Температура и размеры звезд

Звездные величины

Даже невооруженным глазом видно, что окружающий нас мир чрезвычайно разнообразен. Звезды различаются между собой цветом, блеском. А исследования с помощью телескопов показывают, что двух одинаковых звезд не бывает. Эффективные температуры их находятся в пределах от 3 000 К до 50 000 К, массы различаются в сотни раз, а радиусы – в миллиарды…

Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами первой звездной величины. Во II веке до нашей эры древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом. Он предложил разделить все видимые звезды на шесть классов. Самые яркие из них Гиппарх назвал звездами первой звездной величины, самые слабые звезды – звездами шестой звездной величины.

Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 5 000 звезд (вплоть до шестой звездной величины), с помощью телескопов – миллиарды миллиардов. В астрономии вместо выражения «освещенность от звезды» используют понятие блеск.

С уменьшением блеска возрастает число звезд, доступных для наблюдения. На звездные карты нанесены все звезды ярче 11-й звездной величины.

Количество звезд ярче предельной визуальной звездной величины:

Яркие звезды имеют маленькую звездную величину, более слабые звезды имеют большую звездную величину. Следуя Гиппарху, звездную величину источника условились считать тем большей, чем звезда слабее.

В середине ХIX века английский астроном Норман Погсон предложил современную шкалу звездных величин. При разности в одну звездную величину видимый блеск звезд изменяется примерно в 2,5 раза, почти как у Гиппарха. Разность в 5 звездных величин соответствует изменению блеска звезд в 100 раз. Тогда разница на одну звездную величину соответствует отличию блеска в раза.

Видимые звездные величины обозначаются буквой m. Отношение блеска E_m и E_m+1 двух звезд, величины которых различаются точно на единицу, выражается числом

Тогда связь между видимыми звездными величинами

Эта зависимость называется формулой Погсона.

Тот факт, что одни звезды имеют больший, а другие – меньший блеск, не дает настоящей информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, но находиться очень далеко, а потому иметь очень большую звездную величину. Для определения истинного блеска звезды вводят понятие абсолютной звездной величины.

Абсолютная звездная величина M – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии в 10 пк или 32,6 светового года.

Связь абсолютной звездной величины M, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках:

Парсе́к (русское сокращение: пк^[1]; международное сокращение: pc) — распространённая в астрономии внесистемная единица измерения расстояний. Название происходит от пар аллакс угловой сек унды и обозначает расстояние до объекта, [четверть]годичный параллакс которого равен одной угловой секунде.

Согласно эквивалентному определению, парсек — это расстояние, с которого средний радиус земной орбиты (равный 1 а.е.), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду (1″).

1 пк = а.е. ≈ 206 264,8 а.е. = 3,0856776·10¹⁶ м = 30,8568 трлн км (петаметров) = 3,2616 светового года.

Световой год - это расстояние, которое проходит солнечный луч за 365 дней.

Температура и размеры звезд

Легко заметить, что звезды имеют различные цвета - одни белые, другие желтые, третьи красные и т. п. Белый цвет имеют, например, Сириус и Вега, желтый - Капелла, красный - Бетельгейзе и Антарес. Звезды различных цветов имеют различные спектры и различные температуры.

Подобно накаливаемому куску железа, белые звезды более горячие, а красные - менее.

Различия в спектрах звезд заключаются в разном распределении яркости вдоль непрерывного спектра и в том, что положение и интенсивность темных линий на фоне этого непрерывного спектра различны.

Характер спектров звезд определяется главным образом температурами их атмосфер, потому что спектры атомов всякого химического элемента меняются при сильном изменении температуры.

Установлено, что наиболее горячими являются голубые, затем белые звезды. Температура их поверхностей составляет от 10 000 до 30 000° С, но иногда встречаются и более горячие звезды с температурой до - 100 000° С. Желтые звезды холоднее: температура их поверхностей около 6000° С. Наименее раскалены красные звезды: температура их поверхностей всего 3000° С, а иногда даже 2000° С и менее. В недрах звезд, как и в недрах Солнца, температура доходит до многих миллионов градусов.

Сравнивая Солнце по спектру и по температуре со звездами, мы приходим к заключению, что Солнце является желтой звездой средней температуры (6000° С).

Кроме различия в температурах по спектрам звезд, обнаруживают и некоторые различия в их химическом составе, который у всех звезд в общем сходен и близок к химическому составу Солнца и Земли. Изучая звездные спектры, мы обнаруживаем на звездах те же химические элементы, которые нам известны на Земле и на Солнце. Это подтверждает материальное единство вещества, из которого состоят Земля и другие небесные тела, и опровергает религиозные утверждения о различии между земным и небесным.

Наука располагает сейчас несколькими способами определения размеров звезд. Одни из них мы поясним на таком примере.
Известно, что количество энергии, испускаемое квадратным сантиметром поверхности, растет с ее температурой. Полное излучение звезды разно количеству энергии, излучаемой одним квадратным сантиметром поверхности, умноженному на величину ее поверхности. Поэтому если какая-нибудь звезда имеет ту же температуру и светимость, как наше Солнце, то мы можем утверждать, что и размер поверхности (а следовательно, и диаметр) у звезды тот же, что и у Солнца.

Если при той же температуре, что у Солнца, светимость звезды в 16 раз больше, значит, ее поверхность в 16 раз, а диаметр в 4 раза больше, чем у Солнца. Подобным же образом можно определить диаметры других звезд, вводя поправку на отличие их температуры от температуры Солнца. Полученные результаты проверяются другими способами и согласуются друг сдругом.

Звездами-гигантами называются звезды большой светимости, а звездами-карликами - звезды малой светимости. Однако и по размерам мы встречаем среди звезд и гигантов, и карликов (Рисунок 94).

Рисунок 94 - Сравнительные размеры Солнца, звезд-гигантов и звезд-карликов.

К красным звездам-гигантам принадлежат Бетельгейзе и Антарес. Диаметр первой из них примерно в 400, а второй в 300 раз больше диаметра Солнца. Внутри звезды Бетельгейзе могли бы уместиться орбиты всех планет солнечной системы до Марса включительно. Газ, из которого состоят красные звезды-гиганты, очень разрежен; его плотность в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха.
Красные звезды-карлики глазом не видны. Одна из них, очень близкая к нам звезда (№ 60 по каталогу Крюгера), в 2,5 раза меньше Солнца по диаметру. Газы, из которых она состоит, сжаты так сильно, что их средняя плотность в 4,5 раза больше плотности воды и втрое больше плотности Солнца.

Чем меньше размеры звезд, тем в большем числе они встречаются в мировом пространстве; огромные же красные звезды-гиганты попадаются очень редко. По своим размерам Солнце является рядовой звездой, не особенно большой, но и не очень маленькой.
Существуют звезды, которые по светимости принадлежат к звездам-карликам, имеют белый цвет и высокую температуру. По размерам белые звезды-карлики являются наименьшими из звезд (иногда даже меньше Земли). Примером белого карлика является спутник Сириуса. Эта слабая звезда обращается около Сириуса подобно планете, однако ее масса почти равна массе Солнца, и она (звезда) излучает собственный свет.

Средняя плотность белых звезд-карликов необычно высока: она в тысячи раз превосходит плотность воды. Плотность одной белой звезды-карлика так велика, что, если бы ее веществом наполнить наперсток, он смог бы уравновесить паровоз (плотность 5*10^7 г/см^3).

На Земле мы не знаем веществ, которые имели бы такую чудовищную плотность. Между тем белые карлики состоят из атомов тех же самых химических элементов, что и Земля. Решить эту загадку можно, исходя из строения атомов вещества и физических условий внутри звезд.

Атомы химических элементов - сложные системы, состоящие из ядер с обращающимися вокруг них электронами. Почти вся масса атома сосредоточена в его ядре, а размер атома определяется размерами орбиты электрона, наиболее далекого от ядра. Эти размеры атомов определяют предел, до которого могут быть сближены атомы действием давления. В недрах белых звезд-карликов господствуют чудовищно высокие температуры и давления. Под действием высокой температуры быстро носящиеся атомы сталкиваются, электроны отрываются от своих атомов, и от последних остаются только их ядра, размеры которых очень малы по сравнению с размерами орбит электронов. Поэтому под действием огромных давлений уменьшенные в размерах атомы могут быть сближены гораздо сильнее, в результате чего получается чрезвычайно плотное вещество. На Земле нет ни столь высоких температур, - ни столь высоких давлений, которые могли бы привести вещество в такое состояние.

На примере изучения белых звезд-карликов мы видим, как обогащает астрономия наши знания о строении вещества.
Большинство звезд подчиняется важной закономерности - чем больше их масса, тем больше и их светимость. Эта связь отражает физические условия, при которых могут устойчиво существовать звезды.

Массы звезд-гигантов больше, чем массы звезд-карликов, но различия эти не так велики, как различия в светимости. Массы тяжелых звезд раз в 10 больше массы Солнца. Крайне редки звезды с массами в несколько десятков масс Солнца. Следовательно, по своей массе Солнце тоже является средней звездой.

Мы видим, что с точки зрения всех физических признаков - цвета, спектра, размеров, температуры и массы - Солнце, является рядовой звездой, ничем особым не выдающейся