Эволюция вселенной. 2

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ

 Вселенная - это, по сути, почти пустое пространство. Звезды занимают лишь ничтожную его долю. Однако, везде присутствует газ, хотя и в очень малых количествах. Это в основном водород, легчайший химический элемент. Все, что заполняет пространство между звездами внутри галактик, называется межзвездной средой. И основное, что составляет межзвездную среду - это межзвездный газ. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью и пронизывается межзвездными магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.

          Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде. Некоторые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами. Чтобы постичь закономерности такого цикла, нужно знать, каким образом новые поколения звезд последовательно конденсируются из межзвездного газа. Понять, как образуются звезды, - важная цель исследований межзвездного вещества.

Таким образом, мы будем рассматривать следующие объекты:

• межзвездный газ;
• межзвездная пыль;
• звезды;
• галактика;
• межзвёздные магнитные поля;
• космические лучи;
• тёмная материя.

     Итак, цель данного реферата - понять строение межзвёздного пространства, галактики и звезд.

Глава 1. МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

1. ИСОРИЯ ОТКРЫТИЯ, СОСТАВ

        Межзвёздная  среда — вещество и поля, заполняющие  межзвёздное пространство внутри  галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные  магнитные поля, космические лучи, а также тёмная материя. Химический  состав межзвёздной среды —  продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах. На протяжении своей жизни звёзды испускают звёздный ветер, который возвращает в среду элементы из атмосферы звезды. А в конце жизни звезды с неё сбрасывается оболочка, обогащая межзвёздную среду продуктами ядерного синтеза.

       Природа  межзвёздной среды привлекала  внимание астрономов и ученых  в течение столетий. Сам термин  «Межзвёздная среда» впервые  был использован Ф. Бэконом в 1626 г.. «О, Небеса между звёздами, они имеют так много общего со звёздами, вращаясь (вокруг Земли) также как любая другая звезда». Позднее натурфилософ Роберт Бойль в 1674 году возражал: «Межзвёздная область небес, как полагают некоторые современные эпикурейцы, должна быть пустой».

      После создания  современной электромагнитной теории  некоторые физики постулировали, что невидимый светоносный эфир  является средой для передачи  световых волн. Они также полагали, что эфир заполняет межзвёздное  пространство. Р. Паттерсон в 1862 году  писал: «Это истечение является  основой вибраций или колебательных  движений в эфире, который заполняет  межзвёздное пространство».

      Применение  глубоких фотографических обзоров  ночного неба позволило Э. Барнарду получить первое изображение тёмной туманности, которое силуэтом выделялось на фоне звёзд галактики. Однако, первое открытие холодной диффузной материи было сделано Д. Гартманом в 1904 году после обнаружения неподвижного спектра поглощения в спектре излучения двойных звёзд, наблюдавшихся с целью проверки эффекта Доплера.

      В своём  историческом исследовании спектра  Дельты Ориона Гартман изучал  движение по орбите компаньонов  системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды и понял, что некоторая часть света  поглощается на пути к Земле. Гартман писал, что «линия поглощения  кальция очень слаба», а также, что «некоторым сюрпризом оказалось  то, что линии кальция на длине  волны 393.4 нанометров не движутся  в периодическом расхождении  линий спектра, которое присутствует  в спектроскопически-двойных звёздах». Стационарная природа этих линий позволила Гартману предположить, что газ, ответственный за поглощение не присутствует в атмосфере Дельты Ориона, но, напротив, находится вне звезды и расположен между звездой и наблюдателем. Это исследование и стало началом изучения межзвездной среды.

      После исследований  Гартмана, Эгером в 1919 году во время изучения линий поглощения на волнах 589.0 и 589.6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона был обнаружен в межзвёздной среде натрий.

      Дальнейшие  исследования линий «H» и «K»  кальция Билзом (1936) позволили обнаружить двойные и несимметричные профили спектра Эпсилон и Дзета Ориона. Это были первые комплексные исследования межзвёздной среды в созвездии Ориона. Асимметричность профилей линий поглощения была результатом наложения многочисленных линий поглощения, каждая из которых соответствовала атомным переходам (например, линия «K» кальция) и происходила в межзвёздных облаках, каждое из которых имело свою собственную лучевую скорость. Так как каждое облако движется с разной скоростью в межзвёздном пространстве, как по направлению к Земле, так и удаляясь от неё, то в результате эффекта Доплера, линии поглощения сдвигались, либо в фиолетовую, либо в красную сторону соответственно. Это исследование подтвердило, что материя не распределена равномерно по межзвёздному пространству.

      Интенсивные  исследования межзвёздной материи  позволили У. Пикерингу в 1912 году заявить, что «межзвёздная поглощающая среда, которая как показал Каптейн, поглощает только на некоторых волнах, может свидетельствовать о наличии газа и газообразных молекул, которые исторгаются Солнцем и звёздами».

      В том же году Виктор Гесс открыл космические лучи, энергичные заряженные частицы, которые бомбардируют Землю из космоса. Это позволило заявить некоторым исследователям, что они также наполняют собой межзвёздную среду. Норвежский физик Кристиан Биркланд в 1913 году писал: «Последовательное развитие нашей точки зрения заставляет предполагать, что всё пространство заполнено электронами и свободными ионами всякого рода. Мы также склонны полагать, что все звёздные системы произошли от заряженных частиц в космосе. И совершенно не кажется невероятным думать, что большая часть массы Вселенной, может быть найдена не в звёздных системах или туманностях, но в „пустом“ пространстве»

      Торндайк в 1930 году писал: «Было бы ужасно осознавать, что существует непреодолимая пропасть между звёздами и полной пустотой. Полярные сияния возбуждаются заряженными частицами, которые эмитирует наше Солнце. Но если миллионы других звёзд также испускают заряженные частицы, а это непреложный факт, то абсолютный вакуум вообще не может существовать в галактике».

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ

Перечислим основные наблюдательные проявления:

• Наличие светящихся туманностей ионизированного водорода вокруг горячих звёзд и отражательных газопылевых туманностей в окрестностях более холодных звёзд.
• Ослабление света звёзд (межзвёздное поглощение) из-за пыли, входящей в состав межзвёздной среды. А также связанным с этим покраснения света; наличие непрозрачных туманностей.
• Поляризация света на пылинках, ориентированных вдоль магнитного поля Галактики.
• Инфракрасное излучение межзвёздной пыли
• Радиоизлучение нейтрального водорода в радиодиапазоне на длине волны в 21 см
• Мягкое рентгеновское излучение горячего разреженного газа.
• Синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвёздных магнитных полях.
• Излучение космических мазеров - квантовый генератор, излучающий микроволны.

Структура межзвездной среды крайне нетривиальна и неоднородна: гигантские молекулярные облака, отражательная туманность, протопланетная туманность, планетарная туманность, глобула и т. д. Это приводит к широкому спектру наблюдательных проявлений и процессов происходящих в среде. В Таблице 1. приведены свойства основных компонентов среды.

МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПЫЛЬ

Даже беглый взгляд на изображение любой эмиссионной туманности достаточно большого размера позволяет увидеть на ее фоне резкие темные детали – пятна, струи, причудливые «заливы». Это – проектирующиеся на светлую туманность расположенные недалеко от нее небольшие и более плотные облака, непрозрачные вследствие того, что к газу всегда примешена межзвездная пыль, поглощающая свет.

Присутствует пыль и вне газовых облаков, заполняя (вместе с очень разреженным газом) все пространство между ними. Такая распределенная в пространстве пыль приводит к трудно учитываемому ослаблению света далеких звезд. Свет частично поглощается, а частично – рассеивается мелкими твердыми пылинками. Наиболее сильное ослабление наблюдается в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь (на плоскость галактического диска). В этих направлениях, пройдя тысячу световых лет, видимый свет ослабляется примерно на 40 процентов. Если учесть, что протяженность нашей Галактики – десятки тысяч световых лет, то становится ясно, что мы можем исследовать звезды галактического диска лишь в небольшой его части. Чем короче длина волны излучения, тем сильнее поглощается свет, в результате чего далекие звезды кажутся покрасневшими. Поэтому межзвездное пространство прозрачнее всего для длинноволнового инфракрасного излучения. Лишь наиболее плотные газопылевые облака остаются непрозрачными даже для инфракрасного света.

Следы космической пыли можно увидеть и без телескопа. В безлунную летнюю или осеннюю ночь хорошо видно «раздвоение» полосы Млечного Пути в области созвездия Лебедя. Оно связано с близкими пылевыми облаками, слой которых закрывает лежащие позади них яркие области Млечного Пути. Можно найти темные участки и в других областях Млечного Пути. Наиболее плотные газопылевые облака, проектируясь на области неба, богатые звездами, выглядят темными пятнами даже в инфракрасном свете.

Иногда вблизи холодных газо-пылевых облаков располагаются яркие звезды. Тогда их свет рассеивается на пылинках и видна «отражательная туманность».

В отличие от эмиссионных туманностей, они имеют непрерывный спектр, как и спектр освещающих их звезд.

Изучая отраженный или прошедший сквозь облако свет звезд, можно многое узнать о частицах пыли. Например, поляризация света говорит о вытянутой форме пылинок, которые приобретают определенную ориентацию под действием межзвездного магнитного поля. Твердые частицы космической пыли имеют размер порядка 0,1–1 мкм. Вероятно, у них железо-силикатное или графитовое ядрышко, покрытое ледяной «шубой» из легких элементов. Графитовые и силикатные ядрышки пылинок, по-видимому, образуются в относительно прохладных атмосферах звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное пространство, где остывают и покрываются шубой из летучих элементов.

Полная масса пыли в Галактике составляет не более 1% от массы межзвездного газа, но и это немало, поскольку эквивалентно массе десятков миллионов таких звезд как Солнце.

Поглощая световую энергию звезд, пыль нагревается до небольшой температуры (обычно – на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля), а излучает поглощенную энергию в форме очень длинноволнового инфракрасного излучения, которое на шкале электромагнитных волн занимает промежуточное положение между оптическим и радиодиапазонами (длина волны – десятки и сотни микрометров). Это излучение, принимаемое телескопами, установленными на специализированных космических аппаратах, дает неоценимую информацию о массе пыли и источниках ее нагрева в нашей и других галактиках.

ГЛАВА 2. ЗВЕЗДЫ

1.   ВИДЫ ЗВЕЗД

Для начала дадим определение. Звезда — излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звезд. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды главной последовательности

Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890 — 1924 годах представлена в Таблице 2.

Коричневые карлики

Коричневые карлики — это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 1995 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y(в 2011 году его существование подтвердилось открытием нескольких звезд с температурой 300—500 К: WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 и WISE J205628.90+145953.3).

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты

Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменная звезда

Переменная звезда — это звезда, у которой за всю историю наблюдения хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать; также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами.

Типа Вольфа — Райе

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W.

Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа — Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.

Звёзды типа T Тельца

Звёзды типа T Тельца — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K.

Новые

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда. В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые

Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Гиперновые

Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой более 100 масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

Яркие голубые переменные (ЯГП), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (SDOR), — это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в БМО. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно самые яркие голубые звёзды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются исключительно редко.

Яркие голубые переменные

Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу на массу звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами во Вселенной. Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями (см. Эта Киля которая является наиболее близкой и наиболее изученной ЯГП). Из-за их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.

Современные теории считают, что ЯГП это только стадия эволюции очень массивных звёзд, которая позволяет им сбросить часть массы. Они могут эволюционировать в звёзду Вольфа — Райе, перед тем как взорваться как сверхновая или даже как гиперновая, если они не потеряют достаточно массы.

Ультраяркие рентгеновские источники

Ультраяркие рентгеновские источники (ULXs) — небесное тело с сильным излучением в рентгеновском диапазоне (1039 — 1042 эрг с−1 в диапазоне 0,5 −100 кэВ), квазипериодическим на масштабе порядка 20 с, шкала переменности от нескольких секунд до нескольких лет. Если предположить, что излучение изотропно, то для согласования с эдингтоновской светимостью, необходимо, чтобы масса гравитирующего тела была 10000Mʘ. О природе явления ведутся споры. Большинство моделей полагает, что в качестве источника излучения служит черная дыра, а вот о механизме высвечивания энергии единого мнения нет.

Нейтронные звёзды

На поздних стадия эволюции у звёзд с массой 8-10 Mʘ давление вырождённых электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Масса таких звезд начинается от предела Чандрасекара (1.44 Mʘ) и до предела Оппенгеймера — Волкова при диаметре порядка 10 км.

Ещё одной особенностью нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за несферического коллапса или как результат сохранения вращательного момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские пульсары.

Уникальные звезды

SS 433 (известный также как V 1343 Орла и 1908+05), или объект Стефенсона-Сандьюлика — двойная затменная звёздная система 14-й звёздной величины, включающая в себя два компонента. Один из них представляет собой массивную звезду высокой температуры (около 30 тыс. кельвинов) и светимости, а другой — компактную звезду (нейтронную звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в поле тяготения своего очень компактного соседа. Вокруг компактной звезды формируется аккреционный диск из перетекающего на неё вещества, который затмевает главную звезду раз в 13 суток. Спутник окружён облаком плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы порождают мощное рентгеновское излучение.

Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике пока не найдено.

2.  ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ

Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называть звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам, более 70 % звёзд в галактике кратные[13]. Так, среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных, из которых 10 двойных (в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд — Сириус). В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов.

Двойные звёзды

Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

Тесные двойные системы

Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): двойные системы, в которых происходит обмен веществом между звёздами. Расстояние между звёздами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и другие эффекты.

Звёздное скопление

Звёздное скопление — группа звёзд, имеющих общее происхождение, положение в пространстве и направление движения. Члены таких групп связаны между собой взаимным тяготением. Большинство из известных скоплений находится в нашей Галактике.

Открытие звёздных скоплений принадлежит английскому астроному Уильяму Гершелю. Всего им было описано около 2 тыс. скоплений. До наблюдений Гершеля считалось, что звёзды однородно распределены по всей Вселенной. Так было и во времена Исаака Ньютона. Но Гершель смог опровергнуть это мнение, доказав, что распределение звёзд в пространстве очень неравномерно. Многие из них собраны в тесные группы; Гершель дал таким группам название «звёздные кучи», а затем они были переименованы в «звёздные скопления». Несколько позже, в XIX веке, скопления были разделены учёными на два класса (а позднее к ним добавился ещё один).

Известны три класса звёздных скоплений: шаровые, рассеянные и ассоциации. Классы различаются между собой по внешнему виду, количеству звёзд и по расстояниям между компонентами скопления. Кроме того, существуют различия по химическому составу, возрасту, типам звёзд, входящих в группу, а также по расположению скоплений в Галактике.

Шаровое скопление — скопление звёзд, имеющее сферическую или слегка сплюснутую форму. Их диаметр колеблется от 20 до 100 парсек. Это одни из старейших объектов во Вселенной. Типичный возраст шаровых скоплений — более 10 млрд лет. Поэтому в их состав входят маломассивные старые звёзды, большинство из которых находится на завершающих стадиях своей эволюции. Как следствие, здесь много нейтронных звёзд, цефеид и белых карликов; предполагается также наличие чёрных дыр. Нередко в скоплениях происходят вспышки новых звёзд.

Шаровые скопления

Шаровые скопления отличаются высокой концентрацией звезд. К примеру, в кубическом парсеке в центре такого скопления находится от нескольких сот до десятков тысяч звёзд. Для сравнения: в окрестностях Солнца на объём более одного кубического парсека приходится только одна звезда.

Шаровые скопления возникли из гигантского догалактического облака, из которого впоследствии сформировалась Галактика. В Млечном Пути насчитывают более 150 шаровых скоплений, большинство из которых концентрируются к центру галактики.