Удивительная космология. Лев Шильник

Чтение книги онлайн.

СКАЧАТЬ этих маленьких тусклых звезд сопряжены с немалыми трудностями), и по предварительным оценкам на их долю приходится несколько процентов звезд нашей Галактики.

      Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности – от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно – от 0,1 массы Солнца до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем следует иметь в виду, что на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики, так как масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс. Масса – чрезвычайно важная характеристика, поскольку определяет не только звездный modus vivendi, но и ее печальный финал, а в известном смысле – даже посмертную судьбу звезды. Но об эволюции звезд мы в свое время поговорим отдельно.

      А как звезду взвесить? Если со светимостью, показателем цвета и спектральным классом, определяющим химический состав и температуру поверхности небесного тела, мы худо-бедно разобрались, как все-таки определить его массу? Незаменимым и безотказным инструментом в подобных случаях являются уже знакомые нам двойные звезды. Дело в том, что измерить массу одиночной звезды практически невозможно. Конечно, интенсивность ее блеска и спектр могут рассказать о многом, поскольку зависят от массы, но все же хотелось бы знать эту величину наверняка. К счастью, убежденные анахореты вроде нашего Солнца встречаются сравнительно редко, так как большинство звезд предпочитают жить в дружном коллективе. Чаще всего это парные двойные системы, реже – тройные и даже четырехкратные. Создать конструкцию из трех или четырех звезд весьма нелегко, поскольку такие системы оказываются динамически неустойчивыми. Чтобы сделать их стабильными, требуется соблюсти ряд условий. Третий компонент должен обращаться вокруг тесной двойной системы по достаточно широкой орбите, никогда не приближаясь на расстояние меньше 8—10 радиусов внутренней «двойки». Он сам, в свою очередь, может быть двойной системой, и тогда две эти пары будут воспринимать друг друга как точечные объекты. В первом случае мы имеем тройную звезду, а во втором – четырехкратную. Из-за особенностей процессов звездообразования систем большей кратности в природе не существует. Двойные звезды обращаются вокруг общего центра тяжести – так называемого барицентра, поскольку каждая из них тянет одеяло на себя, «раскачивая» соседку своим гравитационным полем. Поэтому, если известны периоды обращения звезд и расстояния от них до барицентра, не составит большого труда однозначно вычислить массу каждой звезды.

      Следует сказать несколько слов о плоской диаграмме «спектр – светимость» (или «температура – светимость»), потому что астрономы широко ею пользуются. Поскольку впервые диаграммы такого типа стали применять датчанин Э. Герцшпрунг и американец Г. Н. Рассел, их обычно называют диаграммами Герцшпрунга – Рассела. На горизонтальной СКАЧАТЬ