Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский И. С.

1984

Книга посвящена центральной проблеме астрономии — физике звезд. Заключительный этап звездной эволюции представляет особенно большой интерес, так как он имеет прямое отношение к таким интереснейшим объектам современной астрономии, как пульсары, рентгеновские звезды и черные дыры. Проблемы, связанные с этими объектами, пока далеки от решения. Поэтому автор стремился осветить фактическое состояние вопроса, давая лишь общее представление о существующих: теориях и гипотезах. В книге рассматривается также проблема образования звезд.

Книга рассчитана на широкий круг лиц со средним образованием. Специальный интерес она представляет для студентов, лекторов, преподавателей, специалистов в области смежных наук.

Издательство «Наука»

Главная редакция физико-математической литературы,

1984, с изменениями.

Оглавление

Введение

I  Звёзды рождаются

1 Звезды: основные наблюдательные характеристики

2 Общие сведения о межзвёздной среде

3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд

4 Космические мазеры

5 Эволюция протозвезд и протозвездных оболочек

II  Звезды излучают

6 Звезда — газовый шар, находящийся в состоянии равновесия

7 Как излучают звезды?

8 Ядерные источники энергии излучения звезд

9 Проблемы нейтринного излучения Солнца

10 Как устроены белые карлики?

11 Модели звезд

12 Эволюция звезд

13 Планетарные туманности, белые карлики и красные гиганты

14 Эволюция звезд в тесных двойных системах

III  Звезды взрываются

15 Общие сведения о сверхновых звездах

16 Остатки вспышек сверхновых — источники рентгеновского и радиоизлучения

17 Крабовидная туманность

18 Почему взрываются звезды?

IV  Звезды умирают

19 Нейтронные звезды и открытие пульсаров

20 Пульсары и туманности — остатки вспышек сверхновых звезд

21 Пульсары как источники радиоизлучения

22 О теории пульсаров

23 Рентгеновские звезды

24 Черные дыры и гравитационные волны

Предметный указатель

I  Звёзды рождаются

...Ничего нет более простого, чем звезда...

(А. С. Эддингтон)

Один из основателей современной теории звездной эволюции проф. М. Шварцшильд в своей известной монографии, посвященной строению и эволюции звезд, высказал очень глубокую мысль, заключенную в фразах, которые мы сейчас процитируем:

«Если Вселенная управляется простыми универсальными законами, то разве чистое мышление оказалось бы не способным открыть эту совокупность законов? Тогда не нужно было бы опираться на наблюдения, которые приходится производить с таким трудом. Хотя законы, которые мы стремимся открыть, быть может, и совершенны, но человеческий разум далек от совершенства: представленный самому себе он склонен заблуждаться, чему мы видим печальное подтверждение среди бесчисленных примеров прошлого. Действительно, мы очень редко упускали возможность впасть в заблуждение; только новые, полученные из наблюдений данные, с трудом отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный путь. В теории эволюции звезд они особенно необходимы, чтобы двигаться вперед, не впадая в серьезные ошибки»...

Глава 1 Звезды: основные наблюдательные характеристики

Как говорится, лучше не скажешь. Поколения астрономов кропотливо собирали огромный фактический материал, касающийся самых разнообразных характеристик звезд. Какие же из этих характеристик можно получить из анализа результатов наблюдений?

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшими исключениями, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Это означает, что их угловые размеры ничтожно малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Мы подчеркиваем слово «реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойствию атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звезды в виде некоторого диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны были быть меньше сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является видимая звездная величина, определение которой предполагается известным (см., например, книгу: П. И. Бакулин, Э. В. Кононович и В. И. Мороз, «Курс общей астрономии»). Полезно только напомнить, что самые слабые из наблюдаемых звезд имеют видимую величину m = 24, в то время как самая яркая звезда Сириус имеет звездную величину -1,6. Зная разность звездных величин двух звезд, можно найти отношение потоков от них F1/F2, если воспользоваться простой формулой:

Полезно еще знать, что Солнце имеет визуальную звездную величину m = -26,73. В то же время прямые измерения дают значение потока солнечного излучения в абсолютных единицах, равное

Эта величина носит название «солнечной постоянной». Не представляет труда по известной видимой величине какой-нибудь звезды, цвет которой такой же, как у Солнца, оценить величину ее потока в абсолютных (энергетических) единицах. Допустим, что видимая величина звезды m = 20. Тогда по формуле (1.1) получим, что логарифм отношения потока от этой звезды к потоку от Солнца будет равен

откуда Fm 10-12 эрг/см3 с.

Если мы теперь каким-нибудь образом знаем расстояние до звезды r, то очевидно, что полная мощность ее излучения (или «светимость») может быть получена из простой формулы:

Если, в нашем примере, расстояние до звезды равно 100 парсек (1 парсек (пс) = 3,26 светового года = 3 1018 см), то ее светимость будет L = 1030 эрг/с. Полезно запомнить, что светимость Солнца L = 4 1033 эрг/с. Таким образом, наша звезда излучает в несколько тысяч раз слабее Солнца — это, как говорят, «карликовая» звезда. Из формулы (1.2) следует очевидное обстоятельство, что при данной светимости поток излучения от звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее. Таким образом, видимая величина определяется, с одной стороны, светимостью звезды,— с другой стороны,— расстоянием до нее. Одной и той же видимой величине может соответствовать сравнительно близко находящаяся звезда низкой светимости (карлик) или удаленная звезда высокой светимости (гигант). Поэтому характеристикой светимости звезды является ее абсолютная величина, обычно обозначаемая буквой M. Это та величина, которую имела бы интересующая нас звезда, если бы расстояние до нее было равно стандартному значению 10 парсек. Между видимой и абсолютной величинами имеется простое соотношение:

где r выражено в парсеках.

Таким образом, одна из основных характеристик звезды — светимость— определяется, если известна видимая величина и расстояние до нее. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояния до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающее нескольких десятков парсек, расстояния определяются известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, т. е. в разное время года. Этот метод дает наибольшую точность и очень надежен. Однако для огромного большинства более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезды надо измерять — меньше сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения. На всех этих методах мы, конечно, останавливаться здесь не можем и отсылаем интересующихся читателей к специальным руководствам, например, к содержательной книге Ю. Н. Ефремова «В глубины Вселенной» («Наука», 1977). Вообще, проблема определения расстояния до удаленных космических объектов (звезд, туманностей, галактик) всегда была и сейчас остается одной из центральных в астрономии.