Физическая природа звезд

Цвет, тем­пе­рату­ра, хи­мичес­кий сос­тав и спек­тральные клас­сы звезд. Каж­дая звез­да — ги­гант­ский рас­ка­лен­ный плаз­менный шар, ко­торый из­лу­ча­ет в кос­ми­чес­кое прос­транс­тво все ви­ды элек­тро­маг­нитных волн. Да­же рас­смат­ри­вая не­бо не­во­ору­жен­ным гла­зом, мож­но за­метить раз­личный цвет звезд. Это про­ис­хо­дит по­тому, что мак­си­мум из­лу­чения звезд при­ходит­ся на раз­личные дли­ны волн. Са­мые го­рячие звез­ды име­ют го­лубо­ватый цвет и тем­пе­рату­ру фо­тос­фе­ры — 30000…60000 К. Тем­пе­рату­ра са­мых хо­лод­ных звезд — ме­нее 2000 К, и их цвет — крас­но­ватый (табл. 3.2). Та­кие звез­ды дос­тупны для наб­лю­дений только в ин­фрак­расном ди­апа­зоне элек­тро­маг­нитных волн.

Изу­чение хи­мичес­ко­го сос­та­ва звезд воз­можно по спект­рам пог­ло­щения. По­доб­но спек­тру на­шего Сол­нца неп­ре­рыв­ные спек­тры звезд пе­ресе­ка­ют тем­ные ли­нии, ко­торые со­от­ветс­тву­ют спек­трам из­лу­чения оп­ре­делен­ных ве­ществ. Ана­лизи­руя спек­тральные по­лосы, уда­лось оп­ре­делить хи­мичес­кий сос­тав ви­димых нам звезд. Ока­залось, что в ат­мосфе­ре звезд, как и Сол­нца, пре­об­ла­да­ют два эле­мен­та: во­дород и ге­лий. На до­лю ос­тальных эле­мен­тов при­ходит­ся не бо­лее нес­кольких про­цен­тов. При не­высо­ких тем­пе­рату­рах в ат­мосфе­рах звезд мо­гут су­щес­тво­вать нейтральные ато­мы и прос­тейшие мо­леку­лы: С₂, CN₂ (ци­ан), ок­си­ды ти­тана, цир­ко­ния, уг­ле­рода и др. В спек­трах го­рячих звезд пре­об­ла­да­ют и­они­зиро­ван­ные ато­мы.

Тем­пе­рату­ра и цвет звез­ды вза­имос­вя­заны. Звез­ды бы­ва­ют раз­но­го цве­та: от крас­но­го до бе­лого и го­лубо­го. Крас­ный — это са­мый «хо­лод­ный» цвет звезд, ко­торый ука­зыва­ет, что ее тем­пе­рату­ра ме­нее 3500 К. Жел­то­вато-бе­лые звез­ды, по­доб­ные на­шему Сол­нцу, име­ют в сред­нем тем­пе­рату­ру 6000 К. Са­мые го­рячие звез­ды — го­лубые, с тем­пе­рату­рой по­ряд­ка 60000 К.

Сход­ные меж­ду со­бой по спек­тру звез­ды объеди­ня­ют в семь ос­новных спек­тральных клас­сов: O, B, A, F, G, K, M (см. табл. 3.2). Каж­дый спек­тральный класс под­разде­ля­ет­ся еще на де­сять под­клас­сов. Нап­ри­мер, на­ше Сол­нце от­но­сит­ся к клас­су G2. Как вид­но из таб­ли­цы, са­мые го­рячие звез­ды — клас­сов O, B, A, са­мые хо­лод­ные — K и M.

Бла­года­ря раз­ви­тию средств наб­лю­дения в пос­ледние де­сяти­летия уда­лось об­на­ружить не­типич­ные звез­ды, для них приш­лось ввес­ти до­пол­ни­тельные спек­тральные клас­сы:

• W — очень тя­желые яр­кие звез­ды с тем­пе­рату­рой по­ряд­ка 70000 K (звез­ды Вольфа—Райе);
• L — ко­рич­не­вые кар­ли­ки с тем­пе­рату­рой 1500…2000 K и со­еди­нени­ями ме­тал­лов в ат­мосфе­ре;
• T — ме­тано­вые ко­рич­не­вые кар­ли­ки с тем­пе­рату­рой 700…1500 K;
• Y — очень хо­лод­ные (ме­тано-ам­ми­ач­ные) ко­рич­не­вые кар­ли­ки с тем­пе­рату­рой ни­же 700 K;
• C — уг­ле­род­ные звез­ды-ги­ган­ты с по­вышен­ным со­дер­жа­ни­ем уг­ле­рода;
• S — цир­ко­ни­евые звез­ды;
• Q — но­вые звез­ды;
• P — пла­нетар­ные ту­ман­ности.

Све­тимость звезд. Для ха­рак­те­рис­ти­ки об­щей мощ­ности из­лу­ча­емой звез­дой энер­гии ис­пользу­ет­ся по­нятие «све­тимость звезд». Эта важ­нейшая ха­рак­те­рис­ти­ка оп­ре­деля­ет­ся с по­мощью за­кона Сте­фана—Больцма­на, сог­ласно ко­торо­му она пря­мо про­пор­ци­ональна квад­ра­ту ра­ди­уса звез­ды и чет­вертой сте­пени тем­пе­рату­ры ее фо­тос­фе­ры. Све­тимость звез­ды свя­зана с ее аб­со­лют­ной звез­дной ве­личи­ной и при не­об­хо­димос­ти лег­ко вы­чис­ля­ет­ся. У большинс­тва звезд све­тимость срав­ни­ма или меньше све­тимос­ти Сол­нца. Од­на­ко есть и та­кие звез­ды, све­тимость ко­торых в сот­ни или да­же ты­сячи раз больше. Нап­ри­мер, у звез­ды Альде­баран (a Тельца) све­тимость в 160 раз пре­выша­ет сол­нечную, а у Ри­геля (b Ори­она) — в 80000 раз!

Ра­ди­ус, мас­са и сред­няя плот­ность звезд. По сво­им раз­ме­рам звез­ды так­же сильно от­ли­ча­ют­ся друг от дру­га. Ес­ли ра­ди­ус пре­выша­ет ра­ди­ус Сол­нца в сот­ни раз, звез­ды на­зыва­ют свер­хги­ган­та­ми. Нап­ри­мер, Ан­та­рес (a Скор­пи­она) име­ет ра­ди­ус в 750 раз больше сол­нечно­го. Ги­ган­та­ми на­зыва­ют звез­ды, ко­торые по ра­ди­усу пре­выша­ют Сол­нце в де­сят­ки раз, нап­ри­мер Пол­лукс (b Близ­не­цов) (рис. 3.3). На­ше Сол­нце и звез­ды с меньши­ми раз­ме­рами от­но­сят к кар­ли­кам, сре­ди ко­торых есть звез­ды меньше Лу­ны.

Рис. 3.3.Сравнение размеров звезд

Мас­са оп­ре­деля­ет тем­пе­рату­ру звез­ды: чем больше мас­са, тем больше дол­жно быть яд­ро звез­ды, а зна­чит, тем больше вы­деля­ет­ся энер­гии в ре­зульта­те тер­мо­ядер­ной ре­ак­ции внут­ри это­го яд­ра. Сле­дова­тельно, больше энер­гии дос­тигнет по­вер­хнос­ти звез­ды и уве­личит ее тем­пе­рату­ру. Од­на­ко есть ин­те­рес­ное ис­клю­чение из это­го пра­вила — крас­ные ги­ган­ты. Обыч­ный крас­ный ги­гант мо­жет про­сущес­тво­вать все фа­зы свой жиз­ни в ви­де бе­лой звез­ды, имея мас­су, со­пос­та­вимую с Сол­нцем. Но бли­же к кон­цу сво­ей жиз­ни крас­ный ги­гант ста­новит­ся яр­че, по­это­му он выг­ля­дит не­ес­тес­твен­но ко­рич­не­вым.

Мас­сы звезд на­ходят­ся в бо­лее уз­ких пре­делах — от 6% мас­сы Сол­нца до нес­кольких де­сят­ков сол­нечных масс. Это объяс­ня­ет­ся тем, что у ги­ган­тов и свер­хги­ган­тов очень ма­ла сред­няя плот­ность. Нап­ри­мер, плот­ность су­пер­ги­ган­та Бе­тельгейзе (a Ори­она) — 10^-3 кг/м³. Плот­ность жел­то­го кар­ли­ка на­шего Сол­нца — 1400 кг/м³, что в мил­ли­он раз больше. Са­мые плот­ные звез­ды име­ют не­большие раз­ме­ры. Плот­ность не­больших звезд бе­лых кар­ли­ков дос­ти­га­ет ог­ромных зна­чений 10¹⁰…10¹¹ кг/м³. Поп­ро­буйте пред­ста­вить, что 1 см³ ве­щес­тва та­кой звез­ды име­ет мас­су 100 т.

Диа­грам­ма «спектр—све­тимость». В 1910 г. ас­тро­нома­ми Эйна­ром Герцшпрун­гом (Да­ния) и Ген­ри Рас­се­лом (США) не­зави­симо друг от дру­га бы­ла об­на­руже­на связь меж­ду спек­тра­ми звезд и их све­тимос­тя­ми.

Диа­грам­ма Герцшпрунга—Рас­се­ла — за­виси­мость меж­ду спек­тра­ми звезд и их све­тимос­тя­ми (рис. 3.4).

Рис. 3.4.Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

По го­ризон­тальной оси ди­аг­раммы от­ло­жены спек­тральные клас­сы (или тем­пе­рату­ры звезд), по вер­ти­кальной — их све­тимос­ти (за 1 при­нята све­тимость Сол­нца). Каж­дой звез­де со­от­ветс­тву­ет оп­ре­делен­ная точ­ка. Точ­ки груп­пи­ру­ют­ся в нес­кольких об­ластях — пос­ле­дова­тельнос­тях. Око­ло 90% звезд на­ходят­ся вбли­зи ди­аго­нали — глав­ной пос­ле­дова­тельнос­ти. Их све­тимость обус­ловле­на тер­мо­ядер­ны­ми ре­ак­ци­ями прев­ра­щения во­доро­да в ге­лий. Кро­ме это­го, ввер­ху вы­деля­ют­ся об­ласти ги­ган­тов и свер­хги­ган­тов, в ко­торых про­ис­хо­дит го­рение ге­лия и бо­лее тя­желых эле­мен­тов. В ле­вой ниж­ней час­ти ди­аг­раммы рас­по­ложе­на об­ласть бе­лых кар­ли­ков, звезд, на­ходя­щих­ся на зак­лю­чительной ста­дии сво­ей эво­люции.

Звез­ды про­водят бóльшую часть сво­ей жиз­ни в об­ласти глав­ной пос­ле­дова­тельнос­ти. Срок та­кого ста­бильно­го су­щес­тво­вания не­пос­редс­твен­но за­висит от по­ложе­ния в ди­аг­рам­ме. Чем вы­ше и ле­вее звез­да, тем она яр­че и го­рячее, по­это­му в ней быс­трее вы­гора­ет во­дород. Вре­мя жиз­ни ме­нее яр­кой звез­ды, рас­по­лага­ющейся ни­же по ди­аг­рамме, больше, эти звез­ды мо­гут су­щес­тво­вать де­сят­ки мил­ли­ар­дов лет.

Сол­нце на­ходит­ся при­мер­но по­сере­дине глав­ной пос­ле­дова­тельнос­ти, пер­вые 5 млрд лет его жиз­ни уже про­шли, но при­мер­но столько же лет еще впе­реди. Пос­ле это­го у Сол­нца, как и у дру­гих не­больших звезд, вы­горит во­дород, энер­гии ста­нет меньше и си­лы тя­готе­ния бу­дут сильнее сжи­мать яд­ро звез­ды. Из-за это­го в яд­ре звез­ды нач­нутся тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции, свя­зан­ные со сли­яни­ем ге­лия, звез­да рас­ши­рит­ся в де­сят­ки раз. Ка­кое-то вре­мя ее све­тимость бу­дет сильнее, а за­тем звез­да ос­ты­нет до крас­но­го цве­та. На­ше Сол­нце прев­ра­тит­ся в крас­но­го ги­ган­та, по­кинув глав­ную пос­ле­дова­тельность ди­аг­раммы Герцшпрунга—Рас­се­ла, пе­рейдя в об­ласть ги­ган­тов. Ког­да в его нед­рах за­кон­чится ге­лий, гра­вита­ция сож­мет яд­ро в ма­ленькую плот­ную звез­ду, бе­лого кар­ли­ка, ко­торый бу­дет пос­те­пен­но ос­ты­вать, рас­по­лага­ясь вни­зу ди­аг­раммы, в об­ласти бе­лых кар­ли­ков.

Звезд пок­рупнее ждет ку­да бо­лее ин­те­рес­ная судьба. Ге­лия в них дос­та­точ­но, что­бы про­дол­жать тер­мо­ядер­ную ре­ак­цию. Пос­ле сго­рания ге­лия в ре­ак­цию всту­пит уг­ле­род, за­тем — маг­ний. Ра­но или поз­дно звез­да дос­тигнет кри­тичес­кой мас­сы, пос­ле ко­торой взор­вется, прев­ра­ща­ясь в свер­хно­вую. Ка­залось бы, звез­ды, име­ющие большее ко­личес­тво во­доро­да для го­рения, дол­жны рас­хо­довать его дольше, но это не так, по­тому что они ис­пользу­ют свои ре­сур­сы быс­трее. По­это­му бо­лее мас­сивные звез­ды жи­вут меньше.

Ре­зюме. Звез­ды име­ют раз­личные фи­зичес­кие ха­рак­те­рис­ти­ки: тем­пе­рату­ру, све­тимость, мас­су, раз­мер, плот­ность. Схо­жие по ви­ду из­лу­чения звез­ды объеди­нены в спек­тральные клас­сы. Меж­ду раз­личны­ми фи­зичес­ки­ми ха­рак­те­рис­ти­ками су­щес­тву­ет связь, нап­ри­мер меж­ду спек­тром и све­тимостью. Диа­грам­ма Герцшпрунга—Рас­се­ла ис­пользу­ет­ся для клас­си­фика­ции звезд и со­от­ветс­тву­ет сов­ре­мен­ным пред­став­ле­ни­ям о звез­дной эво­люции.

Контрольные вопросы

1. Как свя­заны меж­ду со­бой цвет и тем­пе­рату­ра звезд?
2. Что та­кое спек­тральные клас­сы?
3. К ка­ким спек­тральным клас­сам от­но­сят­ся са­мые го­рячие и са­мые хо­лод­ные звез­ды?
4. Что та­кое све­тимость?
5. На­зови­те ди­апа­зоны звез­дных масс, ра­ди­усов и плот­ностей.
6. Оп­ре­дели­те, в ка­ких соз­везди­ях на­ходят­ся звез­ды, пе­речис­ленные в табл. 3.2. Найди­те их на звез­дной кар­те.
7. Что на­зыва­ют ди­аг­раммой Герцшпрунга—Рас­се­ла?
8. Ка­кие об­ласти вы­деля­ют на ди­аг­рамме?
9. В ка­кой об­ласти на­ходит­ся на­ибольшее ко­личес­тво звезд?
10. В ка­ком мес­те ди­аг­раммы рас­по­лага­ет­ся на­ше Сол­нце?
11. По­кажи­те по ди­аг­рамме Герцшпрунга—Рас­се­ла жиз­ненный путь Сол­нца.

Задание для самостоятельной работы

В Ин­терне­те найди­те ди­аг­рамму Герцшпрунга—Рас­се­ла, пос­тро­ен­ную по дан­ным из­ме­рений па­рамет­ров 41704 бли­жайших звезд, про­веден­ных с по­мощью ап­па­рату­ры, ус­та­нов­ленной на спут­ни­ке «Гип­парх», и срав­ни­те ее с ди­аг­раммой, пред­став­ленной в учеб­ни­ке. Ука­жите от­ли­чия.

Темы докладов

1. Осо­бен­ности звезд од­но­го из спек­тральных клас­сов (по вы­бору).
2. Осо­бен­ности звезд но­вых спек­тральных клас­сов.
3. Жизнь и смерть звезд глав­ной пос­ле­дова­тельнос­ти.
4. Жизнь и смерть мас­сивных звезд.