя.