Солнечная система

образовались из холодного газопылевого облака, окружавшего  Солнце  миллиарды

лет назад. Наиболее последовательно такая точка  зрения проведена  в  работах

советского ученого  академика О.Ю. Шмидта.

      В основе теории О. Ю. Шмидта  лежит мысль об образовании   планет  путем

объединения  твердых  тел  и  пылевых   частиц.   Возникшее   около   Солнца

газопылевое облако вначале состояло на 98% из водорода  и  гелия.  Остальные

элементы конденсировались в пылевые частицы. Однако  беспорядочное  движение

газа в  облаке  быстро  прекратилось:  оно  сменилось  спокойным  обращением

облака вокруг Солнца.[2]

      Пылевые частицы сконцентрировались  в центральной плоскости,  образовав

слой  повышенной  плотности.  Когда  плотность  слоя   достигла   некоторого

«критического«  значения, его собственное  тяготение  стало  «соперничать»  с

тяготением Солнца. Слой пыли оказался неустойчивым и  распался  на  отдельные

пылевые  сгустки.  Сталкиваясь  друг  с  другом,  они  образовали  множество

сплошных плотных  тел. Наиболее  крупные  из  них  приобрели  почти  круговые

орбиты и в  своем росте начали  обгонять  другие  тела,  став  потенциальными

зародышами  будущих  планет.  Как  более  массивные  тела,   новообразования

присоединили к  себе оставшееся вещество газопылевого облака. В конце  концов

сформировалось  девять больших планет, движение которых  по  орбитам  остается

устойчивым на протяжении миллиардов лет.

      Таким  образом,  почти  круговые  орбиты  планет  явились  результатом

осреднения орбит  тел,  объединившихся  в  планеты.  Деление  планет  на  две

группы связано  с тем, что в далеких  от  Солнца  частях  облака  температура

была низкой и  все вещества,  кроме  водорода  и  гелия,  образовали  твердые

частицы. Среди них преобладали метан, аммиак  и  вода,  определившие  состав

Урана и Нептуна. В составе самых  массивных  планет  -  Юпитера  и  Сатурна,

кроме того,  оказалось  значительное  количество  газов.  В  области  планет

земной группы температура была значительно выше, и все летучие  вещества  (в

том  числе  метан  и  аммиак)   остались   в   газообразном   состоянии   и,

следовательно, в  состав планет не вошли. Планеты этой группы  сформировались

в основном из силикатов  и металлов.

      Научная  теория   происхождения   Солнечной   системы   подтверждается

многочисленными наблюдениями. Однако сейчас еще нельзя сказать, что  процесс

образования планет досконально изучен. 

                            Звезды и их эволюция. 

      Звёзды-    горячие    гиганты,    излучающие    большое     количество

ультрафиолетовых  квантов,  ионизируют  вокруг  себя  межзвёздный  водород  в

значительной  области.   Размер  зоны  ионизации  в  очень  большой  степени

зависит от температуры  и светимости звезды. Вне  зон  ионизации  почти  весь

водород находится  в нейтральном состоянии.

      Звезды, за редчайшим исключением,  наблюдаются как "точечные" источники

излучения. Это  означает, что их угловые размеры  очень  малы.  Даже  в  самые

большие  телескопы  нельзя  увидеть  звезды  в   виде   "реальных"   дисков.

Подчеркиваю слово  "реальных",  так  как  благодаря  чисто  инструментальным

эффектам, а главным  образом неспокойностью атмосферы, в фокальной  плоскости

телескопов получается "ложное" изображение  звезды  в  виде  диска.  Угловые

размеры этого  диска редко бывают меньше одной  секунды дуги,  между  тем  как

даже для ближайших  звезд они должны быть меньше  одной  сотой  доли  секунды

дуги.

      Итак, звезда даже в самый большой  телескоп не может быть, как   говорят

астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем  измерять  только  потоки

излучения от звезд  в разных спектральных  участках.  Мерой  величины  потока

является звездная величина.

      Исключительно богатую информацию  дает  изучение  спектров  звезд.  Уже

давно  спектры  подавляющего  большинства   звезд   разделены   на   классы.

Последовательность  спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F,  G,

K, M. Существующая  система классификации звездных  спектров настолько  точна,

что позволяет  определить  спектр  с  точностью  до  одной  десятой  класса.

Например, часть  последовательности звездных спектров между классами  B  и  А

обозначается как  В0, В1 . . . В9, А0 и так далее.  Спектр  звезд в первом

приближении  похож  на  спектр  излучающего  "черного"  тела   с   некоторой

температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50  тысяч  градусов  у

звезд спектрального  класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса

М. В  соответствии  с  этим  основная  часть  излучения  звезд  спектральных

классов О и В приходиться на  ультрафиолетовую  часть спектра,  недоступную

для наблюдения с  поверхности земли.  Однако  в  последние  десятилетия  были

запущены специализированные искусственные спутники земли; на их  борту  были

установлены телескопы, с помощью которых оказалось  возможным  исследовать  и

ультрафиолетовое  излучение.

      Характерной особенностью звездных  спектров является еще наличие  у  них

огромного количества линий поглощения,  принадлежащих  различным  элементам.

Тонкий анализ этих линий позволил  получить  особенно  ценную  информацию  о

природе наружных слоев звезд.

      Химический состав наружных слоев  звезд, откуда к нам "непосредственно"

приходит их излучение, характеризуется  полным  преобладанием  водорода.  На

втором месте находится гелий,  а обилие  остальных элементов достаточно

невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов водорода  приходиться

тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного  меньше  углерода  и

азота и всего  лишь один атом железа. Обилие остальных  элементов  совершенно

ничтожно. Без преувеличения  можно сказать, что наружные  слои  звезд  -  это

гигантские водородно-гелиевые плазмы  с  небольшой  примесью  более  тяжелых

элементов.

      Хорошим индикатором температуры   наружных  слоев  звезды  является  ее

цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет;  звезды,

сходные с нашим Солнцем (спектральный  класс которого  G2),  представляются

желтыми, звезды же спектральных классов К  и М -  красные.  В астрофизике

имеется тщательно  разработанная и вполне  объективная  система  цветов.  Она

основана  на  сравнении наблюдаемых звездных  величин,  полученных   через

различные строго  эталонированные  светофильтры.  Количественно  цвет  звезд

характеризуется разностью двух величин, полученных через два  фильтра,  один

из которых пропускает преимущественно синие лучи  ("В"),  а другой  имеет

кривую спектральной чувствительности, сходную  с  человеческим  глазом("V").

Техника измерений  цвета звезд настолько высока, что по измеренному  значению

B-V можно определить  спектр звезды с  точностью   до  подкласса.  Для  слабых

звезд   анализ   цветов   -   единственная   возможность   их   спектральной

классификации.

      Знание спектрального класса  или цвета звезды сразу же  дает температуру

ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно  черные

тела  соответствующей  температуры,  то  мощность,  излученная  единицей  их

поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

      [pic]   - постоянная Больцмана

      Мощность  излучения  всей  поверхности  звезды,  или   ее   светимость,

очевидно будет равна

      [pic]   ( * ), где R - радиус звезды. Таким образом,  для определения

радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру  поверхности.

      Нам  остается  определить  еще  одну,  едва   ли   не   самую   важную

характеристику  звезды - ее массу. Надо сказать, что  это сделать  не  так  то

просто. А главное  существует не так уж  много  звезд,  для  которых  имеются

надежные определения  их масс. Последние легче всего  определить, если  звезды

образуют двойную  систему, для которой большая  полуось  орбиты  а  и  период

обращения Р известны. В этом случае массы определяются  из  третьего  закона

Кеплера, который  может быть записан в следующем  виде:

      [pic]  , здесь М1 и М2 - массы компонент системы,  G  -  постоянная  в

законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает  сумму масс  компонент

системы. Если к  тому же известно  отношение  орбитальных  скоростей,  то  их

массы можно  определить  отдельно.  К  сожаления,  только  для сравнительно

небольшого количества двойных систем можно таким  образом  определить  массу

каждой из звезд.

      В сущности говоря,  астрономия  не  располагала и не  располагает в

настоящее время  методом прямого и независимого определения массы   (то  есть

не входящей в  состав кратных систем) изолированной  звезды. И это  достаточно

серьезный  недостаток  нашей  науки  о  Вселенной.  Если  бы   такой   метод

существовал, прогресс наших знаний  был  бы  значительно  более  быстрым.  В

такой  ситуации  астрономы  молчаливо  принимаю,  что  звезды  с  одинаковой

светимостью и  цветом  имеют  одинаковые  массы.  Последние  же  определяются

только для двойных  систем.  Утверждение,  что  одиночная  звезда  с  той  же

светимостью и  цветом имеет такую же массу, как  и  ее  "сестра",  входящая  в

состав двойной  системы, всегда следует принимать  с некоторой осторожностью.

      Итак, современная астрономия располагает  методами определения основных

звездных  характеристик:  светимости,  поверхностной  температуры   (цвета),

радиуса, химического  состава и массы. Возникает важный вопрос:  являются  ли

эти характеристики независимыми?  Оказывается,  нет.  Прежде  всего  имеется

функциональная  зависимость, связывающая радиус  звезды,  ее  болометрическую

светимость  и  поверхностную  температуру.  Эта  зависимость  представляется

простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако,  давно

уже была обнаружена зависимость между светимостью  звезд  и  их  спектральным