Звезды можно назвать самыми главными телами во Вселенной: ведь в них заключено более 90% всего наблюдаемого нами вещества.
Каждая звезда - это массивный газовый шар, излучающий собственный свет, в отличие от планет, которые светят отраженным солнечным светом. По своей природе звезды родственны Солнцу, ближайшей к Земле звезде.
Все звезды очень далеки от нас, и расстояние до каждой из них, кроме Солнца, во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы. Прямой способ определения расстояний до сравнительно близких звезд основан на измерении их наблюдаемого смещения на фоне более далеких звезд, вызванного движением Земли вокруг Солнца (см. Параллакс).
Если расстояние до звезд составляет сотни и более парсек, их параллактическое смещение становится незаметным. Тогда для определения расстояний до звезд используют другие, косвенные методы, требующие анализа звездных спектров.
Самая близкая к Солнечной системе звезда - Проксима Центавра - находится от нас на расстоянии примерно 1,3 пс. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.
Звезды различаются по массе, размерам, плотностям, светимостям и химическому составу. Рассмотрим эти характеристики подробнее.
Для определения масс звезд изучают движения звезд, входящих в пары и группы. В этих системах звезды притягивают друг друга, двигаясь вокруг общего центра масс (см. Двойные звезды). Массы звезд в таком случае определяются на основании закона всемирного тяготения (см. Гравитация). Чаще всего масса звезды измеряется в единицах массы Солнца, которая составляет примерно кг. Массы почти всех звезд находятся в пределах от 0,1 до 50 масс Солнца.
Размеры звезд определяют как прямыми методами, с помощью оптических интерферометров, так и путем теоретических расчетов. Оказалось, что размеры большинства наблюдаемых звезд составляют сотни тысяч и миллионы километров. Диаметр Солнца, например, равен 1 392 000 км. Но встречаются и очень маленькие звезды - белые карлики и совсем крошечные нейтронные звезды - диаметром 10-20 км. Звезды с размерами во много раз больше, чем у Солнца, являются гигантами (Бетельгейзе, Арктур, Антарес). Но особенно велики очень редко встречающиеся звезды - красные сверхгиганты. Если бы некоторые из таких звезд оказались на месте Солнца, орбита Марса, а то и Юпитера очутилась бы внутри них!
Таким образом, по размерам звезды отличаются друг от друга значительно больше, чем по массе. По этой причине, чем меньше звезда, тем, как правило, Ьыше плотность ее вещества, и наоборот. Вещество звезд - гигантов и сверхгигантов может иметь плотность меньшую, чем воздух в нормальных, земных условиях. Средняя плотность солнечного вещества в 1,4 раза больше плотности воды. Значительно плотнее Солнца белые карлики. 1 вещества звезды Сириус В имеет массу около 2 т, а некоторые белые карлики еще в десятки раз плотнее.
Но рекорд по плотности держат нейтронные звезды - их плотность такая же, как у атомных ядер, - г/см3. Такая плотность вещества может получиться, если весь земной шар сжать до размера в полкилометра!
Еще больше, чем по размерам, различаются звезды по светимости. Так называют мощность оптического излучения, т. е. количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражают в единицах светимости Солнца. Эта величина равна Вт. Для большинства наблюдаемых звезд она находится в пределах от нескольких тысячных долей до миллиона светимостей Солнца.
Химический состав звезд определяют, изучая их спектр (см. Спектральная классификация звезд). Оказалось, что вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются и на Земле. Почти во всех звездах более 98% массы приходится на два самых легких элемента - водород и гелий, причем водорода примерно в 2,7 раза больше по массе, чем гелия. На долю всех остальных элементов приходится около 2% массы вещества.
Звезды непрозрачны. Поэтому мы можем непосредственно определять химический состав только их поверхностных слоев, от которых к нам приходит свет. Однако теоретические расчеты позволяют предсказать содержание различных элементов и в недрах звезд.
По физическим свойствам вещества все известные звезды можно разделить на три категории: нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды.
К нормальным звездам относятся большинство наблюдаемых звезд, в том числе все те, которые можно увидеть невооруженным глазом или в небольшой телескоп. Они состоят из обычного по своим свойствам, так называемого идеального газа. Его давление прямо пропорционально температуре и обратно пропорционально объему, который газ занимает. Используя физические законы, которым подчиняется газ, астрономы рассчитывают плотность, давление и температуру в недрах звезд, что очень важно для понимания строения звезд и их развития.
В звездах с очень большой плотностью вещество уже не подчиняется законам идеального газа. Газ приобретает иные свойства и называется вырожденным. Из вырожденного газа состоят белые карлики, а также ядра некоторых звезд-гигантов.
Вещество нейтронных звезд обладает чудовищной плотностью, при которой не могут существовать даже атомные ядра. Оно состоит в основном из электрически нейтральных элементарных частиц - нейтронов. Нейтроны в обычном состоянии входят, наряду с протонами, в состав атомных ядер.
Вещество любой звезды находится под действием силы гравитации, стремящейся сжать звезду. Однако звезды не сжимаются (по крайней мере быстро), потому что гравитации препятствует сила давления звездного вещества. В нормальных звездах это давление обусловлено упругими свойствами горячего идеального газа. В белых карликах сжатию препятствует давление вырожденного газа. Оно почти не зависит от того, горячий газ или холодный. В нейтронных звездах гравитацию сдерживают ядерные силы, действующие между отдельными нейтронами.
Температура и тепловое давление газа в звездах поддерживаются внутренними источниками энергии.
Если они иссякнут (а рано или поздно в каждой звезде это происходит), силы тяготения сожмут звезду в маленький плотный шар. В нормальных звездах энергия постоянно вырабатывается в центральной области, где плотность и температура газа достигают максимальных значений. Там происходят термоядерные реакции между протонами (ядрами атомов водорода), в результате которых самый легкий газ - водород превращается в более тяжелый гелий. При этом выделяется та энергия, которая позволяет звездам долго сохранять свою высокую температуру, но запасы водорода в звездах постепенно убывают. В Солнце, например, каждую секунду количество водорода уменьшается примерно на 600 млн. тонн, и почти на столько же больше становится гелия. За секунду выделяется энергия, равная примерно Дж, которую уносят электромагнитные волны. Несколько процентов этой энергии получают всепроникающие элементарные частицы - нейтрино, возникающие при ядерных реакциях. Они легко пронизывают звезды насквозь и улетают со скоростью света в межзвездное пространство.
В некоторых звездах - красных гигантах температура в центральной области настолько высока, что там начинает происходить реакция между ядрами гелия, в результате которой возникает более тяжелый элемент - углерод. Эта реакция также сопровождается выделением энергии.
По современным научным представлениям, большая часть элементов тяжелее гелия, существующих в природе, образовалась при термоядерных реакциях в недрах звезд или в реакциях, протекающих при взрывах сверхновых звезд.
Когда звезда очень молода и в ней еще не начались ядерные реакции, источником ее энергии может служить сжатие звездного вещества, т. е. его уплотнение под действием собственной гравитации: потенциальная энергия вещества уменьшается и переходит в тепловую.
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными. Они рождаются, эволюционируют и, наконец, «умирают». Вопрос о том, как образуются звезды, окончательно не решен. Наблюдаемая связь областей звездообразования с очень массивными облаками холодного газа и теоретические расчеты эволюции газа в межзвездном пространстве говорят о возможности рождения звезд путем постепенного сжатия первоначально сильно разреженной межзвездной среды. Основной силой, сжимающей газ, является гравитационное притяжение его молекул друг к другу.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Поэтому звезды небольших масс не успели состариться.
Зато массивные звезды светят сравнительно недолго. Так, звезды с массой 15 масс Солнца растрачивают запасы своей энергии всего за 10 млн. лет. Звезды, такие, как наше Солнце, могут жить примерно в тысячу раз дольше.
Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными. При этом звезда находится на главной последовательности диаграммы «спектр - светимость». Но когда в центральной области весь водород оказывается превращенным в гелий, звезда начинает сравнительно быстро изменяться. Она увеличивается в размере, и, хотя температура ее поверхности при этом падает, излучаемая звездой энергия возрастает во много раз. Звезда становится красным гигантом. Температура в центральной области поднимается до 100 млн. градусов, и в плотном гелиевом ядре такой звезды «загорается» реакция превращения гелия в углерод.
На определенном этапе развития красного гиганта может произойти «сброс» внешних слоев этой раздувшейся звезды, и тогда звезда будет находиться внутри газового кольца планетарной туманности (см. Туманности.) Сама звезда после этого сожмется и превратится в медленно остывающий белый карлик.
Такой путь развития ожидает и наше Солнце: через 6-7 млрд. лет оно, пройдя стадию красного гиганта, станет белым карликом. Звезды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца, не смогут в конце жизни остановить свое сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдет «нейтрони-зация» вещества: взаимодействие электронов с протонами приведет к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звезды могут превратиться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые (см. Сверхновые звезды). Расчеты показывают, что нейтронные звезды должны быть сильно намагничены. Быстро вращаясь вокруг оси, они могут рождать мощные потоки радиоволн. Открытые в 60-х гг. импульсные источники радиоизлучения - пульсары и являются, по-видимому, такими вращающимися нейтронными звездами, возникшими после взрывов сверхновых.
Если масса звезды (или ее «остатка» после потери вещества) превышает 3-5 масс Солнца, то, начав сжиматься в конце своей активной жизни, она не сможет остановить своего сжатия даже на стадии нейтронной звезды. Конечным результатом такого безудержного гравитационного сжатия должно явиться образование черной дыры.
О различных типах звезд и некоторых их характеристиках вы прочтете подробнее в соответствующих статьях словаря.
Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.
В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.
Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.
Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.
Турбина атомной электростанции является тепловой машиной, определяющей в соответствии со вторым законом термодинамики общую эффективность станции. У современных атомных электростанций коэффициент полезного действия приблизительно равен. Следовательно, для производства 1000 МВт электрической мощности тепловая мощность реактора должна достигать 3000 МВт. 2000 МВт должны уносится водой, охлаждающей конденсатор. Это приводит к локальному перегреву естественных водоемов и последующему возникновению экологических проблем.
Однако, главная проблема состоит в обеспечении полной радиационной безопасности людей, работающих на атомных электростанциях, и предотвращении случайных выбросов радиоактивных веществ, которые в большом количестве накапливаются в активной зоне реактора. При разработке ядерных реакторов этой проблеме уделяется большое внимание. Тем не менее, после аварий на некоторых АЭС, в частности на АЭС в Пенсильвании (США, 1979 г.) и на Чернобыльской АЭС (1986 г.), проблема безопасности ядерной энергетики встала с особенной остротой.
Современная атомная энергетика базируется на расщеплении ядер атомов на два более легких с выделением энергии пропорционально потере массы. Источником энергии и продуктами распада при этом являются радиоактивные элементы. С ними связаны основные экологические проблемы ядерной энергетики.
Еще большее количество энергии выделяется в процессе ядерного синтеза, при котором два ядра сливаются в одно более тяжелое, но также с потерей массы и выделением энергии. Исходными элементами для синтеза является водород, конечным - гелий. Оба элемента не оказывают отрицательного влияния на среду и практически неисчерпаемы.
Результатом ядерного синтеза является энергия солнца. Человеком этот процесс смоделирован при взрывах водородных бомб. Задача состоит в том, чтобы ядерный синтез сделать управляемым, а его энергию использовать целенаправленно. Основная трудность заключается в том, что ядерный синтез возможен при очень высоких давлениях и температурах около 100 млн. °С. Отсутствуют материалы, из которых можно изготовить реакторы для осуществления сверхвысокотемпературных (термоядерных) реакций. Любой материал при этом плавится и испаряется.
Ученые пошли по пути поиска возможностей осуществления реакций в среде, не способной к испарению. Для этого в настоящее время испытываются два пути. Один из них основан на удержании водорода в сильном магнитном поле.
Несмотря на некоторые положительные результаты по осуществлению управляемого ядерного синтеза, высказываются мнения, что в ближайшей перспективе он вряд ли будет использован для решения энергетических проблем. Это связано с нерешенностью многих вопросов и с необходимостью колоссальных затрат на дальнейшие экспериментальные, а тем более промышленные разработки.
Звёзды 1 представляют собой шары из горячего, по большей части ионизированного газа. Ионизация звёздного вещества является следствием его высокой температуры (от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч градусов).
В результате исследования химического состава Солнца и других звёзд было обнаружено, что в них присутствуют почти все химические элементы, имеющиеся на Земле и представленные в таблице Д. И. Менделеева. Выяснилось также, что в большинстве случаев 70% массы звезды составляет водород, 28% - гелий и 2% - более тяжёлые элементы.
Вы уже знаете, что чем больше масса звезды, тем более сильное гравитационное поле она создаёт. Благодаря действию гравитационных сил, сжимающих звёздное вещество, его температура, плотность, давление значительно возрастают от внешних слоев к центру.
Так, например, температура внешних слоев Солнца приблизительно равна 6 10 3 °С, а в центре - порядка 14-15 млн °С, плотность вещества в центре Солнца приблизительно равна 150 г/см 3 (в 19 раз больше, чем у железа), а давление от средних слоев к центру возрастает от 7 10 8 до 3,4 10 11 атм. При таких температурах и давлениях в ядре могут протекать термоядерные реакции, являющиеся источником энергии звёзд.
Мощность излучения звезды (называемая также светимостью и обозначаемая буквой L) пропорциональна четвёртой степени её массы:
Протекающие в недрах звёзд термоядерные реакции являются одним из процессов, существенно отличающих звёзды от планет, так как внутренний источник обогрева планет - это радиоактивный распад. Указанное различие обусловлено тем, что масса любой звезды заведомо больше массы даже самой большой планеты. Это можно проиллюстрировать на примере Юпитера. Несмотря на то что по многим параметрам он очень похож на звезду, его масса оказалась недостаточной для возникновения в его недрах условий, необходимых для протекания термоядерных реакций.
В результате термоядерных реакций в недрах Солнца выделяется огромная энергия, поддерживающая его свечение. Рассмотрим, каким образом эта энергия выходит наружу, к поверхности Солнца.
В зоне переноса лучистой энергии (рис. 188) освобождённое в ядре тепло распространяется от центра к поверхности Солнца путём излучения, т. е. через поглощение и излучение веществом порций света - квантов. Поскольку кванты излучаются атомами в любых направлениях, их путь к поверхности длится тысячи лет.
Рис. 188. Строение Солнца
В зоне конвекции энергия переносится к поверхности всплывающими потоками горячего газа. Достигнув поверхности, газ, излучая энергию, охлаждается, уплотняется и погружается к основанию зоны. В конвективной зоне газ непрозрачен. Поэтому можно увидеть только те слои, которые находятся над ней: фотосферу, хромосферу и корону (на рисунке не обозначена). Эти три слоя относятся к солнечной атмосфере.
Фотосфера («сфера света») на фотографиях выглядит как совокупность ярких пятнышек - гранул (рис. 189), разделённых тонкими тёмными линиями. Яркие пятнышки - это потоки горячего газа, всплывающие на поверхность конвективной зоны.
Рис. 189. Гранулы и пятно в фотосфере Солнца
Хромосфера («сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Одним из наиболее интересных явлений, которые можно наблюдать в хромосфере, являются протуберанцы 2 . Протяжённость хромосферы достигает 10-15 тыс. км.
Самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона. Она простирается на миллионы километров (т. е. на расстояние порядка нескольких солнечных радиусов), несмотря на то что сила тяжести на Солнце очень велика. Большая протяжённость короны объясняется тем, что движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн °С, происходят с огромными скоростями. Солнечная корона хорошо видна во время солнечного затмения (рис. 190). Форма и яркость короны меняются в соответствии с циклом солнечной активности, т. е. с периодичностью в 11 лет.
Рис. 190. Солнечная корона (во время полного солнечного затмения 1999 г.)
Индукция магнитного поля на Солнце всего в 2 раза больше, чем на поверхности Земли. Но временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Они препятствуют подъёму горячей плазмы, в результате чего вместо светлых гранул образуется тёмная область - солнечное пятно (см. рис. 189). При появлении больших групп пятен мощность видимого, ультрафиолетового и рентгеновского излучений резко возрастает, что может неблагоприятно отражаться на самочувствии людей.
Перемещение пятен по диску Солнца является следствием его вращения, которое происходит с периодом, равным 25,4 сут относительно звёзд.
Завершающий этап процесса эволюции звёзд включает несколько стадий. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, температура поверхности понижается, внешние слои расширяются, а внутренние сжимаются. Звезда становится красным гигантом, т. е. звездой огромного размера с высокой светимостью и очень малой плотностью. В центре образуется плотное и горячее гелиевое ядро. Когда температура в нём достигает 100 млн °С, начинается реакция превращения гелия в углерод, сопровождающаяся выделением большого количества энергии.
На следующей стадии звёзды типа Солнца сбрасывают часть вещества, сжимаются до размеров планет, превращаясь в маленькие, очень плотные звёзды - белые карлики, и медленно остывают.
Вопросы
- При температуре в ядре порядка 14-15 млн°С и давлениях от 7 10 8 до 3,4 10 11 атм звезда должна была бы превратиться в расширяющееся газовое облако. Но этого не происходит. Как вы думаете, какие силы противодействуют расширению звезды?
- Что является источником энергии, излучаемой звездой?
- Какой физический процесс является источником внутреннего обогрева планеты?
- Что является причиной образования пятен на Солнце?
- Из каких слоев состоит солнечная атмосфера?
- Расскажите об основных стадиях эволюции Солнца.
2 Протуберанцы - громадные, протяжённостью до сотен тысяч километров, плазменные образования в солнечной короне, имеющие большую плотность и меньшую температуру, чем окружающая их плазма короны.
Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] Шкловский Иосиф Самуилович
Глава 7 Как излучают звезды?
Глава 7 Как излучают звезды?
При температуре порядка десяти миллионов кельвинов и достаточно высокой плотности вещества недра звезды должны быть «наполнены» огромным количеством излучения. Кванты этого излучения непрерывно взаимодействуют с веществом, поглощаясь и переизлучаясь им. В результате таких процессов поле излучения приобретает равновесный характер (строго говоря, почти равновесный характер - см. ниже), т. е. оно описывается известной формулой Планка с параметром T , равным температуре среды. Например, плотность излучения на частоте
в единичном интервале частот равна
Важной характеристикой поля излучения является его интенсивность , обычно обозначаемая символом I
Последняя определяется как количество энергии, протекающее через площадку в один квадратный сантиметр в единичном интервале частот за одну секунду внутри телесного угла в один стерадиан в некотором заданном направлении, причем площадка перпендикулярна к этому направлению. Если для всех направлений величина интенсивности одинакова, то она связана с плотностью излучения простым соотношением
Наконец, особое значение для проблемы внутреннего строения звезд имеет поток излучения , обозначаемый буквой H . Мы можем определить эту важную величину через полное количество энергии, протекающей наружу через некоторую воображаемую сферу, окружающую центр звезды:
| (7.5) |
Если энергия «производится» только в самых внутренних областях звезды, то величина L остается постоянной, т. е. не зависит от произвольно выбранного радиуса r . Полагая r = R , т. е. радиусу звезды, мы найдем смысл L : очевидно, это просто светимость звезды. Что же касается величины потока H , то она меняется с глубиной как r -2 .
Если бы интенсивность излучения по всем направлениям была строго одинакова (т. е., как говорят, поле излучения было бы изотропным ), то поток H был бы равен нулю[ 18 ]. Это легко понять, если представить, что в изотропном поле количество излучения, вытекающее через сферу произвольного радиуса наружу , равно количеству втекающей внутрь этой воображаемой сферы энергии. В условиях звездных недр поле излучения почти изотропно. Это означает, что величина I подавляюще превосходит H . В этом мы можем убедиться непосредственно. Согласно (7.2) и (7.4) при T = 10 7 К I = 10 23 эрг/см 2
стер, а количество излучения, протекающее в каком-нибудь одном направлении («вверх» или «вниз»), будет несколько больше: F = I = 3
10 23 эрг/см 2
с. Между тем величина потока излучения Солнца в его центральной части,. где-нибудь на расстоянии
100 000 км от его центра (это в семь раз меньше солнечного радиуса), будет равна H = L/ 4r 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 эрг/см 2
с, т.е. в тысячу миллиардов раз меньше. Это объясняется тем, что в солнечных недрах поток излучения наружу («вверх») почти в точности равен потоку внутрь («вниз»). Все дело в этом «почти». Ничтожная разница в интенсивности поля излучения и определяет всю картину излучения звезды. Именно по этой причине мы сделали выше оговорку, что поле излучения почти равновесно. При строго равновесном поле излучения никакого потока излучения не должно быть! Еще раз подчеркнем, что отклонения реального поля излучения в недрах звезд от планковского совершенно ничтожны, что видно из малости отношения H/F
При T
10 7 К максимум энергии в планковском спектре приходится на рентгеновский диапазон. Это следует из хорошо известного из элементарной теории излучения закона Вина:
| (7.6) |
10 -8 см или 3? - типичный рентгеновский диапазон. Количество лучистой энергии, заключенной в недрах Солнца (или какой-нибудь другой звезды), сильно зависит от распределения температуры с глубиной, так как u T 4 . Точная теория звездных недр позволяет получить такую зависимость, откуда следует, что у нашего светила запас лучистой энергии около 10 45 эрг. Если бы ничто не сдерживало кванты этого жесткого излучения, они за пару секунд покинули бы Солнце и эта чудовищная вспышка, несомненно, сожгла бы все живое на поверхности Земли. Это не происходит потому, что излучение буквально «заперто» внутри Солнца. Огромная толща вещества Солнца служит надежным «буфером». Кванты излучения, непрерывно и очень часто поглощаясь атомами, ионами и электронами плазмы солнечного вещества, лишь чрезвычайно медленно «просачиваются» наружу. В процессе такой «диффузии» они существенно меняют свое основное качество - энергию. Если в недрах звезд, как мы видели, их энергия соответствует рентгеновскому диапазону, то с поверхности звезды кванты выходят уже сильно «отощавшими» - их энергия уже соответствует преимущественно оптическому диапазону.
Возникает основной вопрос: чем определяется светимость звезды, т. е. мощность ее излучения? Почему звезда, имеющая огромные ресурсы энергии, так «экономно» расходует их, теряя из этого «запаса» на излучение лишь малую, хотя и вполне определенную часть? Выше мы оценили запас лучистой энергии в недрах звезд. Следует иметь в виду, что эта энергия, взаимодействуя с веществом, непрерывно поглощается и в таком же количестве возобновляется. «Резервуаром» для «наличной» лучистой энергии в недрах звезд служит тепловая энергия частиц вещества. Не представляет особого труда оценить величину тепловой энергии , запасенной в звезде. Для определенности рассмотрим Солнце. Считая, для простоты, что оно состоит только из водорода, и зная его массу, легко найти, что там имеется приблизительно 2
10 57 частиц - протонов и электронов. При температуре T
10 7 К средняя энергия, приходящаяся на одну частицу, будет равна kT = 2
10 -9 эрг, откуда следует, что запас тепловой энергии Солнца W T составляет весьма солидную величину
10 48 эрг. При наблюдаемой мощности солнечного излучения L
10 33 эрг/с этого запаса хватает на 10 15 секунд или
30 миллионов лет. Вопрос состоит в том, почему Солнце имеет именно ту светимость, которую мы наблюдаем? Или, другими словами, почему находящийся в состоянии гидростатического равновесия газовый шар с массой, равной массе Солнца, имеет совершенно определенный радиус и совершенно определенную температуру поверхности, с которой излучение выходит наружу? Ибо светимость любой звезды, в том числе и Солнца, можно представить простым выражением
|
(7.7) |
где T e - температура солнечной поверхности[ 19 ]. Ведь, в принципе, Солнце при тех же массе и радиусе могло бы иметь температуру, скажем, 20 000 К, и тогда его светимость была бы в сотни раз больше. Однако этого нет, что, конечно, не является случайностью.
Выше мы говорили о запасе тепловой энергии в звезде. Наряду с тепловой энергией звезда располагает также солидным запасом других видов энергии. Прежде всего рассмотрим гравитационную энергию. Последняя определяется как энергия гравитационного притяжения всех частиц звезды между собой. Она, конечно, является потенциальной энергией звезды и имеет знак минус. Численно она равна работе, которую нужно затратить, чтобы, преодолевая силу тяготения, «растащить» все части звезды на бесконечно большое расстояние от ее центра. Оценку величины этой энергии можно сделать, если найти энергию гравитационного взаимодействия звезды с самой собой:
Рассмотрим теперь звезду не в равновесном, стационарном состоянии, а в стадии медленного сжатия (как это имеет место для протозвезды; см. § 5). В процессе сжатия гравитационная энергия звезды медленно уменьшается (вспомним, что она отрицательна). Однако, как это видно из формулы (7.9), только половина выделившейся гравитационной энергии перейдет в тепло, т. е. будет затрачена на нагрев вещества. Другая половина выделившейся энергии обязательно должна покинуть звезду в виде излучения. Отсюда следует, что если источником энергии излучения звезды является ее сжатие, то количество излученной за время эволюции энергии равно запасу ее тепловой энергии.
Оставляя пока в стороне очень важный вопрос о причинах, по которым звезда имеет совершенно определенную светимость, сразу же подчеркнем, что если считать источником энергии звезды освобождение ее гравитационной энергии в процессе сжатия (как это полагали в конце XIX века), то мы столкнемся с очень серьезными трудностями. Дело не в том, что для обеспечения наблюдаемой светимости радиус Солнца ежегодно должен уменьшаться примерно на 20 метров - такое ничтожное изменение размеров Солнца современная техника наблюдательной астрономии обнаружить не в состоянии. Трудность в том, что запаса гравитационной энергии Солнца хватило бы лишь на 30 миллионов лет излучения нашего светила при условии, конечно, что оно излучало в прошлом примерно так же, как сейчас. Если в XIX веке, когда известный английский физик Томпсон (лорд Кельвин) выдвинул эту «гравитационную» гипотезу поддержания солнечного излучения, знания о возрасте Земли и Солнца были весьма туманными, то сейчас это уже не так. Геологические данные с большой надежностью позволяют утверждать, что возраст Солнца исчисляется по крайней мере в несколько миллиардов лет, что в сотню раз превышает «кельвинскую шкалу» для его жизни.
Отсюда следует очень важный вывод, что ни тепловая, ни гравитационная энергия не могут обеспечить столь длительное излучение Солнца, а также подавляющего большинства других звезд. Наш век уже давно указал на третий источник энергии излучения Солнца и звезд, имеющий решающее значение для всей нашей проблемы. Речь идет о ядерной энергии (см. § 3). В § 8 мы более подробно и конкретно будем говорить о тех ядерных реакциях, которые протекают в звездных недрах.
Величина запаса ядерной энергии W я = 0, 008Xc 2 M
10 52 эрг превышает сумму гравитационной и тепловой энергии Солнца более чем в 1000 раз. То же самое относится и к подавляющему большинству других звезд. Этого запаса хватит для поддержания излучения Солнца на сто миллиардов лет! Конечно, отсюда не следует, то Солнце будет излучать в течение столь огромного промежутка времени на современном уровне. Но во всяком случае ясно, что запасов ядерного горючего у Солнца и звезд более чем достаточно.
Важно подчеркнуть, что ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца и звезд, являются термоядерными . Это означает, что реагируют хотя и быстрые (а поэтому достаточно энергичные) заряженные частицы, но все же тепловые . Дело в том, что частицы газа, нагретого до некоторой температуры, имеют максвеллово распределение скоростей . При температуре
10 7 К средняя энергия тепловых движений частиц близка к 1000 эВ. Эта энергия слишком мала для того, чтобы, преодолев кулоновские силы отталкивания при столкновении двух ядер, попасть в другое ядро и тем самым вызвать ядерное превращение. Необходимая энергия должна быть по крайней мере в десятки раз больше. Существенно, однако, что при максвелловом распределении скоростей всегда найдутся частицы, энергия которых будет значительно превышать среднюю. Их, правда, будет мало, но только они, сталкиваясь с другими ядрами, вызывают ядерные превращения и, следовательно, выделение энергии. Количество таких аномально быстрых, но все же «тепловых» ядер весьма чувствительным образом зависит от температуры вещества . Казалось бы, при такой ситуации ядерные реакции, сопровождающиеся выделением энергии, могут быстро повысить температуру вещества, отчего в свою очередь их скорость резко увеличивается, и звезда смогла бы за сравнительно короткое время израсходовать свой запас ядерного горючего путем увеличения своей светимости. Ведь энергия не может накапливаться в звезде - это привело бы к резкому увеличению давления газа и звезда просто взорвалась бы как перегретый паровой котел. Поэтому вся выделившаяся в недрах звезд ядерная энергия должна покидать звезду; этот процесс и определяет светимость звезды. Но в том-то и дело, что какие бы ни были термоядерные реакции, они не могут идти в звезде с произвольной скоростью. Как только, хотя бы в незначительной степени, произойдет локальный (т. е. местный) разогрев вещества звезды, последнее из-за возросшего давления расширится , отчего согласно формуле Клапейрона произойдет охлаждение . При этом скорость ядерных реакций сразу же упадет и вещество, таким образом, вернется к своему первоначальному состоянию. Этот процесс восстановления нарушенного вследствие локального разогрева гидростатического равновесия, как мы видели раньше, идет весьма быстро.
Таким образом, скорость ядерных реакций как бы «подстраивается» к распределению температуры внутри звезды. Как это ни звучит парадоксально, величина светимости звезды не зависит от ядерных реакций, происходящих в ее недрах! Значение ядерных реакций состоит в том, что они как бы поддерживают установившийся температурный режим на том уровне, который определяется структурой звезды, обеспечивая светимость звезд в течение «космогонических» интервалов времени. Таким образом, «нормальная» звезда (например, Солнце) является великолепно отрегулированной машиной, которая может в течение огромного времени работать в стабильном режиме.
Теперь мы должны подойти к ответу на тот основной вопрос, который был поставлен в начале этого параграфа: если светимость звезды не зависит от находящихся в ней источников энергии, то чем же она определяется? Чтобы ответить на этот вопрос, надо прежде всего понять, каким образом в недрах звезд осуществляется транспортировка (перенос) энергии от центральных частей к периферии. Известны три основных способа переноса энергии: а) теплопроводность, б) конвекция, в) лучеиспускание. У большинства звезд, в том числе и у Солнца, механизм переноса энергии путем теплопроводности оказывается совершенно не эффективным по сравнению с другими механизмами. Исключение составляют недра белых карликов , о которых речь будет идти в § 10. Конвекция имеет место тогда, когда тепловая энергия переносится вместе с веществом. Например, соприкасающийся с горячей поверхностью нагретый газ расширяется, от этого его плотность уменьшается и он удаляется от нагревающего тела - просто «всплывает». На его место опускается холодный газ, который опять нагревается и всплывает, и т. д. Такой процесс может при некоторых условиях происходить довольно бурно. Его роль в самых центральных областях сравнительно массивных звезд, а также в их наружных, «подфотосферных» слоях может быть весьма значительной, о чем речь пойдет ниже. Основным процессом переноса энергии в звездных недрах является все же лучеиспускание .
Мы уже говорили выше, что поле излучения в звездных недрах почти изотропно. Если мы вообразим себе малый объем звездного вещества где-нибудь в недрах звезды, то интенсивность излучения, идущего «снизу», т. е. по направлению от центра звезды, будет чуть-чуть больше, чем из противоположного направления. Именно по этой причине внутри звезды имеется поток излучения. От чего зависит разность интенсивностей излучения, идущего «сверху» и «снизу», т. е. поток излучения? Вообразим на минуту, что вещество звездных недр почти прозрачно. Тогда через наш объем «снизу» будет проходить излучение, которое возникло далеко от него, где-то в самой центральной области звезды. Так как температура там высока, то и интенсивность будет весьма значительной. Наоборот, интенсивность, идущая «сверху», будет соответствовать сравнительно низкой температуре наружных слоев звезды. В этом воображаемом случае разность интенсивностей излучения «снизу» и «сверху» будет весьма велика и ей будет соответствовать огромный поток излучения.
Теперь представим себе другую крайность: вещество звезды очень непрозрачно. Тогда из данного объема можно «видеть» только на расстояние порядка l/
Коэффициент поглощения, рассчитанный на единицу массы[ 20 ]. В недрах Солнца величина l/
Близка к одному миллиметру. Даже странно на первый взгляд, что газ может быть настолько непрозрачным. Ведь мы, находясь в земной атмосфере, видим предметы, удаленные на десятки километров! Такая огромная непрозрачность газообразного вещества звездных недр объясняется его высокой плотностью, а главное - высокой температурой, которая делает газ ионизованным. Ясно, что разница в температуре на протяжении одного миллиметра должна быть совершенно ничтожной. Ее можно грубо оценить, считая перепад температуры от центра Солнца к его поверхности равномерным. Тогда получается, что разность температур на расстоянии 1 мм близка к одной стотысячной градуса. Соответственно этому, ничтожной будет и разница между интенсивностью излучения, идущего «сверху» и «снизу». Следовательно, поток излучения будет ничтожно мал по сравнению с интенсивностью, о чем речь уже шла выше.
Таким образом, мы приходим к важному выводу, что непрозрачность звездного вещества определяет проходящий через него поток излучения, а следовательно, светимость звезды. Чем больше непрозрачность звездного вещества, тем меньше поток излучения. Кроме того, поток излучения должен, конечно, еще зависеть от того, как быстро меняется температура звезды с глубиной. Вообразим себе нагретый газовый шар, температура которого строго постоянна. Совершенно очевидно, что в этом случае поток излучения был бы равен нулю безотносительно к тому, велико или мало поглощение излучения. Ведь при любом
интенсивность излучения «сверху» будет равна интенсивности излучения «снизу», так как температуры строго равны.
Теперь мы вполне можем понять смысл точной формулы, связывающей светимость звезды с основными ее характеристиками:
|
(7.10) |
где символ
означает изменение температуры при продвижении на один сантиметр от центра звезды. Если бы температура была строго постоянной, то
было бы равно нулю. Формула (7.10) выражает то, о чем уже шла речь выше. Поток излучения от звезды (а следовательно, ее светимость) тем больше, чем меньше непрозрачность звездного вещества и сильнее перепад температуры в звездных недрах.
Формула (7.10) позволяет прежде всего получить, светимость звезды, если основные ее характеристики известны. Но прежде чем перейти к численным оценкам, мы эту формулу преобразуем. Выразим T через M , используя формулу (6.2), и примем, что
3M/ 4R 3 .
Тогда, полагая
Будем иметь
|
(7.11) |
Характерной особенностью полученной формулы является то, что из нее выпала зависимость светимости от радиуса звезды. Хотя зависимость от среднего молекулярного веса вещества звездных недр довольно сильная, сама величина
Для большинства звезд меняется в незначительных пределах. Непрозрачность звездного вещества
зависит в первую очередь от наличия в нем тяжелых элементов. Дело в том, что водород и гелий в условиях звездных недр полностью ионизованы и в таком состоянии поглощать излучение почти не могут. Ведь для того, чтобы квант излучения был поглощен, необходимо, чтобы его энергия была полностью израсходована на отрыв электрона от ядра, т. е. на ионизацию. Если же атомы водорода и гелия полностью ионизованы, то, выражаясь просто, и отрывать нечего[ 21 ]. Иное дело тяжелые элементы. Они, как мы видели выше, сохраняют еще часть своих электронов на своих самых внутренних оболочках и поэтому могут довольно эффективно поглощать излучение. Отсюда следует, что хотя относительное содержание тяжелых элементов в звездных недрах мало, их роль непропорционально велика, так как в основном именно они определяют непрозрачность звездного вещества.
Теория приводит к простой зависимости коэффициента поглощения от характеристик вещества (формула Крамерса):
| (7.12) |
Заметим, однако, что эта формула носит довольно приближенный характер. Все же из нее следует, что мы не сделаем очень большой ошибки, если положим величину
не очень сильно меняющейся от звезды к звезде. Точные расчеты показывают, что для горячих массивных звезд
1, между тем как для красных карликов значение
раз в 10 больше. Таким образом, из формулы (7.11) следует, что светимость «нормальной» (т. е. находящейся в равновесии на главной последовательности) звезды в первую очередь зависит от ее массы. Если подставить численное значение всех входящих в формулу коэффициентов, то ее можно переписать в виде
|
(7.13) |
Эта формула дает возможность определить абсолютное значение светимости звезды, если известна ее масса. Например, для Солнца можно принять, что коэффициент поглощения
20, а средняя молекулярная масса
0, 6 (см. выше). Тогда L/L
5, 6. Нас не должно смущать то обстоятельство, что L/L
Не получилось равным единице. Это объясняется чрезвычайной грубостью нашей модели. Точные расчеты, учитывающие распределение температуры Солнца с глубиной, дают значение L/L
Близкое к единице.
Основной смысл формулы (7.13) состоит в том, что она дает зависимость светимости звезды главной последовательности от ее массы . Поэтому формула (7.13) обычно называется «зависимость масса - светимость». Еще раз обратим внимание на то, что такая важнейшая характеристика звезды, как ее радиус , в эту формулу не входит. Нет и намека на зависимость светимости звезды от мощности источников энергии в ее недрах. Последнее обстоятельство имеет принципиальное значение. Как мы уже подчеркивали выше, звезда данной массы как бы сама регулирует мощность источников энергии, .которые «подстраиваются» под ее структуру и «непрозрачность».
Зависимость «масса - светимость» была выведена впервые выдающимся английским астрономом Эддингтоном, основоположником современных теорий внутреннего строения звезд. Эта зависимость была найдена им теоретически и только впоследствии была подтверждена на обширном наблюдательном материале. Согласие этой формулы, полученной, как мы видели выше, из самых простых предположений, с результатами наблюдений в основном хорошее. Некоторые расхождения имеют место для очень больших и очень малых звездных масс (т. е. для голубых гигантов и красных карликов). Однако дальнейшее усовершенствование теории позволило эти расхождения устранить...
Выше мы привели зависимость между потоком излучения и перепадом температуры, исходя из предположения, что энергия переносится из недр звезды наружу только путем лучеиспускания (см. формулу (7.10)). В недрах звезд при этом выполняется условие лучистого равновесия . Это означает, что каждый элемент объема звезды поглощает ровно столько энергии, сколько излучает. Однако такое равновесие не всегда является устойчивым . Поясним это на простом примере. Выделим небольшой элемент объема внутри звезды и мысленно перенесем его вверх (т. е. ближе к поверхности) на небольшое расстояние. Так как по мере удаления от центра звезды и температура и давление образующего его газа будут уменьшаться, наш объем при таком перемещении должен расшириться. Можно считать, что в процессе такого перемещения между нашим объемом и окружающей средой не происходит обмена энергии. Другими словами, расширение объема по мере его перемещения вверх можно считать адиабатическим . Это расширение будет происходить таким образом, что его внутреннее давление все время будет равно внешнему давлению окружающей среды. Если мы, после перемещения, представим наш объем газа «самому себе», то он либо вернется обратно в первоначальное положение, либо будет продолжать двигаться вверх. От чего же зависит направление движения объема?
и P обозначают плотность и давление. После того как объем переместился вверх (или, другими словами, «претерпел возмущение»), причем его внутреннее давление уравновешено давлением окружающей среды, плотность его должна отличаться от плотности указанной среды. Это объясняется тем, что в процессе подъема и расширения нашего объема его плотность менялась по особому, так называемому «адиабатическому» закону. В этом случае будем иметь
|
(7.15) |
В недрах звезд, как правило, перенос энергии осуществляется посредством лучеиспускания. Это объясняется устойчивостью среды по отношению к возмущениям ее «неподвижности» (см. выше). Но есть в недрах ряда звезд такие слои и даже целые большие области, где условие устойчивости, которое было получено выше, не выполняется. В этих случаях основная часть энергии переносится путем конвекции. Обычно это бывает тогда, когда перенос энергии путем лучеиспускания по каким-либо причинам оказывается ограниченным. Это может произойти, например» при слишком большой непрозрачности.
Выше было получено основное соотношение «масса - светимость» из предположения, что перенос энергии в звездах осуществляется только путем лучеиспускания. Возникает вопрос: если в звезде имеет место также перенос энергии путем конвекции, не нарушится ли эта зависимость? Оказывается, нет! Дело в том, что «полностью конвективных звезд», т. е. таких звезд, у которых повсеместно, от центра до поверхности, перенос энергии осуществлялся бы только путем конвекции, в природе не существует. У реальных звезд имеются либо лишь более или менее тонкие слои, либо большие области в центре, где конвекция играет доминирующую роль. Но достаточно иметь хотя бы даже один слой внутри звезды, где бы перенос энергии осуществлялся лучеиспусканием, чтобы его непрозрачность самым радикальным образом отразилась бы на «пропускной способности» звезды по отношению к выделяющейся в ее недрах энергии. Однако наличие конвективных областей в недрах звезд, конечно, изменит численное значение коэффициентов в формуле (7.13). Это обстоятельство, в частности, является одной из причин, почему вычисленная нами по этой формуле светимость Солнца почти в пять раз превышает наблюдаемую.
Итак, по причине описанной выше специфической неустойчивости, в конвективных слоях звезд происходят крупномасштабные движения газа. Более нагретые массы газа подымаются снизу вверх, в то время как более холодные опускаются. Происходит интенсивный процесс перемешивания вещества. Расчеты показывают, однако, что разница в температуре движущихся элементов газа и окружающей среды совершенно ничтожна, всего лишь около 1 К - и это при температуре вещества недр порядка десяти миллионов кельвинов! Это объясняется тем, что сама конвекция стремится выравнивать температуру слоев. Средняя скорость поднимающихся и опускающихся газовых масс также незначительна - всего лишь порядка нескольких десятков метров в секунду. Полезно сравнить эту скорость с тепловыми скоростями ионизованных атомов водорода в недрах звезд, которые порядка нескольких сотен километров в секунду. Так как скорость движения газов, участвующих в конвекции, в десятки тысяч раз меньше тепловых скоростей частиц звездного вещества, то давление, вызываемое конвективными потоками, почти в миллиард раз меньше обычного газового давления. Это означает, что конвекция совершенно не влияет на гидростатическое равновесие вещества звездных недр, определяемое равенством сил газового давления и гравитации.
Не следует представлять себе конвекцию как некий упорядоченный процесс, где области подъема газа регулярно чередуются с областями его опускания. Характер конвективного движения не «ламинарный», а «турбулентный»; т. е. носит крайне хаотический, беспорядочно меняющийся во времени и пространстве характер. Хаотический характер движения газовых масс приводит к полному перемешиванию вещества. Это означает, что химический состав области звезды, охваченной конвективными движениями, должен быть однородным. Последнее обстоятельство имеет весьма большое значение для многих проблем звездной эволюции. Например, если в результате ядерных реакций в самой горячей (центральной) части конвективной зоны химический состав изменился (например, стало меньше водорода, часть которого превратилась в гелий), то за короткое время это изменение распространится на всю конвективную зону. Таким образом, в «зону ядерных реакций» - центральную область звезды - непрерывно может поступать «свежее» ядерное горячее, что имеет конечно, решающее значение для эволюции звезды[ 22 ]. В то же время вполне могут быть и такие ситуации, когда в центральных, самых горячих областях звезды конвекции нет, что приводит в процессе эволюции к радикальному изменению химического состава этих областей. Об этом более подробно будет идти речь в § 12.
Из книги Теория относительности - мистификация ХХ века автора Секерин Владимир ИльичII Звезды излучают...Так продолжал я передвигаться по времени огромными шагами, каждый в тысячу лет и больше, увлекаемый тайной последних дней Земли и наблюдая в состоянии какого-то гипноза, как в западной части неба Солнце становится все огромнее и тусклее... Наконец,
Из книги Занимательно о космогонии автора Томилин Анатолий НиколаевичIII Звезды взрываются...В двадцать второй день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: «Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи. Она была слегка радужного цвета. Согласно распоряжению императора я
Из книги автораГлава 19 Нейтронные звезды и открытие пульсаров Как уже говорилось во второй части этой книги, заключительная фаза эволюции звезды, наступающая после того, как будут в значительной степени исчерпаны ресурсы ее ядерного водородного горючего, существенно зависит от массы
Из книги автораГлава 23 Рентгеновские звезды Как уже указывалось во введении к этой книге, бурное развитие внеатмосферной астрономии, так же как и радиоастрономии, привело в послевоенные годы к революции в нашей науке. Пожалуй, наиболее впечатляющими достижениями внеатмосферной
Из книги автора Из книги автораЗвезды в ассортименте Ассортиментом в торговле называют набор различных видов и сортов товаров. Мы, конечно, торговать звездами не собираемся. Но в наши дни астрономических конкурсов в вузы торговли подобные термины особенно популярны. А мы с вами стремимся к
Из книги автораЗвезды 66. Что такое звезды? Звезды - это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли.В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что
Из книги автора66. Что такое звезды? Звезды - это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли.В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что звезды
Из книги автора71. Как звезды работают? Звезда - это гигантский газовый шар. Он формируется, когда межзвездное облако, в основном из водорода и гелия, начинает сжиматься под собственной тяжестью.Сжатие продолжается, пока ядро не становится настолько сжатым и горячим, что запускает
Из книги автора78. Искусственны ли звезды? Это совершенно глупый вопрос - не так ли? Но в действительности он имеет отношение к важнейшему научному вопросу: как мы сможем распознать инопланетян (ЕТ)?В поисках внеземного разума аппарат SETI (search extra-terrestrial intelligence) сканирует небо для
Сложная, но информативная, содержательная, полезная и важная тема статьи, с которой нам предстоит разобраться. Речь пойдёт о спектральной классификации звёзд . Я объясню доступным языком, не вдаваясь в подробности написания формул, физических величин, как говорится «на пальцах». Давайте по-порядку.
Для начала, что же такое спектр? Спектр - распределение энергии излучения по частоте или по длинам волн. Спектр излучения звёзд - непрерывный, на который накладываются яркие и тёмные линии.
Видимое в спектроскопе представление оптического спектра
Спектры звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов усиливаются, а других - постепенно ослабевают. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Важно : звёзды, принадлежащие к различным спектральным классам, отличаются температурами .
Гарвардская спектральная классификация
Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась - спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:
Q - P - W - O -B - A - F - G - K - M
Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: O h, B e A F ine G irl, K iss M e. В русском эквиваленте вариант такой: О дин Б ритый А нгличанин Ф иники Ж евал К ак М орковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): М орковь К ажется Ж ирафу Ф руктом, А Б егемоту О вощем.
Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.
Спектральный класс звёзд (классификация Моргана-Кинана) Класс O
Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса - Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.
Класс B
Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель - звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.
Класс A
Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.
Класс F
Температура лежит в диапазоне 6000 - 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды - Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.
Класс G
Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.
Класс K
Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.
Класс M
Звёзды с минимальной температурой равной 2000 - 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.
Дополнительные классы Q, P, W
Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых).
Буквой P - классы спектров .
Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе - очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 тысяч К.
Для более детального разделения на классы были введены подклассы . Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид - G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.
Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.
Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она (перед спектральным классом ставится индекс γ ) или (индекс δ ). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р - пекулярные (А6р).
Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n - диффузные линии, s - резкие линии.
Йеркская спектральная классификация с учётом светимости
Теперь, когда мы разобрались с гарвардскими спектральными классами, дополним знания Йеркской спектральной классификацией с учётом светимости. Так одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой поверхности, но различных классов светимости.
Исходя из этой классификации звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.
По данным таблицы, Солнце имеет йеркский спектральный класс G2V .
Хочу добавить, что и это ещё не все характеристики и особенности спектральных классов звёзд. Есть ещё много дополнительных индексов, стоящих как перед, так и после обозначения спектра. Все примеры приводить и тем более запоминать не нужно. В статьях, если будут встречаться новые обозначения спектральных классов звёзд, я обязательно буду давать пояснение уже конкретно для этой звезды.
В заключение отмечу, что ключевым моментом для определения зависимости между видом спектра и светимостью звёзд разработана диаграмма спектр-светимость или диаграмма Герцшпрунга-Рассела . О ней я расскажу в .
А пока на этом всё. Прочитайте, пожалуйста, внимательно. Непонятные моменты спрашивайте в комментариях - я обязательно отвечу каждому и постараюсь ещё лучше объяснить.
