Звездная астрономия опирается на большой набор характеристик звезд, звездных скоплений и других объектов, преимущественно полученных из наблюдений.
В первую очередь это позиционные данные: положение на небесной сфере, компоненты видимого движения на небесной сфере (так называемые собственные движения), расстояние от Солнца или тригонометрический параллакс. По доплеровскому смещению спектральных линий определяется лучевая скорость, которая наряду с собственными движениями отражает пространственные движения объектов.
К физическим характеристикам звезд относятся химический состав звездных фотосфер, видимый блеск в различных фотометрических полосах оптического, ультрафиолетового и инфракрасного диапазона, а также спектральный класс, характеризующий распределение энергии в спектре излучения. На основании наблюдательных данных вычисляются физические параметры: абсолютное энерговыделение звезд, эффективные температуры поверхности звезд, массы и радиусы звезд. В решении этих задач звездная астрономия тесно связана с методами астрофизики.
Изучение звезд и звездных систем сильно осложняется наличием пыли в галактиках, которая ослабляет видимый блеск звезд, искажает их цвета и спектральный состав излучения и, что немаловажно, искажает видимое распределение объектов. Полное поглощение в некоторых направлениях на центр галактики ослабляет видимый свет примерно в 100 млн раз. В ближнем инфракрасном диапазоне спектра (длина волны 1–5 мкм) поглощение света в 10–20 раз меньше. Помимо межзвездного поглощения, ограниченная чувствительность приемников излучения всегда приводит к неполноте звездных выборок и значительной недооценке численности звезд малой светимости.
Рубеж тысячелетий принес астрономии громадное число качественно новых наблюдательных данных, ныне включенных во «всенебесные» обзоры и базы данных. Подлинную революцию в определении расстояний до звезд сыграл космический эксперимент Гиппарх (HIPPARCOS). Успешно реализованы крупные наземные фотометрические и спектральные проекты: Слоановский обзор (SDSS) и двухмикронный обзор 2MASS. Они включают сотни миллионов объектов. Благодаря им намного яснее стала картина строения не только нашей Галактики, Млечного Пути, но и видимой Вселенной, населенной миллиардами галактик. Именно эти и некоторые другие современные астрономические базы данных служат важнейшими источниками информации для звездноастрономических исследований нашей и других галактик.
Изучение строения нашей Галактики и Вселенной в целом базируется на умении определять расстояния до астрофизических объектов разной природы: звезд, звездных скоплений и ассоциаций, газовых туманностей и галактик. Поэтому одной из наиболее важных задач звездной астрономии остается установление универсальной шкалы расстояний, связывающей воедино мир ближайших звезд и Большую Вселенную. Поскольку определение надежных расстояний прямыми геометрическими методами возможно лишь для ограниченного числа относительно близких звезд и звездных скоплений (не далее 300–700 световых лет), расстояния более далеких объектов определяются вторичными (косвенными) методами, и в основе лежит принцип «стандартной свечи», то есть сравнение видимого блеска объектов с их абсолютным энерговыделением.
«Стандартными свечами» могут служить звезды любого спектрального класса и класса светимости, но главнейшую роль в астрономии играют легко отождествляемые и яркие объекты, например некоторые типы переменных звезд: классические цефеиды, некоторые типы сверхновых звезд и другие, даже галактики в целом. Например, у цефеид — молодых желтых сверхгигантов — есть четкая связь между светимостью и периодом пульсаций. С ее помощью удается определять расстояния до далеких галактик, вплоть до расстояний в 70 млн световых лет.
Сверхновые звезды типа Ia в максимуме блеска — одни из ярчайших объектов во Вселенной — широко используются в космологии для определения самых больших (космологических) расстояний.
Взаимная калибровка светимостей «стандартных свечей» разных типов производится по звездным скоплениям или галактикам, содержащим как те, так и другие объекты. Определение светимостей «стандартных свечей» представляет собой пример эффективного поиска калибровочных связей звездных характеристик, важных для звездной астрономии и астрофизики.
Звездные населения нашей и других дисковых галактик многообразны. Старые звезды, представители первых поколений, населяют обширные сфероидальные гало, в которых звезды движутся преимущественно по вытянутым хаотически ориентированным орбитам. Напротив, более молодые звезды следующих поколений населяют сплюснутый быстро вращающийся диск. Они сильно отличаются от звезд гало по химическому составу: помимо водорода и гелия, в их недрах и атмосферах много более тяжелых химических элементов — кислорода, углерода, азота и других элементов, вплоть до железа, продуктов термоядерного синтеза.
Наиболее сложными для исследования являются галактический балдж — центральное уплотнение — и бароподобная вытянутая структура. По характерным скоростям вращения диска и скоростям звезд гало (порядка 200–250 км/с) масса барионного вещества в гигантских дисковых галактиках, таких как Млечный Путь и туманность Андромеды, оценивается в 100 млрд солнечных. Такие галактики окружены обширной «короной», состоящей из темной материи пока не известной природы, причем масса темной материи вплоть до расстояний порядка 700 световых лет примерно в десять раз превышает массу барионного вещества. Однако вклад темной материи в полную плотность вещества в солнечной окрестности незначителен — вероятно, не более 20–25%.
В современных работах по моделированию галактик учитывается их многокомпонентное строение, включающее не менее трех главных структурных компонентов: диск (тонкий и толстый), балдж (яркая центральная популяция звезд), сфероид (внутреннее и внешнее гало). Они различаются размерами, формами и законами для радиального изменения пространственной плотности. Наиболее сложно устроен тонкий диск, состоящий из целого ряда взаимопроникающих подсистем, различающихся возрастом (от сотен тыс. лет до 8–10 млрд лет), характерной толщиной (от 300 до 1200 световых лет) и кинематическими характеристиками. Радиус видимого диска Галактики составляет примерно 70 тыс. световых лет.
Самые молодые объекты диска Галактики концентрируются в спиральных рукавах. В солнечной окрестности (в пределах 10–15 тыс. световых лет от Солнца) видны фрагменты четырех спиральных рукавов: Внутреннего рукава, рукава Стрельца — Киля, рукава Персея и Внешнего рукава.
Изучение спиральной структуры Галактики сильно осложнено поглощением света межзвездной пылью. По этой причине картина глобального спирального узора Млечного Пути пока не ясна; однако, по данным о распределении молодых объектов и атомарного и молекулярного газа, это может быть достаточно туго закрученный четырехрукавный спиральный узор. Твердотельно вращающийся спиральный узор в галактиках не является материальным — в том смысле, что в разное время он состоит из разных объектов. По современным представлениям, спиральный узор — это волна плотности, распространяющаяся по вращающемуся и, следовательно, обладающему квазиупругими свойствами галактическому диску. Проходя по диску со сверхзвуковой скоростью (более нескольких км/с), волна плотности сильно сжимает газ и инициирует в нем начало образования звезд путем гравитационной фрагментации. Именно поэтому спирали в галактиках выглядят более голубыми по сравнению с остальным диском за счет преобладания в них ярких горячих молодых звезд.
Население Галактики различается не только пространственным распределением и кинематикой, но и химическим составом. Обычно он характеризуется относительным (по числу атомов) содержанием элементов, которые тяжелее гелия по сравнению с водородом — наиболее обильным элементом в звездах (~70% массы). Звезды сфероидального гало как наиболее старые объекты, сформировавшиеся из вещества, слабо обогащенного тяжелыми элементами, отличаются от звезд диска и от Солнца 10–200-кратным дефицитом тяжелых элементов. Звезды балджа имеют такой же возраст, как и наиболее старые звезды диска, но в среднем почти солнечный химсостав, в то время как звезды толстого диска на 1–2 млрд лет старше и имеют 3–5-кратный дефицит тяжелых элементов по сравнению с Солнцем.
Современные свойства населения различных подсистем Галактики определяются историей звездообразования. Один из ключевых моментов, важных для современного понимания истории звездообразования, — это наблюдательные данные о содержании элементов α-захвата (C, O, Mg и другие) по отношению к железу. Считается, что эти элементы выбрасываются в межзвездную среду преимущественно сверхновыми II типа (коллапсирующими массивными звездами), тогда как элементы пика железа — преимущественно сверхновыми типа Ia (термоядерный взрыв белого карлика). Обогащение элементами α-захвата происходит с характерным временем эволюции массивных звезд, то есть примерно за 100 млн лет, а железом — 1 млрд лет. Избыток магния, кислорода и некоторых других элементов по сравнению с железом в звездах гало, балджа и толстого диска свидетельствует о том, что их население сформировалось в кратковременных «вспышках» звездообразования, в то время как в тонком диске на протяжении всей его истории темп звездообразования был почти постоянным.
Звездная кинематика изучает закономерности движения звезд, газа и звездных скоплений в галактических подсистемах.
Для описания движения объектов в Галактике используется физический формализм, аналогичный гидродинамическому. Основное различие состоит в том, что объекты разной природы движутся в Галактике с разными скоростями — чем выше скорости их хаотического движения, тем меньше средняя скорость вращения рассматриваемой подсистемы объектов. Средняя скорость и дисперсии скоростей, отражающие хаотические движения, плавно меняются с пространственными координатами, и их значения уникальны для каждой галактической подсистемы. В итоге Галактика представляет собой смесь практически невзаимодействующих «частиц» — звезд разного типа, каждый из которых обладает своими кинематическими характеристиками. Скорость Солнца, как и любой звезды галактического диска, раскладывается на скорость общего вращения Галактики, равную приблизительно 240 км/с, и остаточную («хаотическую») скорость Солнца, составляющую примерно 15–20 км/с и направленную к созвездию Геркулеса.
Пока не до конца понятно, почему в нашей Галактике скорость хаотических движений звезд-карликов резко растет с их возрастом: наблюдения указывают на существование в диске Галактики эффективных механизмов векового роста хаотических скоростей, то есть эффективного «разогрева» звездного диска. Главными факторами могут служить сближения звезд с массивными молекулярными облаками, влияние спиральных волн плотности и некоторые типы гравитационной неустойчивости диска.
В начале XXI века с помощью крупнейших наземных телескопов было детально изучено движение десятков звезд в самом центре Галактики. Стало ясно, что высокие скорости звезд, достигающие тысяч км/с, можно объяснить наличием в самом центре Млечного Пути массивного компактного объекта. Размеры и ориентации их орбит и скорости позволили наиболее точно оценить как расстояние Солнца от центра Галактики, по современным данным близкое к 27 тыс. световых лет, так и массу центрального объекта — сверхмассивной черной дыры, — составляющую 4,5 млн солнечных.
К звездной астрономии тесно примыкает звездная динамика — это самостоятельная наука, исследующая строение, динамику и эволюцию звездных систем, в которых доминируют силы взаимного притяжения объектов. Звездная динамика связана тесными отношениями с другими разделами астрономии и физики, такими как небесная механика, гидродинамика, статистическая физика, аналитическая механика, кинетическая теория.
Отправной точкой звезднодинамических исследований является представление о регулярных и иррегулярных (случайных) гравитационных силах, действующих в звездной системе. Под действием регулярной силы, представляющей собой суммарное гравитационное поле всей звездной системы, звезда движется по сложной орбите. Из-за сближений с ближайшими соседями на регулярное гравитационное поле накладываются небольшие гравитационные возмущения, заставляющие звезду немного отклоняться от своей орбиты. Эти силы, называемые иррегулярными, приводят к обмену энергией между звездами, причем некоторые звезды приобретают скорости, превышающие вторую космическую, и уходят из гравитационно связанной системы.
Звездные сближения — основной механизм потери звезд, то есть «испарения» звездной системы. Эффекты потери звезд многократно усиливаются, если звездная система, например скопление, находится во внешнем гравитационном поле более массивной звездной системы. Речь идет о приливных силах, полным аналогом которых служат приливы в земных океанах, вызванные тяготением Луны и Солнца. Приливные силы облегчают потерю звезд и, разумеется, уменьшают время жизни звездной системы. В результате вдоль галактической орбиты звездного скопления в обе стороны развивается длинный шлейф, состоящий из звезд, когда-то бывших членами скопления и покинувших его за счет «испарения» и действия приливных сил.
Звезднодинамические эффекты заметно проявляются в эволюции групп галактик. В Местной Группе, включающей Млечный Путь, туманность Андромеды, туманность Треугольника, Магеллановы Облака и десятки карликовых спутников, а также множество шаровых скоплений, благодаря современным наблюдениям выделены многочисленные звездные шлейфы — следы приливного распада спутников Млечного Пути, и некоторые из них имеют длину в десятки тыс. световых лет. Поскольку их форма воспроизводит орбиту спутников нашей Галактики, шлейфы являются прекрасным средством исследования распределения вещества в Галактике, в том числе формы темного гало. Дальнейшая эволюция орбит с потерей энергии за счет динамического «трения» приведет к неизбежному полному распаду карликового спутника за время порядка миллиардов лет.
Еще более масштабные и впечатляющие взаимодействия, по-видимому, происходили на ранних этапах существования галактик. Не исключено, что при слиянии богатых газом спиральных галактик могли возникнуть гигантские эллиптические галактики. Таким образом, явления своеобразного галактического «каннибализма» были типичными на протяжении всей жизни галактик.
Литература
Куликовский П.Г. Звездная астрономия. М., 1985
Расторгуев А.С. Галактическая астрономия (лекционный интернет-курс). 2015. http://lnfm1.sai.msu.ru/~rastor/GA.HTM
Локтин А.В., Марсаков В.А. Звездная астрономия в лекциях (лекционный интернет-курс). 2010. http://www.astronet.ru/db/msg/1245721
Огородников К.Ф. Динамика звездных систем. М., 1958
Саслау У. Гравитационная физика звездных и галактических систем. М., 1989
Кинг А.Р. Введение в классическую звездную динамику. М., 2002
