Звезды, видимые нами на ночном небе, входят в состав нашей Галактики. Типичные расстояния между звездами в солнечной окрестности измеряются световыми годами. Многие звезды входят в состав кратных систем. Самым простым примером являются двойные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, но есть связанные системы из трех, четырех и даже шести звезд.
Эволюция звезды в первую очередь связана с характером протекания термоядерных реакций в их недрах. Он зависит в основном от массы звезды. На втором месте стоит химический состав, от которого также зависят многие параметры, но состав молодых звезд варьируется в не слишком больших пределах: примерно на 70–75 % звезды состоят из водорода и на 25–28 % из гелия, на долю более тяжелых элементов обычно приходится менее 2 % массы.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Для самых тяжелых объектов это время составляет около миллиона лет. Для самых легких – многие десятки миллиардов. В конце своей жизни звезды в основном превращаются в компактные объекты: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Образование нейтронных звезд (и в некоторых случаях черных дыр) сопровождается вспышкой сверхновой.
4.1. Расстояния до звезд
Проблема измерения расстояний до звезд играла важную роль в истории астрономии. Если исходить из гипотезы о том, что звезды – это далекие солнца, то можно сразу получить неплохую оценку: самые близкие находятся примерно в сотни тысяч раз дальше нашего светила, так как выглядят примерно в 10¹¹ раз слабее[2]. Однако с консервативной точки зрения ситуация обратная: необходимо измерить расстояния до звезд, и если окажется, что расстояния до видимых невооруженным глазом источников примерно в миллион раз больше астрономической единицы, то это будет прямым и надежным аргументом в пользу того, что это солнцеподобные объекты и Солнце – звезда.
Видимые глазом звезды примерно в 1011–1013 раз слабее Солнца.
Проблема состоит в технической сложности измерения расстояний до столь далеких объектов. Еще сотни лет назад астрономы поняли, что вращение Земли вокруг Солнца дает возможность определить расстояния до звезд. Если мы выберем какую-нибудь близкую (например, яркую) звезду и проведем ее наблюдения 22 марта, а потом повторим их 22 сентября, то получим два сеанса наблюдений из примерно противоположных точек земной орбиты, отстоящих друг от друга почти на 300 млн км. Видимое положение звезды сместится относительно более далеких звезд (как смещается видимое положение близких предметов, если мы смотрим на них то одним, то другим глазом). Такое смещение называют параллактическим, а саму величину угла – параллаксом (в измерении расстояний обычно используют половину угла смещения, т.e. тот угол, под которым со звезды была бы видна большая полуось земной орбиты, это так называемый годичный параллакс данной звезды). Измерение параллактического смещения позволило бы не только измерить расстояния до звезд, но и напрямую доказать вращение Земли вокруг Солнца. Но насколько велико это смещение?
Если звезды похожи на Солнце, то минимальное расстояние до них – несколько световых лет, а ожидаемое смещение составит всего лишь около одной угловой секунды (1'' = 1/3600 градуса). Такие углы невозможно было измерить не только до изобретения телескопа, но и еще на протяжении двух столетий. Лишь в 1830-е гг. сразу трое ученых в разных странах сумели это сделать.
Самый точный метод измерения расстояний до звезд – параллактический.
Британский астроном Томас Хендерсон (Thomas Henderson), работавший в Южной Африке, выбрал для наблюдений самую, как оказалось, близкую из ярких звезд – альфу Центавра. В 1833 г. он провел наблюдения и получил значение параллакса примерно равным 1'', а расстояние до звезды, соответственно, около трех световых лет. Однако сам он полагал, что его измерения недостаточно точны, и опубликовал свои результаты лишь в 1839 г. Василий Струве (Friedrich Struve) наблюдал из Тарту одну из ярчайших звезд, видимых в Европе, – Вегу. В 1837 г. он опубликовал первые результаты, но, как ему показалось, не достиг достаточной точности и поэтому продолжил наблюдения, представив новые данные в 1839 г. Фридрих Бессель (Friedrich Bessel), работавший в Кёнигсберге, не стал выбирать яркий объект, а взял звезду 61 Лебедя, обладающую большим собственным движением, – и не прогадал. В 1838 г. он опубликовал достаточно точные результаты: параллакс оказался равным примерно 0,3'', т.e. звезда находится на расстоянии около 10 световых лет.
Парсек в 206 265 раз больше астрономической единицы – расстояния от Земли до Солнца – и равен 3,26 светового года.
Измерения параллаксов – это самый прямой и точный способ измерения расстояний до звезд. Астрономы даже придумали специальную величину – парсек. Это расстояние до звезды, чей годичный параллакс равен одной угловой секунде. Один парсек примерно равен 3,26 светового года, или 3,1×1018 см. Однако даже самые близкие звезды имеют параллакс менее 1'', а измерять столь малые углы сложно. До 1990-х гг. таким способом расстояния с хорошей точностью измерялись лишь в пределах сотни парсек, причем для довольно небольшого числа звезд. В 1989 г. был запущен астрометрический спутник Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite, Спутник для измерения параллаксов с высокой точностью, акроним созвучен с именем древнегреческого астронома Гиппарха Никейского), работа которого позволила за несколько лет с достаточной точностью измерить расстояния до десятков тысяч звезд в пределах сотен парсек. Сейчас на орбите работает спутник Gaia, который поможет надежно измерять расстояния уже до сотен миллионов звезд в пределах 10 000 парсек, что позволит впервые создать трехмерную карту Галактики (точнее, ее половины).
До появления первых результатов, полученных Gaia, для звезд на расстояниях более тысячи световых лет не было возможности надежных массовых измерений. Поэтому были разработаны другие методы. Первый из них – метод групповых параллаксов.
Этот метод применим для близких рассеянных звездных скоплений, в первую очередь Гиад и Плеяд. Все звезды скопления движутся вместе, но мы можем измерить их индивидуальные скорости: вдоль луча зрения – по эффекту Доплера, перпендикулярно лучу зрения – по их смещению на небе. Поскольку Солнце движется относительно скоплений, то из-за эффекта перспективы нам кажется, что все звезды Гиад и Плеяд летят в одну точку – туда направлены векторы их скоростей, измеряемые с Земли. Это позволяет определить расстояния до скоплений, что до недавнего времени было крайне важно, поскольку в рассеянных скоплениях наблюдаются такие переменные звезды, как цефеиды.
Метод групповых параллаксов позволяет измерять расстояния до близких рассеянных скоплений.
Цефеиды – это звезды-гиганты, периодически меняющие свой блеск. Период изменения блеска зависит от светимости звезды, так что, измерив этот период (что достаточно просто) и зная видимый блеск звезды, мы сразу получаем оценку удаленности. Но шкалу расстояний, определяемых по цефеидам, нужно откалибровать, измерив расстояния до них независимым способом. К сожалению, до недавнего времени измерить расстояния до цефеид с помощью метода параллакса не удавалось. Лишь в XXI в. с помощью космического телескопа Hubble («Хаббл») удалось измерить параллаксы нескольких десятков цефеид (включая и сам прототип – дельта Цефея, до которой оказалось примерно 1000 световых лет) с точностью в несколько процентов. Незадолго до этого Hipparcos измерил параллаксы некоторых цефеид, но с недостаточной точностью (самые близкие звезды этого класса, кроме аномальной Полярной, находятся почти в 1000 световых лет от нас). Поэтому долгое время в основном использовалось фотометрическое расстояние до рассеянных скоплений, в которых наблюдали цефеиды.
Расстояния до цефеид можно измерить, зная период изменения их блеска.
Фотометрическое расстояния до скопления определяют следующим образом. Рассеянные скопления – это относительно молодые объекты. Все звезды в каждом отдельно взятом скоплении имеют примерно одинаковый возраст и находятся почти на одном и том же расстоянии. Поэтому на диаграмме цвет – звездная величина (это вариант диаграммы Герцшпрунга – Рассела, см. одноименный раздел 4.3) они располагаются вдоль так называемой Главной последовательности. Построим такие диаграммы для нескольких скоплений (например, Гиад и Плеяд) c известными расстояниями, используя абсолютные звездные величины (или светимости) вместо видимых величин. Для других рассеянных скоплений (с неизвестными расстояниями) со сходным химическим составом звезд мы также можем построить диаграммы Герцшпрунга – Рассела, но только для видимых звездных величин. Если бы мы могли использовать и для них абсолютные звездные величины (или светимость), то все диаграммы для скоплений одного состава совпали бы. Теперь попробуем совместить диаграммы для скоплений с известными и неизвестными расстояниями. Для последних это даст нам разность между видимой и абсолютной звездной величиной. По этой разности (и при известном межзвездном поглощении) мы можем определить расстояние до скопления.
Абсолютная звездная величина – это блеск, который имела бы звезда, находясь на расстоянии 10 парсек от нас.
Наконец, зная достаточно большое количество точных расстояний до хорошо изученных звезд, астрономы могут получать оценки, используя детальные звездные параметры. Скажем, по спектру какой-либо звезды можно найти похожую на уже известном расстоянии. Сравнивая их параметры, можно получить оценку расстояния до изучаемой звезды.
4.2. Устойчивость звезд и их структура
Устойчивость звезд определяется равновесием двух сил: гравитация стремится сжать звезду, а выделение энергии в термоядерных реакциях приводит к давлению (давлению излучения и газовому давлению), которое противодействует сжатию. При этом звезда находится в состоянии гидростатического равновесия (или колеблется вблизи него).