В настоящее время в окрестностях Солнца исследованы все или почти все звезды за исключением карликовых, излучающих очень мало света. В непосредственных окрестностях Солнца — в радиусе около 20 световых лет — исследованы все видимые звезды — их около 100. Большинство среди них (2 /3 ) — это слабые красные карлики с массой в 3—10 раз меньше, чем у Солнца. Желтые небольшие звезды, похожие на Солнце, встречаются не так часто, их около б %. Белых и желтоватых звезд с массами от 1,5 до 2 Солнечных еще меньше. Вообще чем больше звезды, тем меньше их срок жизни, а значит, они реже встречаются. Из 50 ближайших звезд Солнце по звездной величине (4,85) уступает лишь четырем звездам — Альфа Центавра А (4,38), Сириус (1,47), Процион (2,66) и Альтаир (2,22).

Могут ли у ближайших звезд быть планеты, похожие на Землю, — пока не известно, но, вероятно, такие условия, как на нашей планете, встречаются довольно редко. Хотя, по некоторым оценкам, уже в радиусе 100 световых лет можно с долей большой вероятности считать наличие хотя бы одной планеты, похожей на Землю. Правда, наличие на ней разумной цивилизации маловероятно (по грубым оценкам, во всей нашей Галактике сейчас может быть от нескольких единиц до сотен и даже тысяч разумных цивилизаций).

В сфере радиусом 50 световых лет вокруг Солнца находится 480 звезд:

— 8 молодых горячих и ярких звезд класса А (типа Веги и Сириуса).

— 21 менее горячих звезд класса F (Процион).

— 58 желтых звезд спектрального класса G (Солнце, Альфа Центавра).

(Звезды класса О и Р считаются перспективными с точки зрения нахождения планет в пригодной для жизни зоне).

— 107 менее перспективных звезд класса К, холоднее нашего солнца (Эпсилон Эридана)

— 282 бесперспективных холодных красных звезд класса М или красных карликов (Проксима).

Большое количество красных карликов объясняется их длительным циклом жизни — 50 млн. лет и более. Известно, что звезды всех классов имеют приблизительно одинаковый состав (в основном это водород и гелий), а различие их — из-за большой разницы в массе и температуре. Спектральные классы в порядке убывания температуры имеют следующую последовательность: O D A F G K M. Для ее запоминания даже придумали фразу: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”.

Температура поверхности звезд может меняться от 2000 до 30 000 градусов и более. Самыми большими звездами являются сверхгиганты, так Бетельгейзе (расстояние 700 световых лет) из созвездия Ориона почти в 400 раз больше Солнца. Массивные и яркие звезды горят интенсивнее и быстрее выгорают до тяжелых атомов, затем взрываясь от избытка давления и нехватки термоядерной энергии, уравновешивающей гравитацию.

Среднее расстояние между звезд в окрестностях Солнца — в среднем 5—6 световых лет. Пока мы хорошо не изучили ни одной планетной системы, кроме нашей, нельзя судить, насколько она типична или уникальна, даже о далеких звездах нам пока известно гораздо больше. Тем не менее уже сейчас обнаружено много планетных систем, в которых планеты-гиганты вращаются на малых орбитах, там, где в нашей системе находятся планеты земной группы. А так как условия, пригодные для жизни, могут возникнуть только на “малых” планетах, то такие системы для жизни непригодны, даже если их планеты и попадают в экосферу звезды.

Желтые карлики занимают центральную часть главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга—Рессела. К этому типу звезд относятся звезды спектральных классов F и G. Самым примечательным в звездах этого типа является то, что к ним относится и наше родное Солнце.

Солнце — вполне типичный желтый карлик, а потому модель Солнца можно рассматривать как модель желтых карликов. Естественно, что внутреннее строение Солнца представляет особый интерес. Было рассчитано несколько моделей внутреннего строения Солнца, отличающихся численными значениями некоторых параметров. Особенно в этом плане важен внутренний химический состав звезды. Дело в том, что типичный красный карлик имеет более или менее постоянный химический состав во всем объеме, так как из-за малой светимости за время существования галактики его состав мало изменился. Совсем другое дело — Солнце.

Возраст Солнца известен — около 5 миллиардов лет. За такой огромный срок уже можно ожидать некоторого уменьшения содержания водорода в центральной части нашего светила, так как заметная часть первоначального запаса водородного горючего Солнца уже израсходована — все-таки Солнце светит очень долго… Тут-то и кроется известная неопределенность в расчете модели Солнца, которая должна быть неоднородной. Какой процент солнечного водорода “выгорел” и в каком объеме? Ведь можно варьировать и объем, и процент “выгоревшего” водорода, что и делается в различных моделях. Любопытно, что температура в ядре Солнца почти не зависит от конкретных особенностей различных моделей. Она близка к 14 миллионам Кельвинов. Это означает, что основной термоядерной реакцией в недрах Солнца является протон-протонная реакция, хотя небольшой вклад дает также углеродно-азотный цикл.

Считается, что в центральной области Солнца содержание водорода равно 50%, и оно плавно растет до тех пор, пока на расстоянии от центра, равном 0,25 радиуса, становится равным около 75%, после чего, вплоть до самой поверхности, остается постоянным. Так же как и у красных карликов, у этой модели Солнца нет конвективного ядра, однако размеры наружной конвективной зоны значительно меньше. Заметим, что эта зона содержит всего около 2% массы Солнца. Центральная плотность Солнца довольно велика — она больше, чем у моделей звезд как верхней, так и нижней частей главной последовательности и равна 135 г/см3 , что почти в 100 раз превосходит среднюю плотность. Такая большая концентрация массы к центру естественно объясняется частичным “выгоранием” водорода в центральных областях нашего светила.

Кроме Солнца характерными желтыми карликами на нашем небе являются, например, Толиман, Хара, Дабих, Альхита и др. Это далеко не самые яркие звезды нашего неба. Так, самая близкая к солнцу звезда — Толиман (если не считать маленькую Проксима Центавра) является звездой 0-й звездной величины и самой яркой звездой среди желтых карликов. Толиман находится в созвездии Центавра и является одной из звезд сложной системы из шести светил. Толиман является звездой спектрального класса G.

Примером звезды класса F является Дабих (Бета Козерога), удаленная от нас на 350 световых лет, однако она является столь яркой (третья звездная величина) из-за второго компонента — горячей звезды спектрального класса А-0, находящегося очень близко.

Еще одна близкая к Солнцу звезда HD 82943 принадлежит к числу желтых карликов спектрального класса G. По температуре и химическому составу она похожа на наше Солнце. Также известно, что, подобно Солнцу, HD 82943 имеет, по крайней мере, две гигантские планеты, но их орбиты, в отличие от орбит газовых гигантов Солнечной системы, далеки от круговых, что приводит к периодическим тесным сближениям планет с центральной звездой. Сейчас астрономы имеют убедительные наблюдательные доказательства того, что HD 82943 имела больше планет, однако поглотила их.

Солнечная система располагается лишь в 10 парсеках над центральной экваториальной плоскостью галактического диска, на краю одного из его спиральных рукавов, светящегося в межгалактическом мраке голубоватым свечением ионизированного водорода, и скоплений горячих молодых звезд, и потому почти вся толща галактического диска Млечного Пути из сотен миллиардов звезд и тысяч парсек межзвездного газа и пыли заслоняет от нас остальную Вселенную с ее бесчисленными островами галактик. Наше солнце — рядовая желтая звезда Главной Последовательности, член т. н. рукава Ориона нашей галактики: в нем находится бесчисленное множество звезд всех спектральных типов, среди них в одном направлении от Солнца в созвездии Ориона находятся красный сверхгигант Бетельгейзе (на расстоянии 427.5 световых лет) и голубой сверхгигант Ригель (772,9 световых лет от нас), а почти в противоположном направлении в созвездии Лебедя — белый сверхгигант Денеб (удаленный от Солнца на 3229,3 световых лет) и яркий оранжевый гигант Альбирео (385,5 световых лет), который со своим спутником образует красивейшую двойную звезду.

Помимо нашего рукава Ориона галактика Млечный Путь имеет рукав Стрельца, который лежит между Солнцем и центром галактики в направлении созвездия Стрельца, и рукав Персея, тянущийся от дальней стороны галактического центра по направлению к той области галактики, которая находится за Солнцем.

Солнце вращается вокруг центра нашей галактики. Млечный Путь на расстоянии около 8 килопарсек от ее центра по несколько наклоненной к плоскости галактического диска (Galactic Plane) орбите со скоростью около 250 км /с , делая полный оборот примерно за 200 миллионов лет, и потому еще 18 миллионов лет назад Солнечная система располагалась на высоте 100 парсек над экваториальной плоскостью Млечного Пути — тогда Вселенная с ее бесчисленными звездными материками галактик была видна гораздо лучше.

За толщею Млечного Пути от нашего взора скрыты самые грандиозные объекты локальной Вселенной, слабо наблюдаемые лишь с помощью изощренной техники в радио-, инфракрасном и рентгеновском диапазоне — суперскопление галактик Персей-Печь (около 1000 галактик!), до которого около 300 миллионов световых лет (мы видим его таким, каким оно было во времена каменноугольного периода на Земле, когда мириады фасеточных глаз насекомых отражали дремучие болотистые леса из гигантских хвощей, плавуновых-липодендронов и папоротников) и Великий Аттрактор (более 600 галактик). Именно гравитационное состязание этих сверхмасс главным образом ответственно за движение нашей весьма скромной Местной Группы, в которую помимо Млечного Пути входят Туманность Андромеды, галактика М-33 в созвездии Треугольника, связанные с нашей галактикой Большое и Малое Магеллановы Облака и малые галактики, находящиеся в сфере мощнейшего гравитационного влияния Туманности Андромеды. Туманность Андромеды и наш Млечный Путь являются доминирующими галактиками в Местной Группе, причем Туманность Андромеды, от которой свет до нас летит более двух миллионов лет расстояние в 725 килопарсек, больше нашей галактики, однако плотность вещества в ней меньше — видимо, вследствие поглощения ею малой галактики (об этом свидетельствует и двойное ядро Туманности Андромеды).

Нейтронные звезды — компактные объекты с массами около 1,4 массы Солнца и радиусами около 10 км, образующиеся из массивных звезд после вспышки сверхновой. Нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов.

Нейтронные звезды являются одними из самых интересных астрофизических объектов с физической точки зрения. Для них характерны такие явления и свойства, как: сверхтекучесть, сверхпроводимость, сверхсильные магнитные поля, излучение нейтрино, эффекты специальной и общей теории относительности. В недрах нейтронных звезд могут существовать экзотические формы материи (конденсаты различных элементарных частиц, кварковое вещество).

Сразу после открытия нейтрона советский физик Л.Д.Ландау (1908—1968) показал, что возможны макрообъекты, состоящие в основном из нейтронов — нейтронные звезды. Такие объекты устойчивы благодаря давлению вырожденного газа. Но это не газ электронов, как в случае белых карликов, а газ нейтронов. Так как нейтроны почти в 2000 раз тяжелее электронов, то длина их волны де Бройля намного меньше, и для достижения вырождения необходимы большие плотности. Поэтому примерно при той же массе (порядка солнечной) нейтронные звезды в тысячу раз меньше белых карликов и имеют размеры около 10 км. Эти параметры соответствуют плотности около 1014 г/см3 , что порядка плотности атомного ядра.

В 1934 г. Вальтер Бааде (1893—1960) и Фриц Цвикки (1898—1974) предсказали, что нейтронные звезды могут рождаться во вспышках сверхновых. Однако в целом предсказания были малообещающими с астрономической точки зрения: светимость, связанная с тепловым излучением нейтронной звезды, ничтожно мала, и в середине XX века не было никакой надежды обнаружить нейтронные звезды.

Нейтронные звезды были неожиданно открыты как радиопульсары в 1967 г. в Англии. Радиопульсары — источники периодических всплесков радиоизлучения. В ходе исследований мерцаний космических радиоисточников Джоселин Белл, работавшая под руководством Энгони Хьюиша, обнаружила строго периодический радиосигнал. После того как была отброшена гипотеза об искусственном происхождении сигнала (его связывали с внеземной цивилизацией), наблюдения были рассекречены, и в течение очень короткого времени радиопульсары были отождествлены с нейтронными звездами. За это открытие и вклад в радиоастрономию в целом Э.Хьюиш получил Нобелевскую премию по физике.

Излучение радиопульсаров связано с мощным магнитным полем нейтронных звезд (около 1012 гаусс) и быстрым вращением (периоды радиопульсаров лежат в дипазоне от 0,0015 до примерно 8 секунд). Вращающийся магнит излучает, если магнитная ось и ось вращения не совпадают. Чем больше магнитное поле и скорость вращения, тем больше мощность излучения.

Однако оказалось, что еще за пять лет до открытия радиопульсаров нейтронные звезды уже наблюдались, но не в радио, а в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. с помощью детектора, установленного на ракете (рентгеновские лучи поглощаются атмосферой), был открыт источник в созвездии Скорпиона. В 1970-е гг. было открыто множество подобных источников. Исследования показали, что рентгеновское излучение приходит от нейтронной звезды, входящей в тесную двойную систему.

Когда двойные звезды достаточно близки друг к другу, возможен перенос вещества с одной звезды на другую. Этот процесс называется аккрецией. Если аккреция идет на нейтронную звезду, то выделяет большое количество энергии. Это связано с компактностью нейтронных звезд, благодаря чему падающее вещество приобретает гигантскую скорость (близкую к скорости света). Кинетическая энергия падающего вещества после столкновения с поверхностью (или в диске вокруг звезды) переходит в тепло. И оно излучается в рентгеновском диапазоне, т.к. температура достигает нескольких миллионов градусов.

Если на нейтронную звезду выпадет слишком много вещества, то она может превратиться в черную дыру, т. к. ничто (в том числе и давление вырожденного нейтронного газа) не сможет противостоять гравитации.

Нейтронные звезды образуются из массивных звезд с массами от 8—10 до 30—40 солнечных масс. Из более массивных звезд образуются черные дыры. Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой — колоссальным взрывом ядра массивной проэволюционировавшей звезды. После взрыва кроме нейтронной звезды остается разлетающееся вещество — остаток сверхновой. Один из самых известных — Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Остатки сверхновых излучают в основном в радио-, оптическом и рентгеновском диапазонах спектра. Излучение связано с движением электронов и имеет нетепловую природу.

Молодая нейтронная звезда может наблюдаться как радиопульсар, а также как слабый источник в оптическом и рентгеновском диапазонах. Это возможно, т. к. молодая нейтронная звезда очень горяча, ее температура порядка сотен тысяч градусов.

Оценки показывают, что в нашей Галактике должно быть несколько сотен миллионов нейтронных звезд. Большинство из них старые одиночные объекты. Они не излучают радиоволны (стадия пульсара для одиночной звезды длится 107—108 лет). Единственная возможность увидеть их — аккреция межзвездного вещества. Но это очень слабые объекты рентгеновского диапазона. Кроме того, исследования показывают, что лишь несколько процентов старых нейтронных звезд находятся на стадии аккреции. Поэтому большинство объектов этого типа недоступны для наших наблюдений.

В последнее время большое развитие получили исследования слияния двойных нейтронных звезд. Если в состав тесной двойной системы входит два компактных объекта (нейтронные звезды или черные дыры), то они будут довольно быстро сближаться за счет излучения гравитационных волн, предсказанных общей теорией относительности. В случае достаточно тесной системы слияние произойдет за время, меньшее возраста Вселенной. В 1970-е гг. была открыта первая такая система, состоящая из двух нейтронных звезд. За это открытие Р.Халс и Дж.Тейлор в 1993 г. получили Нобелевскую премию по физике. Эта система сольется через несколько сотен миллионов лет.

При таком слиянии выделяется колоссальное количество энергии (больше, чем при взрыве сверхновой). Слияния связывают с космическими источниками гамма-всплесков. Кроме этого, заканчивается строительство нескольких крупных детекторов гравитационных волн, которые позволят зафиксировать гравитационно-волновой всплеск при слиянии двойных компактных объектов. Это позволит получить много новых данных по физике нейтронных звезд.