Тема 1.Звёзды. Звёзды и звёздные системы
 Скачать 0.78 Mb.
|
|
Глава 3. Звёзды и звёздные системы Звезда – небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами, а на их поверхности – тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость. Большинство звёздных характеристик, как правило, выражается в СИ. Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:
Звезда – раскалённый газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды. Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду. Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно. Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10 млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звёзд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов. При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью ионизовано. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки. Вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, – более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле! — тем не менее, обладает всеми свойствами идеального газа. Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе, т. е. чем меньше его средняя молекулярная масса. В звёздном веществе все химические элементы, за исключением водорода и гелия, имеют среднюю молекулярную массу, равную примерно 2. Чем больше водорода и гелия по сравнению с более тяжёлыми элементами, тем ниже температура в центре звезды. Чисто водородное Солнце, например, имело бы температуру в центре 10 млн. градусов, гелиевое 26 млн. градусов, а состоящее целиком из более тяжёлых элементов – 40 млн. градусов. Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. При температуре 10-30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов. Не все возможные ядерные реакции годятся на роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды. После длительных поисков было установлено, что звёзды большую часть своей жизни светят за счёт совершающихся в них преобразований четырёх ядер водорода (протонов) в одно ядро гелия. Масса четырёх протонов больше массы ядра гелия, этот избыток массы и превращается в энергию в термоядерных реакциях. Такая реакция идёт медленно и поддерживает свечение звезды на протяжении миллиардов лет. 3.1. Основные астрофизические характеристики звёздС развитием науки и техники, а так же с возросшим интересом к звездному небу открывались все новые и новые звезды. Стал актуальным вопрос о систематизации открытых объектов. Конечно же, все звезды можно распределить на классы, другими словами классифицировать. Они могут различаться по многим параметрам, например, как яркость, светимость, цвет, температура, масса. Видимый блеск (яркость) звёзд оценивают в звёздных величинах. Звёздная величинаЗвёздная величина – безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Звёздная величина характеризует количество квантов света, дошедшее от рассматриваемого светила до фотоприёмника: таким образом, звёздная величина зависит от физических характеристик объекта (то есть, светимости) и от расстояния до него. Звёздная величина является единицей измерения блеска объекта, при этом чем меньше значение числа звёздной величины, тем ярче будет блеск данного объекта (то же правило действует и применительно к возможным отрицательным величинам). Еще во II веке до н.э. древнегреческий астроном Гиппарх разложил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые – звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами. Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно более-менее соответствовало величинам, приписанным звёздам Гиппархом. Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 103 квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 106 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус. Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т.п.)
В наши дни видимая звёдная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина. Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё.
Расстояния до звездРасстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих утла. Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместиться на фоне более далеких звезд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере – параллаксом. Параллакс (греч. παραλλάξ, от παραλλαγή, «смена, чередование») – изменение видимого положения объекта относительно удалённого фона в зависимости от положения наблюдателя. Суточный параллакс (геоцентрический параллакс) – разница в направлениях на одно и то же светило из центра масс Земли (геоцентрическое направление) и из заданной точки на поверхности Земли (топоцентрическое направление). Суточный параллакс планет довольно мал, но тем не менее был единственным способом измерения абсолютных расстояний в Солнечной системе до появления радиолокации: наиболее удобными для этого были прохождения Венеры по диску Солнца и близко подходящие к Земле астероиды (относительные же расстояния легко определяются на основе законов Кеплера, так что достаточно абсолютного измерения какого-то одного расстояния, чтобы определить все). Г  одичный параллакс – угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду.Годичные параллаксы являются показателями расстояний до звёзд. Расстояние, годичный параллакс которого равен 1 угловой секунде, называется парсек/ Парсек (русское сокращение: пк; международное сокращение: pc) – распространённая в астрономии внесистемная единица измерения расстояния. Название происходит от параллакс угловой секунды и обозначает расстояние до объекта, годичный тригонометрический параллакс которого равен одной угловой секунде. Согласно другому эквивалентному определению, парсек – это такое 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. ≈ 206 265 а. е. = 3,08568×1016 м = 3,2616 световых лет.Используются также кратные единицы: килопарсек, мегапарсек, гигапарсек. Некоторые расстояния в парсеках
Вековым параллаксом обычно называется изменение видимого положения объекта на небесной сфере в результате комбинаций собственных движений этого объекта и Солнечной системы в галактике. Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. СветимостьКогда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (Lc) принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
Цвет и температураОдна из легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой – один кельвин (1 К), а начало шкалы сдвинуто на -273 относительно шкалы Цельсия (0 К = -273°С). Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов. Человеческий глаз способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звездных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру. Размеры звездЗвёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же угнать размер звезды? На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди «перекрывая» идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет ее не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии ее Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояния до звезды, из углового размера легко получить ее истинные (линейные) размеры. Но лишь небольшая часть звезд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие метолы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R2T4. Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу,  позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины Rc, Lc, Tc = 6000 К известны). Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, – так называемые белые карлики – имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных – красных гигантов – таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё. Масса звездыВажнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в ее центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды и особенности ее жизненного пути. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звезд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость не линейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет не достаточно велика для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звездам.) Таким образом, по массе звезды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз). Спектральная классификация звездБолее полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решетки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов – водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра. В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало, самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана). В начале XX в. в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура звёзд и меняется их цвет – от голубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В и А, называют горячими или ранними, F и G – солнечными, К и М – холодными или поздними.
В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2. Эффективная температура звездВ физике есть такое понятие – абсолютно чёрное тело. Абсолютно чёрным оно называется потому, что, по определению, поглощает всё падающее на него электромагнитное излучение. Теория утверждает, что полный световой поток (во всём диапазоне длин волн) с единицы поверхности абсолютно чёрного тела не зависит ни от его строения, ни от химического состава, а определяется только температурой. Согласно закону Стефана-Больцмана, светимость его пропорциональна четвёртой степени температуры. Абсолютно чёрное тело, как и идеальный газ, – это лишь физическая модель, никогда строго не реализующаяся на практике. Однако спектральный состав света звёзд в видимой области спектра довольно близок к «чернотельному». Поэтому можно считать, что модель абсолютно чёрного тела в целом, верно, описывает излучение реальной звезды. Эффективной температурой звезды называется температура абсолютно чёрного тела, излучающего одинаковое с ней количество энергии с единицы поверхности. Она, вообще говоря, не равна температуре фотосферы звезды,и тем не менее это объективная характеристика, которую можно использовать для оценки других характеристик звезды: светимости, размеров и т. д. В 10-е гг. XX столетия американский астроном Уолтер Адамс предпринял попытку определить эффективную температуру Сириуса В. Она составила 8000 К, а позднее выяснилось, что астроном ошибся и на самом деле она ещё выше (около 10 000 К). Следовательно, светимость этой звёздочки, если бы она имела размеры Солнца, должна была быть как минимум в 10 раз превосходить солнечную. Наблюдаемая же светимость Сириуса В, как мы знаем, в 400 раз меньше солнечной, т. е. она оказывается ниже ожидаемой более чем в 4 тыс. раз! Единственный выход из этого противоречия – считать, что Сириус В имеет гораздо меньшую площадь видимой поверхности, а значит, и меньший диаметр. Вычисления показали, что Сириус В по размеру всего лишь в 2,5 раза больше Земли. Но массу-то он сохраняет солнечную – выходит, его средняя плотность должна быть почти в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца! Диаграмма Герцшпрунга-РасселаКлассификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. В конце XIX – начале XX в. в астрономию вошли фотографические методы количественных оценок видимого блеска (звёздных величин) звёзд и их цветовых характеристик (показателей цвета). Анализ этих параметров очень скоро привёл к открытию физической закономерности, связывающей наблюдаемые характеристики звезд Первый шаг был сделан в 1905 – 1907 гг. датским астрономом Герцшпрунгом на основе фотометрических измерений ярких звёзд двух сравнительно близких звёздных скоплений – Плеяды и Гиады. Он обнаружил, что голубые звёзды в каждом скоплении имеют самую высокую яркость, а среди красных звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие. Иными словами, на диаграмме, где сопоставляются звёздная величина и цвет звёзд, звёзды разбиваются на отдельные группировки. Поскольку звёзды каждого скопления находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, видимая яркость, измеряемая в звёздных величинах, характеризует светимость звёзд. Следовательно, цвет и светимость звёзд каким-то образом соотносятся друг с другом. Но цвет звезды зависит от её температуры (чем звезда горячее, тем она голубее), которая в свою очередь тесно связана с видом звёздного спектра, т. е. спектральным классом, определяемым непосредственно из наблюдений. В 1913 г. американский астроном Генри Ресселл сопоставил светимость различных звёзд с их спектральными классами. На диаграмму спектр-светимость он нанёс все звёзды с известными в то время расстояниями (не зная расстояния, невозможно оценить светимость звезды). С тех пор сходные по своему значению диаграммы цвет-светимость и температура-светимость часто называют диаграммами Герцшпрунга-Ресселл. Позже эта диаграмма оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды. На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звёзды образуют отдельные группировки, именуемые последовательностями. Самая густонаселённая из них – главная последовательность – включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том числе и наше Солнце). Она тянется по диагонали: от левого верхнего края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие звёзды высокой светимости, вправо вниз — к области, занимаемой слабыми красными звёздами. Справа над нижней частью главной последовательности располагается ветвь гигантов, объединяющая преимущественно красные звёзды большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз превосходит солнечную. Среди этих ярких звёзд на ветви гигантов – Арктур, Альдебаран, Дубхе. На самом верху диаграммы почти горизонтально через все спектральные классы проходит последовательность звёзд-сверхгигантов. К ней принадлежат, например, Полярная звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные сверхгиганты – это крупнейшие по размеру звезды. А внизу, в области высоких температур и низких светимостей, располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие последовательности, но они не столь многочисленны. Как только обнаружилось существование последовательностей, делались попытки их физической интерпретации. Сначала главная последовательность рассматривалась как совокупность звёзд различного возраста, т. е. как путь на диаграмме, по которому большинство звёзд перемешается в течение своей жизни, медленно расходуя запасы энергии и уменьшая светимость и температуру. Однако всё оказалось сложнее: вдоль главной последовательности располагаются звёзды различных масс, в которых энергия излучения выделяется за счёт превращения водорода в гелий. Чем массивнее звезда, тем выше её место на главной последовательности. На главной последовательности любая звезда проводит большую часть своей жизни, именно поэтому на ней так много звезд. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью). Согласно теории звёздной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главною последовательность, отклоняясь вправо. При этом её температура всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла широко применяется астрономами для описания эволюционных изменений звёзд и сопоставления теорий эволюции звёзд с наблюдениями. Удобна она и для определения возрастов звездных скоплений (на основании теории эволюции), так как с возрастом населённость различных последовательностей меняется. Так, в молодых скоплениях много звёзд высокой светимости на главной последовательности и последовательности сверхгигантов. В старых же скоплениях верхний конец главной последовательности «исчезает» (звёзды успевают сойти с неё), но зато очень многочисленна ветвь гигантов, куда попадают звёзды типа Солнца примерно через 10 млрд. лет после своего рождения. Зависимость Герцшпрунга – Ресселла часто используется и для уточнения относительных расстояний до звёздных скоплений путём сопоставления положения их главных последовательностей на диаграммах спектр-звёздная величина.  Рис. 1. Диаграмма Герцщпрунга - Рассела | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
