Джим Брейтот - 101 ключевая идея: Астрономия
Шаровое звездное скопление
Шаровое звездное скопление представляет собой тесный массив сферической формы, состоящий из миллионов звезд, удерживаемых вместе силой их тяготения. Диаметр шарового скопления составляет от 50 до 300 световых лет. Шаровые скопления в Млечном Пути расположены над и под плоскостью Галактики и более или менее распространены во всех направлениях от ее центра. Всего в Галактике Млечный Путь наблюдается около 100 шаровых звездных скоплений. В них преобладают бедные металлом красные звезды, указывающие на то, что эти скопления имеют очень древний возраст. Гравитационное притяжение звезд в шаровом скоплении достаточно сильное, чтобы предотвратить их рассеивание, поэтому шаровые скопления очень стабильны. Самым ярким шаровым скоплением является Омега Центавра, объект четвертой звездной величины, расположенный в Южном полушарии небесной сферы. Он содержит около миллиона звезд в сферическом регионе диаметром примерно 160 световых лет на расстоянии более 20 000 световых лет от Земли.
См. также статьи «Дистанционные измерения 2», «Звездная величина», «Переменные звезды».
ЗВЕЗДЫ 1: ИЗУЧЕНИЕ ЗВЕЗД
Солнце — типичная звезда. Звезды варьируют по размеру от карликов до гигантов и сверхгигантов, диаметр которых в сотни раз превосходит диаметр Солнца. Звезды видны в ночном небе как точечные объекты, потому что они находятся на огромном расстоянии. Свет от звезды дает некоторую информацию о расстоянии до нее, ее скорости, химическом составе, температуре поверхности, радиусе, мощности излучения, массе и сроке жизни.
Если звезда расположена достаточно близко к нам, расстояние до нее можно измерить методом параллакса, то есть измерив угол ее смещения за период 6 месяцев. Расстояние до звезды, расположенной за пределами 300 световых лет, нельзя измерить методом параллакса, его можно вычислить на основании абсолютной звездной величины, если известно положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла.
Скорость звезды определяется через измерение радиального и тангенциального компонентов скорости. Доплеровское смещение линий спектра необходимо измерить для вычисления радиального компонента; тангенциальный компонент скорости можно определить, если известно собственное движение звезды и расстояние до нее.
Химический состав звезды определяется через измерение длины волн в линиях ее эмиссионного спектра. Эти линии характерны для определенных видов атомов, излучающих свет, и, следовательно, их можно использовать для определения химических элементов.
Температура поверхности звезды определяется ее спектральным типом (то есть цветом). К примеру, температура поверхности красной звезды класса М составляет около 3000К. Для более точного определения необходимо измерение интенсивности спектра в разных длинах волн, чтобы найти длину волны, соответствующую максимальной интенсивности. Затем температура звезды вычисляется по закону Вина.
См. также статьи «Дистанционные измерения 1 и 2», «Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла», «Звездная величина», «Собственное движение», «Тепловое излучение».
ЗВЕЗДЫ 2: КЛАССИФИКАЦИЯ
Звезды различаются по цвету и яркости. Бетельгейзе в созвездии Ориона — красный гигант. Ригель в том же созвездии — голубой гигант. Спектр излучения звезды представляет собой непрерывную полосу цветов от красного и оранжевого через желтый и зеленый до синего и фиолетового. Непрерывный спектр пересекается темными линиями поглощения, возникающими из-за того, что разные виды атомов во внешних слоях звезды поглощают свет с определенной длиной волны, излучаемый внутренними слоями звезды.
Интенсивность каждой части спектра изменяется вместе с цветом и зависит от температуры поверхности звезды. Чем горячее звезда, тем ближе максимальная интенсивность ее излучения находится к голубому концу спектра. Таким образом, цвет звезды определяется температурой ее поверхности. Звезды классифицируются в соответствии с цветом, температурой и линиями поглощения в их спектре. Система классификации с присвоением букв алфавита разным оттенкам цвета была разработана до того, как удалось установить точную связь между цветом и температурой. После экспериментов с использованием лабораторных источников света при разных температурах порядок букв пришлось изменить, как указано в таблице, чтобы создать температурную последовательность.
См. также статьи «Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла», «Светимость», «Звездная величина», «Красный гигант», «Спектр оптический», «Тепловое излучение».
ЗВЕЗДЫ 3: КАРЛИКИ И ГИГАНТЫ
Светимость, или количество энергии света в секунду, излучаемое звездой, зависит от температуры и площади ее поверхности в соответствии с законом Стефана (см. ниже). При известной температуре поверхности и радиусе звезды можно вычислить ее светимость. Радиус Солнца можно рассчитать по его расстоянию от Земли и угловой ширине на небосводе. Судя по цвету Солнца, мы знаем, что температура на его поверхности составляет примерно 6000К. Энергия, излучаемая Солнцем за 1 секунду, равна 400 миллионов миллионов миллионов миллионов ватт.[6]
Светимость любой другой звезды можно вычислить при сравнении ее абсолютной звездной величины с абсолютной звездной величиной Солнца. К примеру, если блеск звезды на 5 величин превышает блеск Солнца, она излучает в секунду в 100 раз больше энергии.
С помощью закона Стефана при известной светимости и температуре поверхности звезды можно вычислить площадь ее поверхности и радиус. Закона Стефана гласит: количество энергии, излучаемое звездой в секунду на квадратный метр ее площади, пропорционально четвертой степени температуры ее поверхности. Таким образом, каждый квадратный метр поверхности звезды на половину менее горячей, чем Солнце, излучает 1/16 часть энергии в секунду на единицу площади по отношению к Солнцу. Если в целом такая звезда излучает в секунду в 100 раз больше энергии, чем Солнце, то площадь ее поверхности должна быть в 1600 раз больше, а радиус — в 40 раз больше, чем Солнце. Такая звезда называется красным гигантом. Сходным образом можно доказать, что звезда вдвое более горячая, чем Солнце, но менее мощная имеет гораздо меньший диаметр. Такая звезда называется карликовой звездой. К примеру, диаметр звезды, уступающей Солнцу в блеске на 5 звездных величин и вдвое более горячей, будет в 40 раз меньше диаметра Солнца.
См. также статьи «Светимость», «Звездная величина», «Красный гигант», «Тепловое излучение».
ЗВЕЗДЫ 4: МАССА И СРОК ЖИЗНИ
Массу звезды Главной последовательности можно определить по ее светимости в соответствии с отношением между массой и светимостью, открытым сэром Артуром Эддингтоном. Изучая двойные звезды, Эддингтон смог показать, что светимость звезды Главной последовательности приблизительно пропорциональна кубу ее массы.
В результате применения ньютоновской теории тяготения к движению Земли вокруг Солнца известно, что масса Солнца составляет около 2×1030 кг. Для вычисления массы двух звезд в двойной системе необходимо знать расстояние между ними и орбитальный период. Расчеты производятся по третьему закону Кеплера, выраженному в следующей формуле:
масса (в солнечных массах)×период (годы)2 = расстояние (в астрономических единицах)3.
Массу отдельных звезд в двойной системе легко вычислить из общей массы, так как отношение массы одной звезды к массе другой обратно пропорционально отношению между радиусами их орбит.
Жизненный срок звезды зависит от ее массы, так как звезды состоят в основном из водорода, который является их «топливом». Протоны (то есть ядра водорода) соединяются в ядре звезды, образуя ядра гелия. В ходе этого процесса высвобождается энергия порядка 70 1012 Вт на каждый килограмм водорода в секунду. Поскольку Солнце излучает энергию порядка 4×1026 Вт, следовательно, водород в его ядре превращается в гелий со скоростью 6×1011 = 4×1026 / 70 х 1012 кг/с. Общая масса Солнца составляет 2×1030 кг, поэтому запасы его водородного топлива будут исчерпаны через 3,5×1018 секунд, что приблизительно равно 10 млрд. лет. Для звезды с массой т, выраженной в эквиваленте солнечных масс, и светимостью L, выраженной в единицах солнечной светимости, срок жизни составит m/L сроков жизни Солнца. Поскольку светимость звезды Главной последовательности приблизительно пропорциональна кубу ее массы, то чем больше масса звезды, тем короче срок ее жизни.
См. также статьи «Двойные звезды», «Законы Кеплера», «Светимость», «Закон тяготения Ньютона».
ЗЕМЛЯ
Земля, третья по порядку от Солнца планета, представляет собой звезду среднего возраста в Галактике, которую мы привыкли называть Млечный Путь. Галактика состоит из сотен миллионов звезд. Возможность существования во Вселенной других планет, похожих на Землю, представляется довольно высокой. Жизнь на Земле развилась потому, что на нашей планете есть вода в жидкой форме, а поверхность Земли защищена от ультрафиолетового излучения Солнца атмосферой. Если бы Земля находилась гораздо ближе к Солнцу, то океаны испарились бы; если бы Земля находилась гораздо дальше от Солнца, океаны превратились бы в лед. Жизнь, скорее всего, не смогла бы развиться в такой обстановке. К счастью, на протяжении большей части земной истории, после формирования планеты около 4,5 млрд. лет назад, она двигалась вокруг Солнца по круговой орбите, сохраняя расстояние в 149,6 млн. км от Солнца с точностью до 0,01 %. Это расстояние в астрономии принято в качестве единицы длины для измерения расстояний между небесными телами в пределах Солнечной системы и называется астрономической единицей (а. е.).
