Перш за все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним виключенням, спостерігаються як "точкові" джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити зірки у вигляді "реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", оскільки завдяки чисто інструментальним ефектам, а головним чином неспокоєм атмосфери, у фокальній площині телескопів виходить "помилкове" зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диска рідко бувають менше однієї секунди дуги, тоді як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.

Отже, зірка навіть в найбільший телескоп не може бути, як говорять астрономи, "дозволена". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зірок в різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.

Світимість визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійні методи, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, видалених на відстань, що не перевищують декількох десятків парсек, відстань визначається відомою ще з початку минулого сторіччя тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні нікчемно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різний час роки. Цей метод має досить велику точність і достатньо надійний. Проте для більшості інших більш видалених зірок він вже не годиться: дуже малі зсуви положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але проте достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, по деяких спостережуваних особливостях їх випромінювання.

Спектри зірок і їх хімічний склад

Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається буквами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1 . . . В9, А0 і так далі. Спектр зірок в першому наближенні схожий на спектр випромінюючого "чорного" тіла з деякою температурою Т. Эти температури плавно міняються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу Об до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. Відповідно до цього основна частина випромінювання зірок спектральних класів Про і В доводитися на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Проте в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких виявилося можливим досліджувати і ультрафіолетове випромінювання.

Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.

Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас "безпосередньо" приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість решти елементів достатньо невелика. Приблизно га кожні десять тисяч атомів водню доводитися тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю і азоту і всього лише одного атома заліза. Велика кількість решти елементів здійснена нікчемно. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою важчих елементів.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і В мають блакитний колір; зірки, схожі з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів До і М - червоні. У астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система квітів. Вона заснована на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні світлофільтри, що строго еталонують. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені ("У"), а інший має криву спектральної чутливості, схожу з людським оком("V"). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що по зміряному значенню B-V можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації.

Температура і маса зірок

Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Оскільки зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, що випромінює одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана Больцмана:

- постійна Больцмана

Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світимість, очевидно буде рівна

( * )

де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіусу зірки треба знати її світимість і температуру поверхні.

Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так те просто. А головне існує не так вже багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні найлегше визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період звернення Р відомі. В цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:

тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі усесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відоме відношення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. До жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожній із зірок.

По суті кажучи, астрономія не розташовувала і не має в своєму розпорядженні в даний час методу прямого і незалежного визначення маси (тобто що не входить до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це достатньо серйозний недолік нашій науки про Всесвіту. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світимістю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світимістю і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з деякою обережністю.

Зв'язок основних зоряних величин

Отже, сучасна астрономія має в своєму розпорядженні методи визначення основних зоряних характеристик: світимості, поверхневої температури (кольори), радіусу, хімічного складу і маси. Виникає важливе питання: чи є ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Перш за все є функціональна залежність, що зв'язує радіус зірки, її болометричну світимість і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простій формулою ( * ) і є тривіальною. Разом з цим, проте, давно вже була виявлена залежність між світимістю зірок і їх спектральним класом (або, що фактично одне і те ж, - кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) на великому статистичному матеріалі ще в початку нашого сторіччя видатні астрономи данчанин Герцшпрунг і американець Рассел.

Зірки народжуються

Міжзоряний газ

Було потрібно, проте, тисячолітній розвиток науки, щоб людство усвідомило простий і разом з тим величний факт, що зірки - це об'єкти, більш менш схожі на Сонці, але тільки віддалені від нас на незрівнянно великі відстані. Ньютон був першим, хто правильно оцінив відстані до зірок. Два сторіччя після великого англійського ученого майже всіма мовчазно приймалося, що жахливо великих розмірів простір, в якому знаходяться зірки, є абсолютна порожнеча. Лише окремі астрономи час від часу піднімали питання про можливе поглинання світла в міжзоряному середовищі. Тільки на самому початку XX сторіччя німецький астроном Гартман переконливо довів, що простір між зірками є зовсім не міфічною порожнечею. Воно заповнене газом, правда, з дуже малою, але цілком визначеною щільністю. Це видатні відкриття, так само як і багато інших, було зроблене за допомогою спектрального аналізу.

Майже половину сторіччя міжзоряний газ досліджувався головним чином шляхом аналізу ліній поглинання, що утворювалися в нім. З'ясувалося, наприклад, що досить часто ці лінії мають складну структуру, тобто складаються з декількох близько розташованих один до одного компонент. Кожна така компоненту виникає при поглинанні світла зірки в якій-небудь певній хмарі міжзоряного середовища, причому хмари рухаються один щодо одного з швидкістю, близькою до 10 км/сек. Це і приводить завдяки ефекту Доплера до незначного зсуву довжин хвиль ліній поглинання.

Хімічний склад міжзоряного газу в першому наближенні виявився досить близьким до хімічного складу Сонця і зірок. Переважаючими елементами є водень і гелій, тоді як решту елементів ми можемо розглядати як "приміси".

Міжзоряний пил

До цих пір, кажучи про міжзоряне середовище, ми мали зважаючи на тільки міжзоряний газ. але є і інша компоненту. Мова йде про міжзоряний пил. Ми вже згадували вище, що ще в минулому сторіччі дебатувалося питання про прозорість міжзоряного простору. Тільки близько 1930 року з безсумнівністю було доведено, що міжзірковий простір дійсний не зовсім прозоро. Субстанція, що поглинає світло, зосереджена в досить тонкому шарі біля галактичної площини. Найсильніше поглинаються сині і фіолетові промені, тоді як поглинання в червоних променях порівняно невелике.

Що ж це за субстанція? Зараз вже представляється доведеним, що поглинання світла обумовлено міжзоряним пилом, тобто твердими мікроскопічними частинками речовини, розмірами менше мікрона. Ці порошинки мають складний хімічний склад. Встановлено, що порошинки мають досить витягнуту форму і якоюсь мірою "орієнтуються", тобто напрями їх витягнутості мають тенденцію "шикуватися" в даній хмарі більш менш паралельно. Зоряне світло, що з цієї причини проходить через тонке середовище, стає частково поляризованим.

Різноманітність фізичних умов

Найхарактернішою особливістю міжзоряного середовища є велика різноманітність наявних в ній фізичних умов. Там є, по-перше, зони, кінетична температура яких розрізняється на два порядки. Є порівняно щільні хмари з концентрацією частинок газу, що перевищує декілька тисяч на кубічний сантиметр, і вельми розряджене середовище між хмарами, де концентрація не перевищує 0,1 частинки на кубічний сантиметр. є, нарешті, величезні області, де розповсюджуються ударні хвилі від вибухів зірок.

Разом з окремими хмарами як іонізованого так і неіонізованого газу в Галактиці спостерігаються значно великі за своїми розмірами, масою і щільністю агрегати холодної міжзоряної речовини, що отримали назву "Газово-пилових комплексів". Для нас найістотнішим є те, що в таких газово-пилових комплексах відбувається найважливіший процес конденсації зірок з дифузного міжзоряного середовища.

Чому повинні народжуватися нові зірки

Значення газово-пилових комплексів в сучасній астрофізиці дуже велике. Річ у тому, що вже давно астрономи, в значній мірі інтуїтивно, зв'язували утворення конденсації в міжзоряному середовищі з найважливішим процесом утворення зірок з "дифузного" порівняно розрядженого газово-пилового середовища. Які ж підстави існують для припущення про зв'язок між газово-пиловими комплексами і процесом зіркоутворення? Перш за все слід підкреслити, що вже принаймні з сорокових років нашого сторіччя астрономам ясно, що зірки в Галактиці повинні безперервно (тобто буквально "на наших очах") утворюватися з якоїсь якісно іншій субстанції. Річ у тому, що до 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є той, що відбувається в надрах зірок термоядерний синтез. Грубо кажучи, що пригнічують більшість зірок випромінюють тому, що в їх надрах чотири протони з'єднуються через ряд проміжних етапів в одну альфа-частку. Оскільки маса одного протона (у атомних одиницях) рівна 1,0081, а маса ядра гелію (альфа-частки) рівна 4,0039, то надлишок маси, рівний 0,007 атомної одиниці на протон, повинен виділитися як енергія. Тим самим визначається запас ядерної енергії в зірці, яка постійно витрачається на випромінювання. У найсприятливішому випадку чисто водневої зірки запасу ядерної енергії вистачить не більш, ніж на 100 мільйонів років, тоді як в реальних умовах еволюції час життя зірки виявляється на порядок менше цієї явно завищеної оцінки. Але десяток мільйонів років - нікчемний термін для еволюції нашій Галактики, вік якої ніяк не менше ніж 10 мільярдів років. Вік масивних зірок вже порівняємо з віком людства на Землі! Означає зірки (принаймні, масивні з високою світимістю) ніяк не можуть бути в Галактиці "спочатку", тобто з моменту її освіти. Виявляється, що щорічно в Галактиці "вмирає" щонайменше одна зірка. Значить, для того, щоб "зоряне плем'я" не "звиродніло", необхідно, щоб стільки ж зірок в середньому утворювалося в нашій Галактиці щороку. Для того, щоб в перебігу тривалого часу (обчислюваними мільярдами років) Галактика зберігала б незмінними свої основні особливості (наприклад, розподіл зірок по класах, або, що практично одне і теж, по спектральних класах), необхідно, щоб в ній автоматично підтримувалася динамічна рівновага між зірками, що народжувалися і "гинучими". В цьому відношенні Галактика схожа на первісний ліс, що складається з дерев різних видів і віків, причому вік дерев значно менше віку лісу. Є, правда, одна важлива відмінність між Галактикою і лісом. У Галактиці час життя зірок з масою менше сонячною перевищує її вік. Тому слід чекати поступового збільшення числа зірок з порівняно невеликою масою, оскільки вони поки що "не встигли" померти, а народжуватися продовжують. Але для масивніших зірок згадана вище динамічна рівновага неминуче повинна виконуватися.

Газово-пилові комплекси - колиска зірок

Звідки ж беруться в нашій Галактиці молоді і "надмолоді" зірки? З давніх пір, за сталою традицією, висхідною до гіпотези Канта і Лапласа про походження Сонячної системи, астрономи припускали, що зірки утворюються з розсіяного дифузного газово-пилового середовища. Була тільки одна строга теоретична підстава такого переконання - гравітаційна нестійкість спочатку однорідного дифузного середовища. Річ у тому, що в такому середовищі неминучі малі обурення щільності, тобто відхилення від строгої однорідності. надалі, проте, якщо маси цих конденсацій перевершують деяку межу, під впливом сили усесвітнього тяжіння малі обурення наростатимуть і спочатку однорідне середовище розіб'ється на декілька конденсацій. Під дією сили гравітації ці конденсації продовжуватимуть стискатися і, як можна вважати, врешті-решт перетворяться на зірки.

Характерний час стиснення хмари до розмірів протозірки можна оцінити по простій формулі механіки, що описує вільне падіння тіла під впливом деякого прискорення. Так, наприклад, хмара з масою, рівною сонячною, стиснеться за мільйон років.

У процесі тільки що описаної першої стадії конденсації газово-пилової хмари в зірку, яка називається "Стадією вільного падіння", звільняється певна кількість гравітаційної енергії. Половина енергії, що звільнилася при стисненні хмари, повинна покинути хмару у вигляді інфрачервоного випромінювання, а половина піти на нагрів речовини.

Як тільки хмара, що стискається, стане непрозорою для свого інфрачервоного випромінювання, світимість його різко впаде. Воно продовжуватиме стискатися, але вже не за законом вільного падіння, а набагато повільніше. Температура його внутрішніх областей, після того, як процес дисоціації молекулярного водню закінчиться, неодмінно підвищуватиметься, оскільки половина гравітаційної енергії, що звільняється при стисненні, йтиме на нагрів хмари. Втім, такий об'єкт назвати хмарою вже не можна. Це вже справжнісінька протозірка.

Таким чином, з простих законів фізики слід чекати, що може мати місце єдиний і закономірний процес еволюції газово-пилових комплексів спочатку в протозірки, а потім і в зірки. Проте можливість - це ще не є дійсність. Щонайпершим завданням наглядової астрономії є, по-перше, вивчити реальні хмари міжзоряного середовища і проаналізувати, чи здатні вони стискатися під дією власної гравітації. Для цього треба знати їх розміри, щільність і температуру. По-друге, дуже важливо отримати додаткові аргументи на користь "генетичної близькості хмар і зірок (наприклад, тонкі деталі їх хімічного і навіть ізотопного складу, генетичний зв'язок зірок і хмар і інше). По-третє, дуже важливо отримати із спостережень неспростовні свідоцтва існування найраніших етапів розвитку протозірок (наприклад, спалахи інфрачервоного випромінювання в кінці стадії вільного падіння). Крім того, тут можуть спостерігатися, і, мабуть, спостерігаються абсолютно несподівані явища. Нарешті, слід детально вивчати протозірки. Але для цього перш за все треба уміти відрізняти їх від "нормальних" зірок.

Зоряні асоціації

Емпіричним підтвердженням процесу утворення зірок з хмар міжзоряного середовища є те давно відома обставина, що масивні зірки класів Про і В розподілені в Галактиці не однорідно, а групуються в окремі обширні скупчення, які пізніше отримали назву "асоціації". Але такі зірки повинні бути молодими об'єктами. Таким чином, сама практика астрономічних спостережень підказувала, що зірки народжуються не поодинці, а як би гніздами, що якісно узгоджується з представленнями теорії гравітаційної нестійкості. Молоді асоціації зірок (що складаються не тільки з одних гарячих масивних гігантів, але і з інших примітних, свідомо молодих об'єктів) тісно пов'язані з великими газово-пиловими комплексами міжзоряного середовища. Природно вважати, що такий зв'язок повинен бути генетичним, тобто ці зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пилового середовища.

Процес народження зірок, як правило, не помітний, тому що прихований від нас пеленою космічного пилу, що поглинає світло. Тільки радіоастрономія, як можна тепер з великою упевненістю вважати, внесла радикальну зміну до проблеми вивчення народження зірок. По-перше, міжзоряний пил не поглинає радіохвилі. По- друге, радіоастрономія відкрила абсолютно несподівані явища в газово-пилових комплексах міжзіркового середовища, які мають пряме відношення до процесу зіркоутворення.

Стисло про весь процес народження

Ми досить детально розглядали питання про конденсацію в протозірки щільних холодних молекулярних хмар, на які із-за гравітаційної нестійкості розпадається газово-пиловий комплекс міжзоряного середовища. Тут важливо ще раз підкреслити, що цей процес є закономірним, тобто неминучим. Насправді, теплова нестійкість міжзоряного середовища неминуче веде до її фрагментації, тобто до розділення на окремі, порівняно щільні хмари і міжхмарне середовище. Проте власна сила тяжіння не може стиснути хмари - для цього вони недостатньо щільні і великі. Але тут "вступає в гру" міжзоряне магнітне поле. У системі силових ліній цього поля неминуче утворюються досить глибокі "ями", куди "стікаються" хмари міжзоряного середовища. Це приводить до утворення величезних газово-пилових комплексів. У таких комплексах утворюється шар холодного газу, оскільки іонізуюче міжзоряний вуглець ультрафіолетове випромінювання зірок сильно поглинається космічним пилом, що знаходиться в щільному комплексі, а нейтральні атоми вуглецю сильно охолоджують міжзоряний газ і "термостатирують" його при дуже низькій температурі - порядку 5-10 градусів Кельвіна. Оскільки в холодному шарі тиск газу рівний зовнішньому тиску навколишнього більш нагрітого газу, то щільність в цьому шарі значно вище і досягає декількох тисяч атомів на кубічний сантиметр. Під впливом власної гравітації холодний шар, після того, як він досягне товщини біля одного парсека, почне "фрагментувати" на окремі, ще щільніші згустки, які під впливом власної гравітації продовжуватимуть стискатися. Таким цілком природним чином в міжзоряному середовищі виникають асоціації протозірок. Кожна така протозірка еволюціонує з швидкістю, залежною від її маси.

Коли істотна частина маси газу перетворитися на зірки, міжзоряне магнітне поле, яке своїм тиском підтримувало газово-пиловий комплекс, природно, не надаватиме дії на зірки і молоді протозірки. Під впливом гравітаційного тяжіння Галактики вони почнуть падати до галактичної площини. Таким чином, молоді зоряні асоціації завжди повинні наближатися до галактичної площини.

Список використаної літератури

1. Бакулин П.И. Курс общей астрономии

2. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной

3. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть