За свою короткую жизнь Йозеф Фраунгофер сделал очень многое для улучшения телескопов. Он создал штатив, на котором телескоп мог вращаться в экваториальной плоскости вокруг оси, направленной к северному полюсу. Штатив был снабжен часовым механизмом, обеспечивающим необходимую скорость вращения, так что интересующие ученого звезды постоянно оставались в поле зрения, и астроном мог точно определять их положение.

Фраунгофер изготовил также специальный тип рефрактора, так называемый гелиометр, очень удобный для точного измерения углового расстояния между двумя звездами.
Мастерство Фраунгофера в изготовлении приборов позволило Фридриху Бесселю (17841846) впервые надежно измерить параллакс звезды. Директор Кёнигсбергской обсерватории Бессель был человеком, выбившимся из низов; его юношеской мечтой было от-правиться в торговую экспедицию в Китай и ОстИндию. Готовясь к этой поездке, он решил ознакомиться со способами наблюдения на море. Постепенно от навигации он перешел к астрономии, а от астрономии — к математике.
Фраунгофер построил первый гелиометр для обсерватории Бесселя.

Но сборка была завершена только после смерти мастераоптика в 1829 году. Бессель знал о высоком качестве инструмента, но только в 1837 году начал серьезно заниматься проблемой параллакса. В отличие от Гершеля, он решил не использовать яркость звезды как критерий ее расстояния. Он полагал, что те звезды, которые быстро перемещаются по небу относительно других звезд, должны быть более близкими. За век до этого британский астроном Эдмунд Галлей (16561742) показал, что звезды не закреплены на небесной сфере, а медленно передвигаются. Например, со времен Птолемея Сириус сместился на полградуса (диаметр Луны). Эти собственные движения отражают и перемещение нашего Солнца в пространстве, и истинное движение самой звезды.

Далекая звезда имеет небольшое собственное движение, в то время как близкая звезда кажется быстрее движущейся

В любом случае, ожидается, что далекая звезда имеет небольшое собственное движение, в то время как близкая звезда кажется быстрее движущейся (например, когда вы мчитесь в поезде, вам кажется, что близкие предметы за окном перемещаются быстро, а далекий ландшафт еле ползет). В соответствии с этим критерием Бессель выбрал довольно неприметную звезду 61 Лебедя, на «заднем крае крыла» созвездия Лебедь. Эта звезда — настоящий спринтер среди звезд: она смещается более чем на три диаметра полной Луны за тысячу лет. А рекордсменом, как выяснилось позже, является звезда Барнарда в Змееносце, смещающаяся на один диаметр Луны за 180 лет. И действительно, она на втором месте среди ближайших к нам звезд.
В течение года Бессель измерял угловое расстояние звезды 61 Лебедя от трех других тусклых звезд сравнения. Тщательный анализ этих измерений показал ему, что звезда имеет параллакс 0,3136 ± 0,0202 секунды дуги. Как известно, параллакс в одну секунду дуги соответствует расстоянию в 206 265 радиусов земной орбиты (врезка 8л). По результатам Бесселя звезда 61 Лебедя оказалась расположена на расстоянии примерно в 650 ооо раз дальше, чем Земля от Солнца. Отметим, что возможная неточность результата Бесселя («плюс/минус») была вычислена уже в наши дни способом, который предложил математик Карл Фридрих Гаусс, показавший, как из наблюдений можно не только найти среднее значение измеряемой величины, но и оценить вероятную ошибку. Современные измерения дают для параллакса звезды 61 Лебедя значение 0,299 ± 0,0045 секунды дуги, так что результат Бесселя был весьма близок к истинному.

Первое измерение расстояния до звезды стало прорывом в астрономии и привлекло большое внимание

Первое измерение расстояния до звезды стало прорывом в астрономии и привлекло большое внимание. Крошечный эффект, о котором писали Птолемей и Галилей, наконец был обнаружен, и определение космических расстояний перешло из Солнечной системы в царство звезд .
Всего через два месяца после Бесселя о своих результатах сообщил шотландский астроном Томас Хендерсон (17981844). Он ин-формировал астрономическое сообщество, что измерил параллакс яркой южной звезды альфа Кентавра (а Сеп). Результат был получен на основе наблюдений, проведенных в течение нескольких лет в обсерватории на мысе Доброй Надежды в Южной Африке, и оказался равен 0,98 ± 0,09 секунды дуги. В действительности а Сеп состоит из трех звезд, обращающихся друг вокруг друга. Самая близкая из них — Проксима Кентавра. Расстояние до нее 1,3 парсека.
Собственно говоря, вопрос о звездных расстояниях уже давно «висел в воздухе». Директор Дерптской (ныне г. Тарту) обсерватории Фридрих (Василий Яковлевич) Струве (17931864) заказал фирме Утцшнайдера и Фраунгофера высококачественный телескоп с объективом диаметром 24 см. Когда в 1824 году этот телескоп начал работать, он стал крупнейшим рефрактором в мире.

Среди наблюдавшихся  звезд была и ярчайшая звезда северного неба Вега. Наблюдения 18351836 годов показали, что ее параллакс составляет о,ю» — 0,18″

, о чем Струве и доложил в Санкт Петербургской Академии наук в 1837 году. Его сообщение было зачитано на собрании Академии, но затем затерялось в архиве. Современное значение параллакса Беги составляет 0,12″ (расстояние = 8 пк), так что Струве был на верном пути. Но он не был удовлетворен результатом и продолжал наблюдения. Когда в 1840 году он опубликовал новые результаты, то определенный им параллакс равнялся 0,26 ± 0,03 секундам дуги. По какойто причине он получил удвоенное значение параллакса, и расстояние оказалось на 50% короче.

Измерение параллаксов стало признанным способом определения расстояний до звезд

После этих пионерских работ трех астрономов измерение параллаксов стало признанным способом определения расстояний до звезд и вскоре превратилось в важнейшее направление в астрономии. Большие расстояния доказывали, что раз столь далекие звезды видны на нашем небе, то они должны излучать столько же света, а может, и больше, чем наше Солнце. Если выразить расстояния до звезд в километрах, то получится огромное и трудное в использовании число, поскольку 1 пк составляет примерно 3 х ю13 км.

Даже ближайшая звезда расположена на расстоянии 3,9 х ю13 км, невообразимое расстояние! Если размер звезды уменьшить до размера яблока, то в пространстве звезды были бы разделены расстояниями около 20 ооо км. Как видим, звезды в космосе разбросаны очень негусто, поэтому столкновения между ними крайне редки.
Единица длины парсек сравнима с огромными расстояниями между звездами и прямо связана с методом измерения таких рас-стояний. Поэтому астрономы обычно указывают космические рас-стояния в парсеках. В этой книге мы используем также и световой год (вспомним, что 1 пк = 3,3 св. года).

Вначале число звезд с измеренными параллаксами росло очень медленно

Вначале число звезд с измеренными параллаксами росло очень медленно. К концу 1870 года было известно всего 20 параллаксов, поскольку визуальные наблюдения в телескоп были очень утоми-тельными. Но с развитием астрономической фотографии, в 1880 году, астрономы начали определять параллаксы звезд по фотопластинкам, и это ускорило процесс. К настоящему времени с помощью наземных телескопов измерено более 7000 параллаксов.
Все известные звезды расположены на расстояниях, превышающих 1 пк, поэтому параллактический сдвиг на небе всегда меньше одной секунды дуги. Такой маленький сдвиг очень трудно обнаружить даже с помощью широко расставленных астрономических «глаз» (диаметр орбиты Земли). Неспокойный воздух размывает изображение звезды в расплывчатое пятнышко, которое ограничивает возможности наземного определения параллакса расстоянием в 50 пк.

Согласно Птолемею, расстояние до сферы звезд составляет 20 ооо радиусов Земли. Коперник же считал это расстояние просто «огромным», поскольку звезды не демонстрируют покачиваний, вызванных годичным движением Земли вокруг Солнца. Отсутствие «годичного параллакса» отмечал еще Птолемей, который использовал это как доказательство неподвижности Земли. Для Аристарха, как и для Коперника, отсутствие параллакса свидетельствовало о безграничности Вселенной.

Коперниканская революция не только убрала Землю из центра Вселенной и придала ей движение, но и разбила вдребезги старую хрустальную сферу, с древних времен удерживающую звезды. Коперник и Кеплер все еще верили в эту самую дальнюю сферу, но фактически она стала бесполезной, когда утратила свою исходную функцию. Этот новый мировой порядок ясно описал горячий по-клонник Коперника — Бруно: «Если только мы поймем, что видимость мирового движения вызвана истинным ежедневным движением Земли… то не будет оснований, которые принуждали бы нас считать все звезды одинаково далеко отстоящими от нас».

Еще раньше, как мы рассказали , Диггес отделил звезды от сферы и рассеял их в пространстве: «Эта сфера неподвижных звезд безгранично простирается во всех направлениях и оттого недвижима. Эта обитель блаженства украшена вечно сияющими бесчисленными огнями, намного превосходящими своим сиянием наше Солнце и по качеству, и по количеству».

Галилей и годичный параллакс

Обнаружение небольшого годичного параллакса стало бы очень важным доказательством системы Коперника. К тому же это позволило бы измерить расстояния до звезд. Параллакс звезды равен углу, под которым радиус земной орбиты виден с расстояния до звезды. Он также равен половине полного изменения направления на

звезду в течение года. Если параллактический угол равен 1 секунде дуги, то говорят, что звезда находится на расстоянии 1 парсек (рагзес). В названии этой единицы длины зашифровано ее определение (параллакс = 1 секунде; рага Иах = 1 агсяес). Один парсек (1 пк) равен 206 265 радиусам земной орбиты.

В своем «Диалоге» Галилей уделяет большое внимание как обнаружить и доказать движение Земли

В своем «Диалоге» Галилей уделяет большое внимание тому, как обнаружить и доказать движение Земли. Точно так же, как на борту судна мы не чувствуем его движения, мы не можем почувствовать и постоянное вращение Земли, пока она не столкнется с какимнибудь препятствием, которое резко остановит ее и выбросит нас к звездам, как это в кошмарной сцене описывает Сальвиати — персонаж, выражающий мысли Галилея. Однако мы можем наблюдать звезды и заметить намек на движение Земли. В то время таких намеков замечено не было. Сначала Сальвиати рассматривает случай, когда звезда расположена точно на эклиптике. Если наблюдать с движущейся Земли, то эта звезда должна за год совершить колебание вдоль эклиптики, подобное петлеобразному движению далекой планеты относительно неподвижных звезд. Но Сальвиати объясняет, что такое движение звезды очень трудно заметить, так как нужно иметь точки отсчета, расположенные намного дальше этой звезды. И эффект вообще пропадает, если все звезды находятся на небесной сфере.
Но задача облегчается, если звезда расположена вдали от эклиптики. Тогда в течение года она будет менять свое угловое расстояние от эклиптики, то «опускаясь», то «поднимаясь». При этом сама неподвижная плоскость эклиптики служит той системой координат, в которой можно измерять углы.

Галилей упоминает также о возможности наблюдать относительный параллакс двух звезд

Галилей упоминает также о возможности наблюдать относительный параллакс двух звезд, удаленных на разное расстояние, что могло бы стать еще одним доказательством годичного движения Земли. Он высказывает мнение, что не все звезды лежат на одинаковом расстоянии от нас, а некоторые из них могут быть в «два или три» раза дальше, чем остальные. Если две такие звезды были бы расположены вблизи друг друга, то более близкая звезда могла бы двигаться относительно более далекой, и астроном имел бы возможность измерить это малое смещение. И такие измерения действительно были проделаны, но двумя столетиями позже!

А в промежутке люди пытались заметить движение звезд «вверх и вниз» по эклиптическому методу Галилея. Попытки оказывались неудачными (очень трудно провести точные измерения углов от эклиптики, чтобы заметить эти сдвиги), но в процессе этих измерений было обнаружено другое очень важное явление, меняющее направление на звезду. Этим неожиданным оптическим явлением оказалась аберрация света.

В дело вмешалось настоящее животное

Еще до начала охоты за параллаксом в дело вмешалось настоящее животное. А именно примерно в 1640 году паук сплел свою паутину внутри телескопа английского любителя астрономии Уильяма Гаскойна ОДШИат Сазсоцте). Это был телескоп кеплеровского типа, у которого объектив формирует изображение внутри телескопа, перед окуляром. Поэтому часть паутины свисала как раз в фокальной плоскости и была отчетливо видна, когда владелец телескопа (не тот, что внутри!) посмотрел в окуляр. Это навело Гаскойна на мысль создать измерительный прибор для своего телескопа. Он натянул две тонкие параллельные нити из паутины в фокальной плоскости таким образом, чтобы иметь возможность поворотом винта менять их взаимное расстояние. Этот нитяной микрометр усовершенствовался много лет для точного измерения малых углов. Он доказал свою пользу при измерении почти незаметных движений звезд.

Человек, используя уникальный дар Природы — глаз, может вести наблюдения за переменными звездами вплоть до 5-й звездной величины. Таких ярких переменных звезд на небе насчитывается свыше 40. Если же у вас имеется возможность использовать небольшой телескоп или хотя бы призменный бинокль, то вы можете стать обладателем ценного научного материала и о более слабых звездах.

В наши дни, благодаря крупным телескопам и средствам фотографии, мы знаем о переменности около 30 тысяч звезд нашей Галактики. Еще свыше 15 тысяч звезд являются заподозренными в переменности, но до конца не изучены. Естественно, что регулярно следить за таким количеством звезд, астрономы-профессионалы оказываются просто не в состоянии. Поэтому любители астрономии во многих странах мира помогают им, регулярно наблюдая различные типы переменных звезд. Эта работа ведется для того, чтобы определить каков период у переменной звезды, может ли он изменяться со временем, когда у звезды произошла вспышка блеска… Все эти данные помогают нам узнать как живут звезды.

Какие же звезды следует считать переменными?

Какие же звезды следует считать переменными? Ответить на этот вопрос может практически каждый любитель астрономии. Это такие звезды, которые по тем или иным причинам изменяют свой блеск. Они выделяются среди огромной массы звезд своими особыми, требующими исследования, свойствами: изме-нением светимости, поверхностной и внутренней температуры и многими другими.
Сама звезда — это пространственно обособленная, гравитационно связанная масса вещества, в которой термоядерные реакции. С процессом нормального развития звезды, за время порядка от одного миллиона до нескольких миллиардов лет, происходит изменение мощности ее излучения. Открытие связи между переменностью звезды и процессом ее эволюции (т. е. наличие переменности на определенных этапах эволюции) придает исследованию переменных звезд особо важное значение.
Переменные звезды бывают самые разные. Среди них встречаются и короткопериодические, чью переменчивость можно заметить всего за одну ночь, и такие, изменение блеска у которых можно уловить лишь после нескольких недель, а то и месяцев наблюдений. Последние, астрономы называют долго периодическими переменными, среди которых в отдельную группу выделяются мириды — звезды типа Миры (о — омикрон) Кита. Их основная характеристика — это большая амплитуда непрерывно изменяющегося блеска, что очень способствует их обнаружению.

Будучи огромными по своему объему, превышающему объем нашего Солнца в десятки миллионов раз, эти красные гиганты (именно к этому классу звезд относятся мириды) с низкой температурой поверхности (около 2300°К) пульсируют очень медленно. Их период может составлять от 80 до 1000 дней, но наиболее часто встречаются мириды с периодом около одного года.
Амплитуда изменения блеска у мириды в оптической области спектра может составлять от 2,5я1 до 11т, что соответствует изменению светимости в этом диапазоне электромагнитных волн от 10 до 2500 раз, но при этом общее излучение звезды меняется незначительно — всего лишь в 2-2,5 раза! Следует заметить, что ярче всего мириды светят в инфракрасной облас-ти, в то время, как в ультрафиолетовой они почти не видны. В инфракрасной области их блеск меняется с тем же периодом, но амплитуда его изменения уже намного меньше.
Сама Мира Кита была открыта 13 августа 1596 года Давидом Фабрициусом, который наблюдал в тот момент на небе Меркурий. По имеющимся данным, масса Миры немногим больше нашего Солнца и наибольшее значение ее диаметра (около 4000 млн. км) соответствует минимуму ее блеска. Если мысленно переместить Миру Кита на место нашего Солнца, то вся орбита Земли оказалась бы в «теле» звезды.

Как же можно объяснить переменчивость у мирид?

Как же можно объяснить переменность у мирид? Ответ на этот вопрос следует искать в их атмосферах. Они у этих звезд настолько холодны, что там в изобилии встречаются различные химические соединения, такие как окиси титана и циркония, которые весьма чувствительны даже к небольшим изменениям температуры. Когда красный гигант пульсирует, изменяется температура в верхних слоях его атмосферы, что моментально сказывается на ее оптических свойствах. При повышении температуры химические соединения разлагаются и атмосфера становится более прозрачной. С «похолоданием» в атмосфере наступает обратная реакция — она не пропускает сквозь себя излучение.

Здесь свое влияние оказывают и те водородные массы, которые в эпоху максимума извергаются в атмосферу мириды и дополнительно увеличивают ее яркость (они дают яркие эмиссионные линии в спектре звезды). Заметим, что эти процессы в основном касаются оптической области спектра. Если бы наш глаз был чувствителен к каким либо другим электромагнитным волнам, скажем к инфракрасным, то мы бы фиксировали куда менее значительное изменение блеска у таких звезд.
Звезды с массами, равными массе нашего Солнца, станут миридами в конце своего эволюционного пути, после чего они превратятся в белых карликов.
Проводя наблюдения переменной звезды, наблюдатель получает значения двух параметров —  оценку ее блеска и момент времени, в который эта оценка была произведена. Накопив достаточное число наблюдений, можно построить кривую изменения блеска звезды. Для этого необходимо привести все наблюдения к одному периоду. Этот процесс облегчается вычислением для каждого наблюдения, так называемой, фазы. Зная, когда у звезды был максимум или минимум блеска и ее период, по формуле:
Р=(Мг-Мо)/Р-Б находят фазу момента наблюдения переменной звезды. В этой формуле М0 — момент одного из предыдущих максимумов блеска, М{ — дата, в которую была произведена (или будет произведена) оценка блеска у мириды, Р — период мириды (в долях суток), Е — целое число прошедших периодов. Все эти параметры, как правило, при расчетах выражаются в юлианских днях. Значения фазы, как это нетрудно заметить, заключены в пределах от 0 до 1 и представляют собой не что иное, как долю периода, прошедшую со времени последнего предвычисленного момента максимума.
Построив график, по горизонтальной оси которого откладывают значения фазы, а по вертикальной — блеск звезды, мы получим кривую блеска переменной звезды. Кривые блеска у мирид можно разделить на три типа:
1.    Одна из ветвей идет круче, чем другая;
2.    Кривая блеска более или менее симметрична;
3.    Кривая блеска имеет «горб» на одной из ветвей
или, в редких случаях, у нее два максимума за один
период.

Разнообразные физические процессы, происходящие в недрах и в оболочках мирид

Разнообразные физические процессы, происходящие в недрах и в оболочках мирид, отражаются на их кривых блеска. У большинства мирид изменяется высота максимума — до 1,5т (К Льва, II Ориона, II Геркулеса). У звезд К Льва и II Геркулеса может меняться положение и форма «горба» на кривой блеска. А вот у К Орла очень сильно в течение десятилетий изменяется сам период.
от уже более двух лет автор ведет систематические визуальные наблюдения долгопериодической  переменной звезды —  Геркулеса. За это время мною было получено 94 оценки блеска этой звезды. Кривая блеска у этой мириды чем-то напоминает кривую блеска о Кита, хотя в общем весьма своеобразна. Она относится к третьему типу, то есть имеет «горб» на нисходящей ветви. По данным общего каталога переменных звезд, II Геркулеса может изменять свой блеск от 6,4™ до 13,4я1, а значит ее светимость в максимуме в 631 раз больше, чем в минимуме. Для 1980-1986 годов было справедливо значение периода в 406,1 дня, исходя из которого были предсказаны моменты наступления максимумов блеска: 20 октября 1988 года, 30 ноября 1989 года и 10 января 1991 года

Переменные звезды видео

//www.youtube.com/watch?v=fmZWwgGsrSY

Все знакомы с восхитительным зимним созвездием Орион и близкой ярчайшей звездой небосвода Сириусом. По другую сто­рону от Ориона, в созвездии Телец, сияет Альдебаран. Всего лишь два века назад расстояния до этих звезд были неизвестны. Наблю­датель этой области неба воспринимал ее как двумерную. Но сейчас, любуясь этой областью, мы уже знаем, на каком расстоянии нахо­дятся эти звезды. На рис.  показана эта область неба и указаны расстояния до некоторых звезд. Ближайшей из них является Сириус на расстоянии 2,7 пк, Процион на расстоянии 2,7 пк и Альдебаран на расстоянии 20 пк (или 65 световых лет). Остальные яркие звезды расположены на расстояниях более юо пк; обычно на таких боль­ших расстояниях параллакс с поверхности Земли точно не измеря­ется, поэтому их определяют другими методами.

Сегодня измерение параллаксов стало основной ступенью в лестнице космических расстояний. Звезды, находящиеся на рас­стоянии больше 50 пк, можно наблюдать с помощью приборов, вы­несенных за атмосферу, где изображения звезд не размыты. Евро­пейский спутник «Гиппаркос» (Шррагсоз) в 1990х годах измерил параллаксы звезд, расположенных в несколько раз дальше. Было получено юо ооо измерений, но они покрыли лишь малую часть объема нашей Галактики. В 2010х годах космическая обсерватория «Гайя» (Са1а) будет измерять расстояния до 20 ооо пк и почти пере­кроет всю Галактику!

Результаты, опубликованные в ноябре 2004 года Мартином Бэрстоу и его коллегами, дают ключ к разгадке одной мистической проблемы в звездной Эволюции — проблемы остывания белых карликов. Ученых беспокоило то, что богатые водородом экземпляры этих звезд слишком холодны (в терминах звездных температур, конечно), в то время как их предполагаемые прародители, также не обедненные водородом центральные звезды планетарных туманностей, очень горячи.

Бэрстоу, возможно, нашел как раз тот белый карлик, который вставляет очередной «кирпич» в «стену» звездной эволюции. Этот объект, получивший обозначение КБ 1738+665, был идентифицирован широкоугольной камерой астрономического спутника Коза!.

Белые карлики интересны тем, что по многим параметрам они различаются между собой гораздо больше, чем их «предки’

Белые карлики интересны тем, что по многим параметрам они различаются между собой гораздо больше, чем их «предки», находящиеся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела (Спектр-Светимость).
Когда в начале 50-х начали получать их спектры, оказалось, что эти звезды можно разделить на две категории — с линями водорода в спектре (тип Б А) и без линий водорода, но с линиями гелия, ионизированного гелия и тяжелых элементов
(типы БВ; по; ос, од и Б2— соответственно). До сих пор разделение белых карликов на два класса оставалось до конца не ясным. Большинство астро-физиков считало, что они могут охлаждаться двумя различными путями (так называемая двухка-нальная схема эволюции), и поэтому существуют два типа этих звезд. Однако это было не до конца очевидно.
И вот, в конце 80-х годов Джилем Фонтэйном была предложена одноканальная схема эволюции белых карликов, которая буквально ошеломила ученых. Эта модель предполагает, что реально существует только один тип белых карликов, меняющих свое лицо по мере охлаждения. Вначале тонкая водородная оболочка БА-карлика исчезает, смешиваясь с гелиевым телом звезды, и он становится, к примеру, БВ-карликом. Затем водород снова всплывает на поверхность, и звезда опять обращается БА-карликом.

Изюминка ситуации, сложившейся за эти годы с белыми карликами, заключалась в том, что самый горячий БА-карлик

Изюминка ситуации, сложившейся за эти годы с белыми карликами, заключалась в том, что самый горячий БА-карлик, обнаруженный к тому времени, имел температуру всего лишь 65000 К, то есть он уже успел изрядно остыть и хорошо укла-дывался в традиционную двух-канальную эволюционную схему. И вот, в самый последний момент «приходит» Бэрстоу с коллегами и с помощью спутника Ко8а1 снимает ультрафиолетовые спектры 384-х объектов, в их числе и КЕ 1738+665.
Анализ спектральных данных показал, что КЕ 1738+665, будучи необделенным водородом белым карликом типа Б А, имеет ульравысокую температуру 88000 К, а такой объект как раз и нужен был для одноканальной схемы эволюции. Является ли открытие КЕ 1738+665 окончательным подтверждени-ем этой схемы? «Нет, не совсем,» — говорят астрономы — этот объект заполняет промежуток между БА-карликами и их прародителями, но возможно, существуют все-таки группы звезд, которые производят белых карликов, не принадлежащих к типу Б А.
Пока еще остается ряд белых пятен в вопросе о температур-ном распределении и численной статистике этих звезд. КЕ 1738+665 — лишь один из тех объектов, которые нужно обнаружить в ближайшие годы, и он дает ответ только на одну из задач, поставленных белыми карликами.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.

Эволюция Солнца в Белый карлик видео:

//www.youtube.com/watch?v=hYsJhjEOtjk

Созерцая ясное ночное небо вдали от городских огней, нетрудно заметить что Вселенная полна звезд. Каким образом природе удалось создать несметное число этих объектов? Ведь по оценкам только в Млечном Пути около 100 млрд. звезд. Кроме того, звезды рождаются и поныне, 10-20 млрд. лет спустя после образования Вселенной. Как образуются звезды? Каким изменениям подвергается звезда, прежде чем она достигнет устойчивого состояния, как у нашего Солнца?

С точки зрения физики, звезда — это газовый шар

С точки зрения физики, звезда — это газовый шар. Теплота и давление генерируемые в ядерных реакциях — главным образом в реакциях синтеза гелия из водорода — предотвращают сжатие звезды под действием собственной гравитации. Жизнь этого относительно простого объекта проходит по вполне определенному сценарию. Сначала происходит рождение звезды из диффузного облака межзвездного газа, потом идет долгое светопреставление. Но в конце концов, когда все ядерное топливо будет исчерпано, она превратится в слабосветящийся белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Это описание может создать впечатление, что детальный анализ образования и ранних стадий эволюции звезд не должен вызывать существенных трудностей. Но взаимодействие гравитации и теплового давления приводит к тому, что звезды ведут себя непредсказуемым образом.
Рассмотрим, например, эволюцию светимости, то есть изменение количества энергии, испускаемое звездной поверхностью в единицу времени. Внутренняя температура молодой звезды слишком мала для слияния атомов ядер водорода, поэтому ее светимость должна быть относительно низкой. Она может возрасти, когда начнутся ядерные реакции, и лишь потом может постепенно падать. На самом деле очень молодая звезда чрезвычайно яркая. Ее светимость уменьшается с возрастом, достигая временного минимума во время горения водорода.

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы, некоторые из которых еще плохо поняты. Только в последние два десятилетия астрономы начали строить детальную картину эволюции звезд на основе достижений.теории и наблюдений.
Звезды рождаются из больших не наблюдаемых в видимом свете облаков, расположенных в дисках спиральных галактик. Эти объекты астрономы называют гигантскими молекулярными комплексами. Термин «молекулярный» отражает тот факт, что газ в комплексах в основном состоит из водорода в молекулярной форме. Такие облака — самые большие образования в Галактике, иногда достигают более 300 св. лет в поперечнике.

При более тщательном анализе эволюции звезды

При более тщательном анализе обнаруживается, что звезды образуются из отдельных конденсаций — компактных зон -в гигантском молекулярном облаке. Астрономы исследовали свойства компактных зон с помощью больших радиотелескопов — единственных инструментов, способных регистрировать слабое миллимоблаков. Из наблюдений этого излучения следует, что типичная компактная зона имеет диаметр несколько световых месяцев, плотность 30000 молекул водорода на 1 см^ и температуру 10 Кельвинов.
На основе этих значений был сделан вывод, что давление газа в компактных зонах таково, что оно может противостоять сжатию под действием сил самогравитации.

Поэтому, чтобы образовалась звезда, компактная зона должна сжиматься из неустойчивого состояния, причем такого, чтобы силы гравитации превышали внутреннее газовое давление.
Пока еще не ясно, как компактные зоны конденсируются из исходного молекулярного облака и приобретают такое неустойчивое состояние. Тем не менее еще до открытия компактных зон у астрофизиков была возможность смоделировать процесс звездообразования. Уже в 60-х годах теоретики использовали компьютерное моделирование, чтобы определить, как происходит сжатие облаков в неустойчивом состоянии.
Хотя для теоретических расчетов использовался широкий диапазон начальных условий, полученные результаты совпадали: у слишком неустойчивого облака сжимается сначала внутренняя часть, то есть свободному падению подвергаются сначала вещество в центре, а периферийные области остаются стабильными. Постепенно область сжатия распространяется наружу, охватывая все облако.

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается эволюция звезд

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается звездообразование. Диаметр звезды -всего лишь одна световая секунда, т. е. одна миллионная поперечника компактной зоны. Для таких относительно малых размеров общая картина сжатия облака не существенна, а главную роль здесь играет скорость падения вещества на звезду
Скорость падения вещества может быть разной, но она в прямую зависит от температуры облака. Чем выше температура, тем больше скорость. Вычисления показывают, что масса, равная массе Солнца, может накапливаться в центре сжимающейся компактной зоны за время от 100 тыс. до 1 млн. лет.Тело, образующееся в центре коллапсирующе-го облака, называют протозвездой. С помощью компьютерного моделирования астрономы разработали модель, описывающую строение протозвезды.
Оказалось, что падающий газ ударяется о поверхность протозвезды с очень высокой скоростью. Поэтому образуется мощный ударный фронт (резкий переход к очень высокому давлению). В пределах ударного фронта газ нагревается почти до 1 млн. Кельвинов, затем при излучении у поверхности быстро охлаждается примерно ло 10000 К, образуя слой за слоем протозвезду.

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд. Если масса протоз-везды равна одной солнечной, то ее светимость может превышает солнечную в десять раз. Но она обусловлена не реакциями термоядерного синтеза, как у обычных звезд, а кинетической энергией вещества, приобретаемой в поле гравитации.
Протозвезды можно наблюдать, но не с помощью обычных оптических телескопов.
Весь межзвездный газ, в том числе и тот, из которого образуются звезды, содержит в себе «пыль» — смесь твердых частиц субмикронных размеров. Излучение ударного фронта встречает на своем пути большое число этих частиц, падающих вместе с газом на поверхность протозвезды.
Холодные пылевые частицы поглощают фотоны, испускаемые ударным фронтом, и переизлучают их более длинноволновыми. Это длинноволновое излучение в свою очередь поглощается, а затем переизлучается еще более удаленной пылью. Поэтому пока фотон прокладывают свой путь сквозь облака пыли и газа, его длина волны оказывается в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. Но уже на расстоянии нескольких световых часов от протозвезды длина волны фотона становится слишком велика, так что пыль не может его поглотить, и он, наконец, может беспрепятственно мчаться к земным телескопам, чувствительным к инфракрасному излучению.
Несмотря на широкие возможности современных детекторов, астрономы не могут утверждать, что телескопы действительно регистрируют излучение протозвезд. По-видимому они глубоко спрятаны в недрах компактных зон, зарегистрированных в радиодиапазоне. Неопределенность в регистрации связана с тем, что детекторы не могут отличить протозвезду от более старших звезд, вкрапленных в газ и пыль.
Для надежного отождествления инфракрасный или радиотелескоп должен обнаружить доплеровское смещение спектральных линий излучения протозвезды. Доплеровское смещение показало бы истинное движение газа, падающего на ее поверхность.
Как только в результате падения вещества масса протозвезды достигает нескольких десятых массы Солнца, температура в центре становится достаточной для начала реакций термоядерного синтеза. Однако термоядерные реакции в протозвездах коренным образом отличаются от реакций в звездах среднего «возраста». Источником энергии таких звезд являются реакции термоядерного синтеза гелия из водорода.

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной. При рождении Вселенной (Большом взрыве) этот элемент образовался в обычной форме с ядром, состоящим из одного протона. Но два из каждых 100000 ядер являются ядрами дейтерия, состоящими из протона и нейтрона. Этот изотоп водорода присутствует в современную эпоху в межзвездном газе, из которого он попадает в звезды.
Примечательно, что эта мизерная примесь играет доминирующую роль в жизни протозвезд. Температура в их недрах недостаточна для реакций обычного водорода, которые происходят при 10 млн. Кельвинов. Но в результате гравитационного сжатия температура в центре протозвезды легко может достичь 1 млн. Кельвинов, когда начинается слияние ядер дейтерия, при которых также выделяется колоссальная энергия.

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика, чтобы эта энергия передавалась путем лучистого переноса. Поэтому звезда становится конвективно неустойчивой: нагретые на «ядерном огне» пузыри газа всплывают к поверхности. Эти восходящие потоки уравновешиваются нисходящими к центру потоками холодного газа. Подобные конвективные движения, но в гораздо меньших масштабах, имеют место в комнате с паровым отоплением. В протозвезде конвективные вихри переносят дейтерий с поверхности в ее недра. Таким образом топливо, необходимое для термоядерных реакций, достигает ядра звезды.
Несмотря на очень низкую концентрацию ядер дейтерия, выделяющееся при их слиянии тепло оказывает сильное влияние на протозвезду. Главным следствием реакций горения дейтерия является «разбухание» протозвезды. Из-за эффективного переноса тепла путем конвекции в результате «горения» дейтерия протозвезда увеличивается в размерах, который зависит от ее массы. Протозвезда одной солнечной массы имеет радиус, равный пяти солнечным. При массе, равной трем солнечным, протозвезда раздувается до радиуса, равного 10 солнечным.
Масса типичной компактной зоны больше массы порождаемой ее звезды. Поэтому должен существовать некоторый механизм, удаляющий излишнюю массу и прекращающий падение вещества. Большинство астрономов убеждены, что за это ответственен сильный звездный ветер, вырывающийся с поверхности протозвезды. Звездный ветер сдувает падающий газ в обратном на-правлении и в конце концов рассеивает компактную зону.

Идея звездного ветра

Из теоретических расчетов «идея звездного ветра» не следует. И удивленным теоретикам были предоставлены свидетельства этого явления: наблюдения потоков молекулярного газа, движущихся от инфракрасных источников излучения. Эти потоки связаны с протозвездным ветром. Его происхождение одна из самых глубоких тайн молодых звезд.
Когда рассеивается компактная зона, обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне — молодая звезда. Как и протозвезда, она имеет высокую светимость, которая в большей мере определяется гравитацией, чем термоядерным синтезом. Давление в недрах звезды предотвращает катастрофический гравитационный коллапс. Однако тепло, ответственное за это давление, излучается со звездной поверхности, поэтому звезда очень ярко светит и медленно сжимается.
По мере сжатия ее внутренняя температура постепенно растет и в конце концов достигает 10 млн. Кельвинов. Тогда начинаются реакции слияния ядер водорода с образованием гелия. Выделяемое тепло создает давление, препятствующее сжатию, и звезда долго будет светить, пока в ее недрах не закончится ядерное топливо.
Нашему Солнцу, типичной звезде, потребовалось около 30 млн. лет на сжатие от протозвездных до современных размеров. Благодаря теплу, выделяемому при термоядерных реакциях, оно сохраняет эти размеры уже в течение примерно 5 млрд. лет.
Так рождаются звезды. Но несмотря на столь явные успехи ученых, позволивших нам узнать одну из многих тайн мироздания, еще многие известные свойства молодых звезд пока полностью не понятны. Это относится к их неправильной переменности, колоссальному звездному ветру, неожиданным ярким вспышкам. На эти вопросы еще нет уверенных ответов. Но эти нерешенные проблемы следует рассматривать как разрывы в цепи, основные звенья которой уже спааяны. И нам удастся замкнуть эту цепь и завершить биографию молодых звезд, если мы найдем ключ, созданный самой природой. И этот ключ мерцает в ясном небе над нами.

Рождение звезды видео:

//www.youtube.com/watch?v=TqM4p1d2138

Краткие выводы о моделях аккреции. Мы подчеркиваем, что это две крайние точки зрения: предложено много других возможных вариантов, так или иначе объединяющих эти два подхода.
Особенность, общая почти для всех моделей,-нагревание, происходящее вскоре после аккреции вследствие ряда возможных причин. Оно необходимо, чтобы отделить образующие ядро элементы в однородной модели и чтобы рассортировать их в неоднородной модели ; в обоих случаях разделение осуществляется по плотности.

Однако те химические и плотностные различия, которые вытекают из второй модели  аккреции

Однако те химические и плотностные различия, которые вытекают из второй модели, имеют гораздо более фундаментальное значение и позволяют предвидеть далеко идущие следствия высокотемпературного процесса аккреции. В неоднородной модели предполагается,что железо участвует в аккреции непосредственно, т.е. как восстановленный металл, тогда как в однородной модели исходным является сильно окисленное вещество, которое отождествляется с самым первичным веществом Солнечной туманности, представленным в углистых метеоритах — хондритах.

Возвращаясь , отметим, что имеются большие различия в степени окисленности вещества метеоритов: от наименее окисленных (группа Е), практически не содержащих силикатов железа, до наиболее окисленных (группа С), в которых отсутствует металлическое железо. Еще важнее то, что для большинства групп характерны четкие различия в значениях Fe/Si; это отношение возрастает в следующем порядке: LL, L, С, Е и Н (последние две группы неразличимы). Чтобы объяснить эту особенность, необходимы, казалось бы, различные температуры конденсации, как в неоднородной модели.

Однако имеются веские основания предполагать, что большинство метеоритов являются неравновесными образованиями, так как они прошли сравнительно короткий этап развития в условиях высоких температур. Хотя различные значения отношения Fe/Si могли бы свидетельствовать о неоднородной аккреции, в равной мере возможно, что наименее окисленные метеориты (Е и Н) имеют наивысшие значения Fe/Siпотому, что они были заморожены на полпути к формирующемуся ядру материнской планеты.

Чтобы сделать более уверенный выбор между разными моделями аккреции

Чтобы сделать более уверенный выбор между разными моделями аккреции, необходимо перейти от мелких и, возможно, непредставительных образцов метеоритов к самим массивным планетам земной группы, включая Землю и Луну. Но прежде чем сделать это, полезно установить некоторые геохимические показатели, касающиеся относительных объемов силикатной, сульфидной и металлической зон во внутренних областях планет и распределения всех химических элементов между этими зонами.

Причина планетарного на гревания, когда аккреция уже завершена,-радиоактивный распад. В разделе были изложены данные о том, что в первичной Солнечной туманности присутствовали, вероятно, сравнительно короткоживущие радиоактивные изотопы, такие, как 244Ри, 1291 и 26А1, и что значительные количества этих изотопов были включены в состав метеоритов. Очень неопределенным остается вопрос о времени, когда это произошло, но как раз время играет здесь решающую роль.

Например, если вся Земля сформировалась еще тогда, когда возникли высокотемпературные конденсаты метеорита Allende, то она должна содержать около 0,5млн-1 26А1, т.е. такое количество этого изотопа, которого достаточно для того, чтобы вся наша планета расплавилась! Но задержка на 0,7 млн. лет (период полураспада 26А1) уменьшит выделение тепла вдвое.

Разогрев только что образовавшихся планет мог идти под действием двух процессов

Теперь нам ясно, что разогрев только что образовавшихся планет мог идти под действием двух процессов: аккреции и последующего распада короткоживущих радиоактивных изотопов. По мере нагревания, поддерживавшегося, возможно, после аккреции радиоактивным распадом разных изотопов, происходило плавление. Вещества, богатые восстановленным железом ), должны были плавиться первыми при температурах между 1000 и 1500°С, когда силикаты оставались еще твердыми. Поверхность планеты была холодной вследствие излучения тепла в пространство, и поэтому предполагается, что вскоре после аккреции вокруг каждой планеты образовалась жесткая изолирующая кора.

Следовательно, расплавленное вещество должно было собираться на некоторой глубине под поверхностью, возможно, в форме линз или каплевидных скоплений. По мере того как масса таких «капель» увеличивалась, сила тяжести становилась больше прочности силикатов, и «капли» проходили сквозь силикатную массу к центру планеты. Опускание тяжелых масс высвобождало еще больше гравитационной энергии в виде тепла, вызывая быстро развивающийся процесс, в результате которого появилось расплавленное ядро, состоящее преимущественно из железа, а силикатная мантия осталась твердой. Таким образом, первично однородные по составу планеты земной группы могли на ранней стадии своей истории стать внутренне расслоенными на две главные области-ядро и мантию.
Все эти события имели место вскоре после образования Солнечной системы, т.е. 4,6 млрд. лет назад. После этого планеты испытали процессы дальнейшего частичного плавления и сегрегации элементов, связанные как с начальным разогревом, так и с длительным радиогенным выделением тепла при распаде 238U, 235U, 232Th и К. В частности, шел рост химически обособленного корового слоя, имеющегося на Земле и Луне и постулируемого для Марса и Венеры. В противоположность быстрому образованию планетных ядер развитие коры, согласно вполне надежным данным, заняло в истории каждой планеты значительный отрезок времени.

Однородная аккреция планет с последующим расслоением. В этой модели предполагается, что все вещества, вовлеченные в аккрецию при образовании каждой планеты, уже сконденсировались в зерна и в случае планет земной группы, сложенных скальными горными породами, имели температуру в каком-то интервале ниже 100°С .

Допускается также, что эти зерна были полностью перемешаны и (в случае хондритовой модели Земли;  имели состав, не сильно отличающийся от состава хондритов С1. Нет необходимости считать, что при подаче компонентов во время аккреции зерен происходили какие-то изменения их химического состава. Имеются, однако, существенные причины, которые могли привести к последовательной сегрегации элементов вследствие разогрева, повторявшегося как во время, так и после аккреции.
зерен, образующих планету, вызывает потерю кинетической энергии, большая часть которой должна перейти в тепло.

На ранних стадиях аккреции сила притяжения мала

На ранних стадиях аккреции сила притяжения мала и скорость удара новых добавляющихся зерен низкая, но с ростом протопланеты скорости падения зерен возрастают, и повышение температуры становится более существенным. Некоторая часть конденсировавшегося материала может снова улетучиться (испариться); в частности, кислород, сера, углерод и щелочные элементы могут высвободиться главным образом из силикатов, оказаться на поверхности, где происходит аккреция, и рассеяться в пространстве в виде различных окислов (Н20, С02, S02и т.д.).

Потеря таких богатых кислородом соединений путем улетучивания должна сопровождаться восстановлением оставшегося силикатного вещества. Например, в железо-магниевой оливиновой смеси определенное количество железа может при этом восстановиться без изменения в смеси отношения Fe/Si,причем это количество возрастает при удалении кислорода в ходе следующей реакции:
Mg2Si04 -I- Fe2Si04 2MgSi03+ 2FeO,

Оба летучих элемента теряются, и процессы восстановления усиливаются

Оба летучих элемента теряются, и процессы восстановления (преобразования) (реакции ) по мере увеличения размеров протопланеты усиливаются. При одном и том же исходном материале наиболее массивные планеты должны иметь наименее окисленный состав, так как они сильнее разогревались во время аккреции. Поскольку кислород представляет собой один из самых легких элементов на планетах земной группы, из этой модели непосредственно вытекает, что самые крупные планеты должны иметь наивысшую плотность и содержать наименьшие концентрации сравнительно летучих щелочных элементов. Это очень важное следствие, так как оно отличается от того, что предсказывается моделью неоднородной аккреции, где ключевую роль играет расстояние от Солнца, а не размер планеты.

Кривая энергии связ и, приходящейся на нуклон, показывает, что большая часть тепла выделяется при превращении водорода в гелий; на последующих же стадиях тепла производится все меньше
Разрез через массивную звезду на зрелой стадии эволюции. В центре звезды нуклеосинтез привел к образованию железа, тогда как окружающие концентрические оболочки находятся еще на более ранних стадиях. На показанной стадии эволюции ядерное горючее в центре уже почти исчерпано, и звезда вскоре должна стать нестабильной и взорваться как сверхновая.
и меньше.

В сочетании с повышением температуры и увеличением тепловых потерь с поверхности это приводит к тому, что каждая последующая стадия развивается значительно быстрее предыдущей

В сочетании с повышением температуры и увеличением тепловых потерь с поверхности это приводит к тому, что каждая последующая стадия развивается значительно быстрее предыдущей, и, согласно оценкам, стадия равновесия (е-процесс) занимает, по- видимому, всего несколько минут. Конечная стадия-сжатие ядра, разрушение ядер группы железа-означает обрушение, коллапс, и звезда, сжигавшая ядерное горючее в течение миллионов лет, оказывается «обанкротившейся» в считанные секунды.
Коллапс внутренних областей звезды оставляет внешние части без поддержки, так что они тоже сжимаются и резко нагреваются. Но в них еще содержится много несожженного горючего, и, поскольку ядерные реакции чрезвычайно чувствительны к температуре, события развиваются неудержимо: термоядерное сгорание повышает температуру, а это в свою очередь повышает скорость сгорания. У звезды нет уже времени приспособиться к новой обстановке, и большая часть оставшегося горючего сжигается в какую-то долю секунды. Взорванная внешняя оболочка звезды рассеивается в пространстве.

Этот катастрофический конец эволюции звезды является появления сверхновой

Этот катастрофический конец эволюции звезды является, как полагают, одной из вероятных причин появления сверхновой, которая в течение нескольких недель может светиться так ярко, как целая звездная галактика. Самая известная сверхновая наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г., а ее быстро разлетающиеся осколки до сих пор видны. Они образуют Крабовидную туманность . (Термины «туманность», «небула» применяются для обозначения астрономических объектов разного типа.

Этими словами называют расплывчатое («туманное») пятно света, какое и можно было только увидеть в старые телескопы.) В центре туманности находится пульсар, или нейтронная звезда, которую отождествляют с центральным ядром звезды, коллапсировавшим до плотности атомного ядра (не менее 1017 кг/м3 -Перев.) и имеющим размер всего лишь несколько километров в поперечнике.