|
|
|
 |
Новости | Конференция | Чат | База данных | Творчество | Сообщество | О сайте | English |
|
Помощь сайту |
 |
 |
 |
 |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Автор: Алексей Крамаренко aka Rokar НЕКОТОРЫЕ РАССУЖДЕНИЯ О СТАТИСТИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ Вместо Введения Популярной (и не только) литературы об астрономии и астрофизике много (даже слишком), но, к сожалению, либо эта литература слишком популярна, либо за морем формул и теоретических рассуждений света не видно. В слишком популярной литературе можно найти рекомендации о том, как с помощью полевого бинокля можно открыть новую звезду (в наше то время!?), где искать планеты на небе или как вообще правильно смотреть вверх (утрирую). Толку от этих рекомендаций никакого, только голову задуришь себе и другим. В более-менее профессиональной литературе без предварительной подготовки (желательно ВУЗовской) не разберешься. Поэтому тем, кто желает проверить мои рассуждения и выводы, рекомендую запастись терпением, немного подучиться на физфаке, матфаке, физмате или чем-нибудь подобном – главное, чтобы давались ВУЗовские азы по физике и математике. По ходу дела можно ознакомиться с «Очерками о Вселенной» Воронцова-Вельяминова (читается легко, навроде неплохого НФ-произведения) и «В глубины Вселенной» Ю.Ефремова (это уже сложнее). Поднабравшись знаний и опыта можно переходить к И.С.Шкловскому и прочим. Но это – если очень хочется и время есть. А коли нет желания и времени, прошу поверить на слово – постороить более-менее правдоподобную картину Галактики очень даже непросто. Статистики мне удалось выцепить много, да вот как ее систематизировать? Все ведь строится на апроксимациях и численных моделях того или иного объекта (явления). Зачастую связи между разными кусками этих моделей и не найдешь. Ну это так – сентенции. Можно, пожалуй, на этом закруглиться и перейти к основной части. Сразу предупреждаю: рассуждения будут на уровне средней школы, кому неинтересно, лучше не читайте дальше. Строение Галактики или Кое-что о статистике звезд Во-первых, размеры Галактики — 100000с.л Х 12000с.л. (по некоторым данным она чуть толще, но сути это не меняет) – этакий блин достаточно приличных размеров. Количество звезд, составляющих ее, — около 150-160 млрд. Нас (меня, по крайней мере) интересует, а как они распределены в этом огромном блине, как распределены по спектральным классам, и где лучше всего искать подходящие для жизни планеты, а, может быть, и цивилизации. Сначала коротко о распределении по спектрам. Тут оказалось все просто. Существует, грубо говоря, четыре основных последовательности с довольно четким распределением по спектрам, со всеми вытекающими из этого выводами. 1. Гиганты и сверхгиганты: звезды, в первую очередь, больших размеров и огромной светимости; очень холодные и редко встречающиеся. Спектральные классы, в основном, поздние, т.е. K и M. Но встречаются и желтые гиганты классов F и G. Распределяются они по спектрам примерно в параболической зависимости, причем, самая нижняя часть параболы. Точных цифр я не нашел (пока!), но примерное соотношение выяснить удалось (да простят меня специалисты): 1-2-4-10 от F к M. Причем, что удивительно, чем холоднее звезда, т.е. чем более поздний ее класс, тем она ярче. И это, оказывается, довольно легко объяснить. Просто F, G и K гиганты – суть промежуточные состояния раздувающейся зведы. А чем больше ее размеры, тем больше светимость звезды. Заканчивается это раздувание для них очень плохо. Большая часть тихо-мирно освобождается от своей толстой шубы и доживает свой век в облике белого карлика или нейтронной звезды. Но некоторые экземпляры, особо толстые (читай массивные), взрываются со страшным «грохотом», становясь сверхновыми. Раздел гигантов и сверхгигантов представлен очень немногочисленно. Их в Галактике всего около 0.01% от общего числа звезд, т.к. живут они недолго. 2. Главная последовательность: здесь поселились звезды всех спектральных классов и самых различных габаритов – от красных карликов до гигантских голубых звезд класса O (может быть даже есть и более «синие», чем O5). В этом разделе звезд самой многочисленной группой являются красные карлики, по размерам меньше нашего Солнышка раза в два-три. От них один конец кривой резко падает вниз, к красным карликам микроскопических, в звездном понимании, размеров, а второй более полого уходит через классы K, G и F к классам A и B и тянется где-то около нулевой отметки до O5, а может быть и дальше. Объясняется это тем, что горячие яркие звезды «выгорают» быстрее, чем более холодные, с одной стороны, и тем, что превращение в звезду очень маленьких масс газа – процесс очень длительный. Кроме того, звезда не может быть бесконечно малой величины. Есть предел массы, меньше которой звезд не бывает. Количество звезд главной последовательности по разным оценкам колеблется от 25% до 35-40%. Львинная доля от этого количества (около 90%) приходится на слабые оранжевые и красные карлики. Звезд, похожих на Солнце, хотя бы отдаленно, в Галактике не так уж и много – примерно 2% от общего количества звезд. Распределены звезды Главной последовательности достаточно «плоско», т.е. близко к плоскости Галактики. И, что примечательно, на расстоянии более 100пс. от плоскости горячих звезд O и B классов днем с огнем не сыщешь. 3. Субкарлики: это, как и гиганты, звезды поздних спектральных классов, лежащие несколько ниже главной последовательности, т.е. они меньше по размерам и массам(?). Это объясняется тем, что звезды это старые (возраст большинства из них примерно равен возрасту Галактики), а посему горячие звезды этой последовательности успели «сгореть». Субкарлики почти целиком состоят из водорода и гелия и поэтому имеют при меньшей массе большую светимость, чем звезды главной последовательности, – они более прозрачны. Количество субкарликов очень велико – по разным оценкам от 50% до 70% от общего количества звезд. Размещаются они по всему «блину» Галактики с явным радиальным распределением, чем дальше от центра, тем их меньше. 4. Белые карлики, нейтронные звезды и пр.: это – довольно многочисленная группа «мертвых» звезд, т.е. звезд, которые прошли стадию субкарликов или главной последовательности и стадию гигантов (сверхгигантов), успели сжечь все, что могло гореть, и «потухли». Белые карлики принадлежат классам B, A, F; нейтронные звезды еще горячее, их температуры могут достигать нескольких миллионов градусов. Распределены они по всему объему, как и субкарлики, что легко объяснить. Горячие звезды ведь «вымирают» во всем объеме. Правда, наблюдаемые сейчас нейтронные звезды все таки тяготеют к плоскости, но это объясняется тем, что их можно наблюдать только в активном состоянии, а оно длится очень недолго – около 2 млн. лет. Значит, старые нейтронные звезды уже совсем «утухли». Кроме того, это не такой уж и яркий класс объектов, чтобы их можно было обнаруживать на больших расстояниях. Количество этой группы звезд – порядка 10% от общего. Про черные дыры я специально ничего не сказал, т.к. это – весьма проблематичный объект. Еще вопрос, а существуют ли они, хотя по многим данным все же получается, что они есть. Вот, в общем, и все о количественном и качественном распределении звезд в Галактике. К выше сказанному можно добавить, что количество гигантов может оказаться значительно больше за счет шаровых скоплений, каждое из которых насчитывает миллионы звезд 3, 4 и 1 групп. Но шаровых скоплений не так уж и много, хотя и включают они в себя миллионы звезд. Но ведь не миллиарды! Что еще? Ах да! Спирали! Ну со спиралями все просто, помножте среднее количество звезд на данном расстоянии от центра на ~10 и получите плотность звезд в спирали. Они просто медленнее через нее движутся, вот и получается некое подобие дорожной пробки. В следующей «главе» я собираюсь высказать некоторые соображения о том, где лучше всего искать братьев по разуму и почему именно там. Планеты и Планетные системы У любого странствующего космонавта рано или поздно появляется вопрос: «А где бы мне найти кого-нибудь живого?» И правда, а где можно найти «брата по разуму»? Ясно, что космос (в смысле – открытый) – не совсем подходящее место для обитания. Лучше всего найти какую-нибудь планету, желательно с атмосферой и возле достаточно теплой звезды. Прошу заметить – теплой, а не горячей! А это, как раз, звезды классов F, G и K. В некоторых случаях могут подойти и звезды классов A и M. Но первые слишком горячие, поэтому планета должна быть далеко от такой звезды, а вторые слишком холодные, поэтому нужна близкая к звезде планета. Но все это – для тех, кто страдает без тепличных условий. Настоящему космическому волку подойдет и астероид, лишь бы на нем кто-нибудь еще жил. Так где же искать этот астероид? Ведь не все звезды, очевидно, имеют планеты и пленетные системы. Для начала нужно отсеять те звезды, у которых заведомо не может быть планетных систем. Это: 1. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. 2. Субкарлики 3. Большая часть гигантов и все сверхгиганты. Первая группа звезд выпадает, потому что это – мертвые звезды. Если они когда-то и имели планеты, то в процессе умирания звезды эти планеты, скорее всего, были уничтожены. По аналогичной причине выпадает и третья группа звезд, только они еще не до конца «умерли». А что же с субкарликами, самой многочисленной группой в Галактике? А сними дело обстоит так. Они образовались в то время, когда Галактика была еще очень молода. Тяжелых, по сравнению с водородом и гелием, элементов было очень мало или не было совсем. Поэтому планетам просто не из чего было образовываться. Хотя планеты типа Юпитера и могли возникнуть, но вот планет с твердым ядром (если только это не смерзшийся газ) там быть не должно. Поэтому о «могучих содружествах шаровых скоплений» можно забыть. Правда, с течением времени в этих областях могли, и должны были, появиться значительные скопления тяжелых элементов. Ведь они образуются в недрах звезд и именно оттуда, в процессе умирания звезды, поставляются в межзвездное пространство. Но условия возникновения планет настолько специфичны, что вероятность того, что планетная система образовалась много позже своего солнца, очень мала. Хотя можно и поискать. Если кто найдет, пусть сообщит мне. Значит остается небольшая (относительно) группа гигантов и субгигантов (недоделанных гигантов) и звезды Главной последовательности. Тут нужно учесть, что половина, или даже больше, звезд – кратные системы, т.е. «кучкуются» в пределах гравитационного взаимодействия. Это, вероятнее всего, — минус в их пользу, но не очень большой. Если звезды одной системы находятся на достаточно большом расстоянии друг от друга, то ничто им не мешает иметь планетные системы, причем каждой собственную. А если расстояние маленькое? До недавних пор считалось, что такие системы не могут иметь устойчивых орбит для планет, и планеты просто будут разорваны приливными силами, если в принципе смогут появиться в такой системе. Но не так давно была выдвинута обоснованныая гипотеза (не помню кем, каким-то японцем), что все же устойчивые орбиты в таких системах могут существовать. Планеты могут вращаться либо по орбитам внешним для обоих (всех) звезд системы, на которых эти звезды можно считать за одну, либо по орбитам, находящимся в пределах Роша для звезды. Итак, кратность — вовсе не помеха для планет. Более того, что такое – звезда с планетной системой, как не кратная звездная система! Так, все таки, сколько звезд может иметь планеты и планетные системы? Во-первых, все звезды классов G, K и M. Ну или почти все, за редким исключением. Оказывается, все звезды этих классов медленно вращаются, а это прямо связано с наличием каких-либо спутников. Скорости их собственного вращения меньше 100 км/с, а должны быть, согласно расчетам порядка нескольких сотен (300-500) км/с. Значит, что-то у них отобрало лишние километры! Возмем для примера нашу систему. Наибольшим моментом движения в нашей системе обладает Юпитер – 190 против 6 у Солнца. Далее идут Сатурн, Нептун и Уран (в порядке убывания). Эти четыре планеты «съедают» 99% всего момента движения системы, который, в свою очередь зависил от начального момента движения протоСолнца. Вот и получается в итоге скорость вращения Солнца не расчетные 500 км/с, а всего 20 км/с. А если еще учесть, что кратность звезд – не помеха для планет, то как раз и получается это «во-первых». Во-вторых, большая, если не все, часть звезд с классами F5-F9, по той же самой причине, что и во-первых. В-третьих, около 20-30% звезд всех прочих спектральных классов, все по той же причине – малый собственный момент движения. Из этого числа нужно, конечно, выкинуть кратные звезды, у которых компоненты близки к друг другу и по расстоянию и по массе. Такие компоненты будут активно тормозить друг друга и превращать собственный момент движения в момент движения системы в целом. Но таких систем на самом деле в Галактике не очень много. Теперь о том, как обстоит дело с остальными звездами. Придется, видимо, отсеять все звезды класса O и большую часть звезд класса B просто потому, что время их жизни меньше необходимого для образования планет (это примерно 250-300 млн. лет). Хотя есть мизерный шанс, что такая звезда где-то на своем пути «украдет» у менее массивного соседа его планеты. А как же обстоит дело с быстро вращающимися планетами? Возмем (опять!) нашу систему. Все планеты группы Земли (Меркурий, Венера, Земля и Марс) со своими спутниками имеют суммарный момент движения менее 16% от момента Солнца. Т.е. быстро вращающимся звездам ничто не запрещает иметь планеты с массами, много меньшими их собственной, и находящимися на достаточно небольших расстояниях от своего светила. Теперь о гигантах и субгигантах. Все вышеизложенное относится и к ним с поправкой на то, что они могли просто уничтожить уже свою планетную систему на стадии раздувания. Небольшое резюме: Большая часть звезд Главной последовательности, а так же сравнительно небольшие гиганты и субгиганты, может и должна иметь свои планетные системы. Эта часть — ни много, ни мало – более 90% всех звезд этой группы или около 34 млрд. звезд нашей галактики. Многовато получается!? Жизнь Эта глава для любителей тепличной жизни, которые не могут себе представить, как можно обходиться без теплого солнышка, травки, птичек и всего прочего, что есть на нашей Земле. Самое первое, что приходится вспомнить в этом случае, — что более-менее развитая жизнь на планете может появиться только спустя 2-3 млрд. лет после образования самой планеты (по крайней мере на Земле было именно так). Значит, если возраст планетной системы меньше этого срока, то на наличие жизни в системе расчитывать не приходится. Если, к тому же, учесть, что возраст звезд класса A колеблется от 400 млн. до 4 млрд. лет, то планеты, имеющие жизнь, возле таких звезд все-таки можно найти. По крайней мере, возле звезд класса A7 и более поздних классов. Далее. Жизнь, основанная на кислороде и воде, может существовать только там, где вода достаточно длительное время остается в жидком состоянии. Для горячих звезд этот диапазон шире, для более холодных – уже. По массам разница планет может быть очень большой: от массы, чуть меньшей массы Земли, до массы, в десять раз большей. Естественно, что у самых холодных звезд, красных карликов, вероятность существования таких планет очень низка. Но у них гораздо выше вероятность существования планет с жизнью, основанной на азоте и аммиаке. Температуры в этом случае намного ниже, но жить (только не землянам) можно. Подводя итог, можно сказать, что жизнь земного типа, т.е. кислородно-водная может существовать в планетных системах звезд классов A7-K7. У звезд более позднего спектрального класса существование таких планет маловероятно. Зато резко повышается вероятность существования азотно-аммиачной жизни. У горячих звезд классов A и F может быть даже несколько «живых» планет, т.к. диапазон расстояний, на которых вода остается жидкой, достаточно велик. Вместо заключения Из всего выше сказанного можно сделать вывод, что наша Галактика достаточно сигментирована. Т.е. отсутствует плавный переход между большинством из основных групп звезд. Поэтому, при построении модели нужно ориентироваться на распределение конкретных групп, а не пытаться вводить некие общие формулы распределения. Далее, планетные системы – это не редкость в Галактике, а правило. По крайней мере, это относится к звездам Главной последовательности. Да и наличие жизни в этих планетных системах не должно являться редкостью. Я выше уже приводил цифру 34 млрд. Именно такое количество звезд может иметь планетные системы. Большая часть из них может иметь и планеты, имеющие жизнь в том или ином проявлении. А это, ни много, ни мало, около 15-20 млрд. звезд. Можно найти конкурента в освоении Галактики?
|
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
 |
 |
 |
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Дизайн Elite Games V5 beta.18 EGM Elite Games Manager v5.17 02.05.2010 |
|
