Очерки о Вселенной - Воронцов-Вельяминов Борис Александрович (читать полную версию книги .TXT) 📗
Появились соображения, что при падении газа на «черную дыру» этот газ может излучать достаточно много энергии для того, чтобы быть видимым, и что «черная дыра», обращающаяся с коротким периодом в паре с видимой звездой, может быть обнаружена по ее движению. В случае некоторых затменных переменных звезд было обнаружено рентгеновское излучение, как у пульсара. При этом полагают, что вокруг звезды обычного типа обращается по орбите на близком расстоянии «черная дыра». Она излучает подобно пульсару, в который превращается звезда неизвестного типа, вспыхнувшая как сверхновая. Излучает здесь в рентгеновском диапазоне собственно диск горячего газа - плазмы, перетекающей к «черной дыре» от звезды видимой. Массы объектов, считаемых предварительно «черными дырами» (они входят в пары), определяются по периоду обращения и скорости движения - эти величины зависят от масс компонент. Оценки давали для «черных дыр» несколько масс Солнца. В 1974 г. был обнаружен радиопульсар с частотой излучения, меняющейся вследствие его орбитального движения. Изучение его движения приводит к массе, равной солнечной. Это согласуется с представлением о том, что «черные дыры» суть коллапсировавшие звезды, как бы мертвые звезды - последняя стадия их существования.
На Международном астрономическом съезде в Варшаве в 1973 г. специалисты сообщили, что по расчетам при начальной массе звезды более 10 масс Солнца термоядерный синтез в их ядрах приводит к образованию железного ядра внутри них с плотностью 8 г/см3. Цри повышении температуры свыше 5•109 градусов происходит гравитационный коллапс в форме вспышки сверхновой звезды и образования нейтронного пульсара, если масса железного ядра меньше двух солнечных масс, и «черной дыры» при большей массе. Наблюдения пока ничего не могут сказать о том, что представляют собой звезды перед своей вспышкой как сверхновые.
Сказанное здесь сопоставьте с тем, что рассказывается об эволюции звезд вообще в главе 11. Для лучшего же ознакомления со сверхновыми звездами прочитайте книгу Ю. П. Псковского «Новые и сверхновые звезды» («Наука», 1974).
Глава 9. Мир звездных скоплении и рассеянных газов
Рассеянные и шаровые звездные скопления и ассоциации
Рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга по виду примерно так же, как неорганизованные толпы людей отличаются от дивизий солдат, построенных в строгом порядке.
Рассеянные скопления находятся внутри нашей звездной системы - Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами: они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За их положение в пространстве их иногда и называют галактическими, а за слабую концентрацию звезд к центру скопления их и назвали рассеянными. Звезд в них бывает тысячи, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора.
Примером рассеянных скоплений являются Плеяды. В народе их называют где Стожарами, где - Утиным гнездышком, а где Волосожаром. Осенью они восходят вечером, а зимой вечером стоят уже высоко в небе. Невооруженный глаз средней зоркости видит в этой кучке шесть звезд, а зоркий глаз - от семи до одиннадцати. В поле же зрения телескопа здесь мерцают сотни звезд всевозможного блеска. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проектирующиеся на звездное скопление.
Измеряя видимые звездные величины звезд в скоплениях и их спектры или определяя цвета, что доступнее и проще, можно составить для них подобие диаграммы светимостей - спектров. Она чаще всего похожа на такую же диаграмму, составленную для ближайших окрестностей Солнца. Диаграмма эта обычно оказывается неполной из-за отсутствия ветви гигантов (и, конечно, из-за невозможности увидеть в далеких скоплениях белые карлики).
Рис. 165. Фотография рассеянного (галактического) звездного скопления Плеяды
Сравнивая ее с диаграммой для окрестностей Солнца и, так сказать, приравнивая их друг к другу, можно определить разность m - М, т. е. разность между видимой звездной величиной звезд каждого спектрального класса в скоплении и их абсолютной
звездной величиной, а по этой разности, как мы видели, легко подсчитать расстояние до скопления. Зная же расстояние и измерив видимый угловой диаметр скопления, легко определить линейный диаметр скопления в световых годах. Например, Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд - около 30 световых лет.
Вокруг красного Альдебарана, самой яркой звезды в созвездии Тельца, легко заметить немногочисленную и более рассеянную, чем Плеяды, группу звезд скопления Гиад. Всего нам известно около 500 рассеянных скоплений, но мы не знаем еще множества более далеких и слабосветящихся или же скрытых от нас темными туманностями.
В. А. Амбарцумян выделил на небе группы звезд, которые он назвал ассоциациями. Звезды в ассоциации имеют одинаковые физические признаки и разбросаны гораздо сильнее, чем звезды рассеянных скоплений. Последние сами часто входят в состав ассоциаций. Амбарцумян назвал О-ассоциациями группы горячих звезд, содержащих звезды класса О или ранние звезды класса В, и Т-ассоциациями - группы, содержащие переменные звезды типа Т Тельца. Ассоциации выделяют на небе по видимому скучи-ванию таких немногочисленных звезд. Реальность такого видимого скучивания звезд классов О и В требует тщательной проверки. Дело в том, что в Млечном Пути много облаков темной материи. В прорывах между ними существуют просветы - «коридоры видимости». В таком коридоре далекие горячие звезды видны среди более близких и получается лишь видимая большая плотность их на данной площади, в то время как в пространстве такого тесного скучивания их нет.
Но даже тогда, когда оно есть, взаимное тяготение между звездами ассоциации мало, так как они далеки друг от друга и звезды из этой области будут постепенно разбредаться. Установить такое их разбегаыие пока трудно и его существование является предметом споров. По мнению В. А. Амбарцумяна, в О-ассоциациях рождаются и горячие звезды и более холодные - это колыбели их, наряду со звездными скоплениями. Размеры ассоциаций являются промежуточными между размерами рассеянных звездных скоплений и больших звездных облаков.
Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно 6-й звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография, показывают, что тут существует целое скопление звезд в форме шара, сильно концентрирующихся к его центру. Тут сотни тысяч звезд, из которых мы видим только ярчайшие. Звезды более слабые по блеску, в частности такие, как Солнце, невидимы. Из-за удаленности от нас и многочисленности звёзды, особенно вблизи центра, сливаются в одно сплошное светлое сияние.
Расстояния до шаровых звездных скоплений долго были загадкой, пока среди их населения не были обнаружены цефеиды. Представьте себе, что в крошечной области неба, занятой скоплением, вы открываете одну, вторую, третью, наконец, десяток цефеид, тогда как вокруг скопления на большом расстоянии вы их не находите ни одной. Может ли это быть случайным совпадением?
Рис. 166. Шаровое звездное скопление
Одна цефеида, более близкая к нам, чем скопление, или более далекая, может проектироваться на скопление - это будет «случайность». Если из всех цефеид в этой области и вторая проектируется там же, это можно назвать «совпадением». Но если их проектируется туда десяток и больше, это уже не может быть, как говорят, «привычкой», ибо привычек у звезд нет. Это может означать лишь то, что цефеиды действительно находятся в самом шаровом скоплении, являются его членами. Наличие цефеид дало возможность определить расстояния до ряда шаровых скоплений, а затем и их размеры. До тех из них, в которых цефеид не оказалось, расстояния, по предположению Шепли (США), можно было определить по видимому блеску наиболее ярких звезд. Для наиболее далеких скоплений, представляющихся пятнышками, в которых отдельных звезд не видно, расстояния можно было определить по видиглым угловым размерам и по видимому суммарному блеску, так как истинные линейные размеры и суммарная светимость у всех шаровых скоплений оказались примерно одинаковыми.
