Файл: Шама Д.В. Современная космология.pdf

22 Г Л А В А !

астрономии. Однако здесь нас итересует их связь с ней­ тронными звездами. Сейчас кажется почти несомненным, что пульсары — это нейтронные звезды, а «часовой ме­ ханизм», который обеспечивает столь точную периоднч-

10000 7000 sooo шо

Температура, К

Рис. 4. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для 10 рассеянных звездных скоплений и одного шарового скопления. Возраст, соот­ ветствующий различным точкам поворота с главной последова­ тельности, нанесен вдоль правой оси ординат.

ность появления импульсов, — это вращение нейтрон­ ной звезды. Никакой другой объект не мог бы давать столь короткий период — 33 мс, увеличивающийся на Ю - 5 с в год.

*) См. сборник «Пульсары», стр. 163. — Прим. ред.

ворить с уверенностью о деталях этой модели, но ее ос­ новная идея почти безусловно правильна. В частности, грубая оценка возраста по скорости замедления враще­ ния пульсара в Крабовидной гуманности согласуется с возрастом, определенным по китайским хроникам. Таким образом, можно заключить, что, по всей вероятности, устойчивые нейтронные звезды действительно суще­ ствуют; они могут являться остатками взрывов сверх­ новых.

Различные стадии, через которые может пройти зве­ зда в процессе своей эволюции, образуют сложную схе­ му, которую удобно представить в виде диаграммы со светимостью и температурой поверхности по осям коор­ динат. Это уже упоминавшаяся диаграмма Герцшпрунга.— Рессела, показанная на рис. 1. Видно, что только часть диаграммы занята звездами. Типичные звезды, по­ добные Солнцу, образуют главную последовательность. Показаны также области, куда попадают другие типы звезд.

Д и а г р а м м а Герцшпрунга — Рессела полезна также, когда мы хотим проследить эволюцию отдельной звезды. Например, звезда главной последовательности переме­ щается вниз вдоль нее, пока около 10% водорода не пре­ вратится в гелий. Затем она поворачивает вправо. При

светимость звезды. Этот возраст можно найти из наблю­ дений, изучая звездные скопления, так как, по-видимому,

ние точки поворота дало бы возраст скопления. Наблю ­

*) Здесь за единицу массы и светимости принята масса и све­ тимость Солнца. — Прим. ред.

нии результат имеет очень важное значение для космо­ логии, поскольку он означает, что звезды оставались бо­ лее или менее неизменными последние 101 0 лет, или близ-

+9

+8

+/

+6

5

&+ 4

|0

+ 1

Атомный номер, Z

Рис. 5. Обилие элементов в Солнечной системе. (Галактическое обилие примерно такое же, хотя есть важные отличия.) Точки получены по интенсивностям линий поглощения в солнечном спектре. Линии основаны главным образом на данных о Земле и метео­ ритах.

ко к этому. Мы увидим, что для всей Вселенной харак­ терна временная шкала того ж е порядка, поэтому звезды в том виде, какими мы их наблюдаем теперь, не могли

Сразу нужно сказать, что, хотя большая часть массы нашей Галактики сосредоточена в звездах, пространство между ними физически очень активно. В самом деле, не­ сколько наиболее интересных астрофизических явлений связано с газом, пылью, космическими лучами и магнит­ ными полями в межзвездном пространстве. Эти явления пристально изучались в последние годы как сами по себе, так и потому, что сходные процессы ответственны за на­ блюдаемое поведение радиогалактик и квазизвездных объектов (квазаров) . Поэтому мы рассмотрим эти ас­ пекты строения Галактики после того, как расскажем о ее звездной структуре.

З в е з д н а я с т р у к т у р а Млечного Пути

Невооруженным глазом можно увидеть лишь около

ного Пути основаны на трех типах наблюдений: опреде­ лении расстояний до звезд, звездных подсчетах и опре­ делении скоростей, по которым выявляется не только его форма, но и вращение как целого.

Определение расстояний в астрономии — сложная за­ дача. Мы расскажем здесь о двух методах, один из ко­ торых наиболее точен в применении к ближайшим звез­ дам, а другой используется для установления шкалы межгалактических расстояний. Первый метод — это хо­ рошо известный метод параллаксов . Он основан на сле­ дующем: если мы наблюдаем звезду с двух противопо­ ложных точек земной орбиты, то направления на нее будут казаться различными. Это различие в направле­ ниях зависит от расстояния до звезды. Тогда, определяя его из наблюдений, мы найдем расстояние. Этот метод приводит к шкале расстояний, в которой единицей яв­ ляется парсек. Звезда, удаленная от нас на 1 пс, имеет относительно радиуса земной орбиты параллакс 1"*).

*) Т. е. угловые размеры полуоси земной орбиты с расстояния, равного расстоянию до звезды, составляют I". — Прим. ред.

28 Г Л А В А 2

Тогда простой геометрический расчет дает, что 1 пс со­

m

четкая зависимость между периодом цефеид и их све­ тимостью, .которая определяется по расстояниям до бли­ жайших цефеид, найденным из измерений их параллак ­ сов и по закону обратной пропорциональности квадрату расстояния для видимого блеска. Согласно зависимости период — светимость, самые яркие звезды обладают и самым длинным периодом (рис. 8) . Если есть основания полагать, что данная переменная принадлежит к классу, для которого справедлива эта зависимость, то по ее пе­ риоду можно определить светимость, а по ней, зная видимый блеск, — расстояние. Раньше с этим методом была неурядица, так как оказалось, что различные клас­ сы цефеид *) характеризуются различными зависимо­ стями период — светимость. Теперь эти трудности в основном преодолены. Метод цефеид применим до рас-

*) О двух типах цефеид см. гл. 3, стр. 63. — Прим. ред.