Меню сайта

11 класс

§ 75. Звёзды

Характеристики звёзд.

Подавляющее большинство небесных объектов, видимых невооружённым глазом на небе, не относятся к Солнечной системе. Речь идёт о звёздах. В отличие от планет, они не обладают заметным перемещением относительно друг друга (в действительности оно, конечно, происходит, но становится заметным только за тысячи лет). Звёзды не имеют заметных угловых размеров, даже если использовать телескопы с большим увеличением. На протяжении многих веков это затрудняло понимание физической природы звёзд. Измерить расстояние до какой-либо звезды и попутно подтвердить гелиоцентрическую систему мира Коперника можно было, зафиксировав её годичный параллакс — смещение видимого положения звезды на небе за счёт перемещения наблюдателя вместе с Землёй (угол π на рис. 12.15).

Попытки заметить это смещение предпринимались в течение нескольких веков и оказались безуспешными — из-за огромного расстояния до звёзд их параллакс был крайне мал. Лишь в 1838 г. были впервые измерены параллаксы нескольких звёзд. В частности, российский астроном, первый директор Пулковской обсерватории Василий Яковлевич Струве (1793—1864) измерил параллакс одной из самых ярких звёзд неба — Веги (созвездие Лиры).

Расстояния до звёзд оказались столь велики, что для их выражения были неудобны не только привычные земные единицы (километры), но и астрономические единицы, используемые в Солнечной системе. В связи с этим было введено понятие светового года (св. год).

Световой год — расстояние, которое свет, распространяющийся со скоростью 300 000 км/с, проходит за один земной год.

1 св. год = 9,5 ∙ 10¹² км = 63,3 ∙ 10³ а. е.

Кроме того, используется ещё одна единица расстояния — парсек (пк).

Расстояние до звезды Beгa оказалось равным 25 св. годам. Из этого следовало, что она излучает в пространство энергию, в 40 раз большую, чем Солнце. Таким образом, первые же измерения расстояний до звёзд показали не только истинные масштабы мира, но и то, что Солнце является весьма заурядной звездой. Данные факты стали ещё более удивительными, когда выяснилось, что Beгa тоже далеко не самая яркая и при этом одна из самых близких к нам звёзд.

После открытия параллакса были измерены расстояния и светимости большого количества звёзд. Измерения их спектра (или цвета) позволяли судить о температуре их поверхности. В этом отношении Солнце, температура поверхности которого 6000 К, занимало промежуточную позицию между самыми горячими бело-голубыми звёздами (температура поверхности до 20 000 К) и холодными красными звёздами (температура поверхности около 3000 К).

Если известна температура T и мощность излучения L звезды (или её светимость), то её размер можно определить на основании закона Стефана—Больцмана:

L = 4πR²σT⁴,

где σ = 5,67 ∙ 10^-8 Дж ∙ c^-l ∙ м^-2 ∙ K^-4 — постоянная Стефана—Больцмана; R — радиус фотосферы звезды.

Данный закон связывает радиус, температуру и светимость звезды и позволяет найти одну из этих характеристик, если известны две другие.

Значительная часть всех звёзд образует двойные и кратные системы, в которых звёзды обращаются вокруг общего центра тяжести. Некоторые двойные звёзды видны в телескоп напрямую, более тесные пары исследуют, измеряя лучевую (радиальную) скорость звёзд по эффекту Доплера ¹ либо фиксируя взаимные затмения компонент системы.

---

¹ Согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра. В астрофизике с помощью эффекта Доплера определяют значения скоростей движения звёзд вдоль луча зрения (по смещению спектральных линий).

У таких звёзд можно определить массу — важнейшую характеристику, определяющую весь сценарий существования звезды. Массы звёзд меняются от 0,1 до примерно 100 масс Солнца, т. е. и по этому параметру Солнце является типичной звездой.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела и эволюция звёзд.

После того как были измерены расстояния до большого количества звёзд, стало понятно, что они существенно различаются по температуре и светимости. В 1910 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873—1967) и американский астроном Генри Рассел (1877—1957) независимо друг от друга построили диаграмму (рис. 12.16), на которой по оси абсцисс была отложена температура звезды (растущая справа налево), а по оси ординат — её светимость (выраженная в единицах светимости Солнца).

Положения звёзд, для которых температура и светимость были известны, не были расположены на этой диаграмме хаотично. Напротив, они концентрировались к определённым участкам диаграммы.

Большая часть звёзд располагалась вдоль полосы, идущей от левого верхнего угла (яркие горячие звёзды) к нижнему правому углу (слабые холодные звёзды). Эта полоса называется главной последовательностью диаграммы Герцшпрунга—Рассела. К данной группе звёзд относится и Солнце, расположенное в середине главной последовательности.

Выделяется также группа гигантов (холодные яркие звёзды, правая верхняя часть диаграмхмы красные гиганты; левая верхняя — белые гиганты) и ветвь сверхгигантов (самые яркие звёзды, от левого верхнего к правому верхнему углу). C ростом точности измерений были открыты белые карлики — горячие, но слабые звёзды, находящиеся внизу диаграммы. Среди первых открытых белых карликов были спутники ярких звёзд земного неба — Сириуса и Проциона.

Главная последовательность заполнена звёздами, находящимися на основном этапе своей эволюции, — в их недрах идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Положение звезды на главной последовательности, т. е. её температура и светимость, определяется массой M звезды: чем она больше, тем звезда горячее и ярче. Зависимость «масса — светимость» для звёзд главной последовательности обычно выражают как L ≈ M^N, где показатель степени N меняется с массой звезды. Для звёзд типа Солнца он близок к 4.

Наиболее массивные звёзды главной последовательности (голубые сверхгиганты) имеют светимость, в сотни тысяч раз большую, чем Солнце, а самые маленькие (красные карлики) светят в тысячи раз слабее Солнца. Получается, что массивные звёзды, изначально имея большие запасы водородного топлива в недрах, тратят его значительно быстрее. Их время жизни исчисляется десятками и сотнями миллионов лет, что существенно меньше, чем для Солнца. Напротив, маломассивные звёзды могут поддерживать свою светимость десятки миллиардов лет, что больше нынешнего возраста Вселенной. 

Пока в недрах звезды идёт горение водорода, её физические характеристики и положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела практически не изменяются. Силы тяготения, стремящиеся сжать звезду, уравновешены газовым давлением недр, разогретых термоядерными реакциями. Спустя достаточно продолжительный промежуток времени в недрах звезды (типа Солнца или меньше) прекращаются термоядерные реакции синтеза. После выгорания водорода в центральной части звезды образуется плотное гелиевое ядро, состоящее из газа, давление которого уже не зависит от температуры ². При этом вокруг такого ядра образуется тонкий слой, в котором начинают протекать термоядерные реакции.

---

² Такой газ называют вырожденным.

Внешняя оболочка звезды, напротив, расширяется и охлаждается. Звезда превращается в красный гигант, смещаясь на диаграмме Герцшпрунга — Рассела вправо и вверх (см. рис. 12.16).

Через 6—7 млрд лет, когда Солнце станет красным гигантом, его поверхность может достичь нынешнего положения Земли, а её температура станет вдвое меньшей, чем сейчас. При этом светимость Солнца будет в несколько сотен раз выше текущего значения. Мы можем наблюдать на небе красные гиганты, похожие на будущее Солнце, например звезду Арктур (ярчайшую в созвездии Волопаса) или Альдебаран (ярчайшую в созвездии Тельца).

Этап красного гиганта — сравнительно короткий в жизни звезды, его длительность для звёзд солнечного типа не превышает 1 млрд лет, для более массивных звёзд он ещё короче. После этого разреженная холодная оболочка рассеивается в космическом пространстве, образуя планетарную туманность. Подобный класс объектов получил такое название из- за внешнего сходства с планетами. Самый известный его представитель — туманность «Кольцо» в созвездии Лиры (рис. 12.17).

Нa месте звезды остаётся её ядро — маленький и плотный белый карлик. Хотя его масса может быть равной массе Солнца, по размерам он больше похож на Землю. При массе, почти равной солнечной, белый карлик имеет гигантскую среднюю плотность около 10⁹ кг/м³. В самом белом карлике никаких реакций уже не происходит, и он светит только за счёт своего остывания. Темп энерговыделения из-за малых размеров невелик, и остывание с дальнейшим превращением в чёрный карлик может длиться многие миллиарды лет — дольше, чем время жизни этой звезды на главной последовательности.

Поздние стадии эволюции массивных звёзд.

Описанный выше эволюционный сценарий соответствует звёздам с массой, не большей двух масс Солнца. Более массивные звёзды быстрее проходят свой жизненный путь и завершают его по-иному. Исчерпав свои запасы водорода, эти звёзды переходят с главной последовательности в область красных сверхгигантов (см. рис. 12.16). Термоядерный синтез в недрах звёзд на этом не останавливается, в какой-то момент начинаются реакции превращения гелия в углерод, затем образуется кислород и ещё более тяжёлые элементы. В самых массивных звёздах синтез идёт вплоть до железа. Именно так тяжёлые элементы до железа появились во Вселенной.

В какой-то момент термоядерные реакции в ядре звезды прекращаются, и ядро начинает сжиматься. Расчёты показывают, что устойчивый белый карлик может образоваться, если его масса не превышает 1,4 массы Солнца. В случае большей массы давление газа уже не может остановить сжатие ядра. При массе до 2—3 масс Солнца сжатие продолжается до размеров порядка 10 км! В таком сверхплотном состоянии обычные атомы уже не могут существовать — электроны соединяются с протонами, образуя нейтроны. Вся звезда фактически представляет собой гигантское ядро, состоящее из нейтронов. Такие звёзды называют нейтронными. Плотность их вещества достигает 10¹⁷ кг/м³.

Хотя нейтронные звёзды могут быть очень горячими, при таких малых размерах, в соответствии с законом Стефана—Больцмана, они не будут яркими источниками оптического излучения. Тем не менее в некоторых случаях их можно наблюдать. Если звезда обладала сильным магнитным полем, то при многократном сжатии это поле усиливается. Вдоль магнитной оси нейтронной звезды испускается сильное радиоизлучение, подобно двум лучам прожектора. Помимо сильного магнитного поля, нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением. Ось вращения в общем случае не совпадает с магнитной осью, и два «прожектора» будут описывать конусы в космическом пространстве. Если подобный конус окажется в поле нашего зрения, то периодически к нам будет попадать радиоизлучение такого прожектора. Оно будет зарегистрировано как короткий радиоимпульс, повторяющийся через равные промежутки времени. Такие объекты были обнаружены в 1967 г. и получили название пульсары. На рисунке 12.18 приведена схема их излучения. По современным представлениям, пульсары являются быстро вращающимися вокруг собственной оси нейтронными звёздами с магнитными полями, в миллионы раз превышающими магнитное поле Солнца.

Нейтронную звезду можно также обнаружить, если она входит в тесную двойную систему с обычной оптической звездой. Притяжение нейтронной звезды может срывать внешние слои с оптической звезды. Устремляясь к нейтронной звезде, вещество будет закручиваться вокруг неё, образуя аккреционный ³ диск (рис. 12.19).

---

³ Мощное гравитационное поле одного из компонентов тесной двойной звёздной системы способно вызвать падение на неё газа из атмосферы другой звезды, входящей в эту систему. Этот процесс называют аккрецией (от лат. accretio — приращение, увеличение).

Там оно может разогреваться до огромных температур, становясь источником рентгеновского излучения.

Вблизи поверхности нейтронной звезды может появиться яркое рентгеновское «пятно». За счёт вращения звезды может возникнуть пульсар, только теперь уже излучающий в рентгеновском диапазоне.

При массе звёздного ядра M, большей 2,5—3 масс Солнца, его сжатие не может остановиться даже на стадии нейтронной звезды. Необратимый гравитационный коллапс ⁴ звёздного ядра практически мгновенно уменьшает его радиус до величины R_G = 2GM / c² которую называют гравитационным радиусом тела.

---

⁴ Гравитационный коллапс — быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил.

Вторая космическая скорость на поверхности становится равной с. Никакое физическое тело, включая свет, уже не может покинуть этот объект, который становится принципиально ненаблюдаемым извне и называется чёрной дырой.

На большом расстоянии от себя чёрные дыры действуют на другие тела как точечные массы. Как и нейтронные звёзды, они могут вызывать аккрецию газа в двойных системах. Пока газ ещё находится вдали от гравитационного радиуса, он может нагреваться и излучать энергию, что и наблюдается.

Ближе к гравитационному радиусу усиливаются эффекты общей теории относительности: свет там уже не распространяется прямолинейно, а время течёт не так, как для внешнего наблюдателя. Мгновенно падающий в чёрную дыру объект будет казаться извне остановившимся у гравитационного радиуса.

Переменные, новые и сверхновые звёзды.

Видимая яркость большинства звёзд на коротких временных масштабах остаётся стабильной. Но, как показали наблюдения, существуют некоторые звёзды, блеск которых заметно меняется всего за несколько дней. Такие звёзды были названы переменными, они интенсивно изучались начиная с XVII—XVIII вв. Характер изменений блеска звёзд был разным, что послужило основой создания классификации переменных звёзд.

Такие звёзды, как Алголь (β Персея), большую часть времени сохраняли почти постоянный блеск, но в определённые периоды ослабевали в несколько раз. Это были двойные системы, в которой одна из звёзд большая, но более тёмная, чем другая. Орбита звёзд располагается почти на луче зрения, и в какой-то момент тёмная звезда затмевает светлую. Такие переменные звёзды (не являющиеся переменными в физическом смысле) называются затменными переменными. Если обе звезды в системе достаточно ярки, то затмения могут наблюдаться дважды за период, причём характер уменьшения блеска в двух минимумах будет различным. Изучение затменных систем даёт возможность определить радиусы и температуры звёзд и, следовательно, их светимость и расстояние до них.

Существует также несколько типов переменных звёзд, физически изменяющих свою яркость. Среди них можно выделить долгопериодические переменные звёзды (мириды) и цефеиды. Звёзды первого из этих типов изменяют свою яркость с периодом около года и значительной амплитудой в видимом диапазоне спектра — в десятки тысяч раз! Самые яркие представители мирид — Мира Кита (давшая название всему типу), χ Лебедя — в максимуме блеска легко видны на небе глазом, а в минимуме доступны только крупным телескопам. Эти звёзды — холодные красные сверхгиганты, температура которых около 3000 К. В минимуме она становится ещё меньше, что вызывает объединение атомов вещества звезды в молекулы. Это практически не влияет на инфракрасное излучение звезды, но сильно ослабляет её оптическую светимость из-за непрозрачности молекулярного вещества.

Цефеиды, названные по одному из самых ярких своих представителей — звезде δ Цефея, изменяются в блеске значительно быстрее: период составляет несколько дней. Это яркие жёлто-зелёные сверхгиганты, оболочка которых пульсирует. При этом, сжимаясь, звезда становится горячее и ярче. Наблюдения показали, что существует связь между периодом изменения блеска и светимостью цефеиды. Проведя измерения периода и яркости звезды, можно определить расстояние до неё. Благодаря высокой светимости цефеиды видны даже в далёких галактиках, что позволяет измерять расстояние до них. Разумеется, для этого необходимы данные о параллаксе ближайших цефеид, что позволяет в точности установить связь периода со светимостью.

Hа небе также могут появиться яркие звёзды, которые до этого не были видны. Такие звёзды были названы новыми. Позже было обнаружено, что в этих звёздах, достаточно слабых и подчас невидимых в обычном состоянии, происходят сильные вспышки, светимость звёзд при этом может возрастать в десятки и сотни тысяч раз. Одна и та же звезда может вспыхивать многократно с интервалом в тысячи лет. Новые звёзды — это тесные двойные системы, одна из компонент которых — белый карлик. Аналогично описанному выше случаю с нейтронными звёздами, на белый карлик может перетекать вещество, богатое водородом, с другой звезды. Вещество разогревается у поверхности белого карлика, и в какой-то момент в нём могут возникнуть термоядерные реакции, что и приведёт к эффекту «новой звезды» на небе.

Существенно реже наблюдались звёзды, похожие на новые, но со значительно большей мощностью вспышки. Такие звёзды могли превосходить по своей видимой яркости Венеру и наблюдаться даже днём (например, звезда, наблюдавшаяся датским астрономом Тихо Браге в 1572 г.). Амплитуда вспышки может увеличиться в миллион раз. Такие звёзды были названы сверхновыми. Период максимума блеска таких звёзд охватывает примерно месяц, после чего яркость звезды начинает ослабевать. Самые яркие сверхновые, близкие к Солнцу, наблюдаются редко, но столь мощные объекты могут наблюдаться с очень больших расстояний (в других галактиках), поэтому их известно достаточно много.

По своей физической природе и наблюдаемым проявлениям сверхновые звёзды делятся на две большие группы. Первая из них (сверхновые звёзды типа Іа) — это белые карлики в двойных системах. Как и в случае новых звёзд, вещество перетекает на белый карлик, увеличивая его массу. Взрыв Сверхновой наступает, если масса белого карлика приближается к максимально возможной (1,4 массы Солнца). В этот момент происходит термоядерный взрыв с образованием тяжёлых элементов — кремния, железа, никеля. Важное свойство сверхновых звёзд данного типа — известная светимость, которую можно определить из анализа временного хода яркости. Это позволяет определять расстояния до далёких галактик, в которых вспыхивают эти сверхновые.

Другая группа сверхновых звёзд (типы Ib, Ic, II) — массивные звёзды- гиганты, ядро которых коллапсирует в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Взрывы сверхновых звёзд — самые масштабные катастрофические явления, происходящие во Вселенной в настоящее время. При этом только сверхновые звёзды могут быть источником атомов тяжелее железа, вплоть до урана. Каждый атом тяжёлого элемента, присутствующий на Земле, когда-то образовался при взрыве сверхновой звезды и потом был выброшен в космическое пространство. Дальше он попал в протопланетный диск около Солнца и на Землю.

Экзопланеты.

В конце XX в. удалось обнаружить планеты, обращающиеся вокруг далёких звёзд, или экзопланеты. Первая экзопланета была открыта в 1995 г. около звезды 51 Пегаса. Планета не наблюдалась напрямую, но были зафиксированы изменения лучевой скорости звезды, вызванные её обращением вокруг общего с планетой центра масс. Скорость вращения звезды была крайне малой — всего 50 м/с. Планета оказалась непохожей на какие-либо из планет Солнечной системы: имея массу, близкую к массе Юпитера, она обращалась очень близко к самой звезде с периодом в 4 дня. Большинство открытых впоследствии экзопланет имели похожие характеристики и были названы «горячими Юпитерами».

Другой способ обнаружения экзопланет состоял в фиксации слабых уменьшений яркости звёзд, вызванных прохождением планет перед ними. Подобный метод лежал в основе массового поиска экзопланет, проводимого в ходе космической миссии «Кеплер». К настоящему моменту известно уже несколько тысяч экзопланет, большая часть которых была открыта на основе анализа лучевых скоростей звёзд либо прохождений планет по их дискам. «Горячие Юпитеры» остаются самым распространённым типом таких планет. Связано это с тем, что именно такие планеты сейчас могут быть обнаружены с большей вероятностью описанными способами.

C развитием экспериментальной техники удаётся обнаруживать планеты с меньшей массой. В 2016 г. было сообщено об открытии планеты у ближайшей к Солнцу звезды — Проксимы Центавра, удалённой от нас на 4 св. года. Эта звезда — красный карлик, и даже не самые большие планеты могут оказывать влияние на её движение. Масса планеты, обращающейся вокруг Проксимы Центавра, лишь ненамного превосходит массу Земли, а скорость обращения звезды, вызванная действием планеты, составляет 1,5 м/с, что сравнимо со скоростью спокойно идущего человека!

Вопросы:

1. Что представляет собой годичный параллакс звезды?

2. Какие единицы расстояний используются в астрофизике?

3. Какие группы звёзд можно выделить на диаграмме Герцшпрунга — Рассела? К какой из них относится Солнце?

4. Используя диаграмму Герцшпрунга — Рассела, опишите эволюцию звёзд с массой, не большей двух масс Солнца.

5. Что происходит на поздних стадиях эволюции массивных звёзд?

6. Что представляют собой:

а) нейтронные звёзды;

б) пульсары;

в) чёрные дыры?

7. Какие типы переменных звёзд вам известны? Приведите их примеры.

Вопросы для обсуждения:

1. Существуют ли звёзды с температурой поверхности 10 000 градусов и со светимостью, равной светимости Солнца?

2. Измерить расстояние по годичному параллаксу можно только для самых близких звёзд. Цефеиды и тем более сверхновые 1 типа наблюдаются с гораздо больших расстояний, которые можно также измерить. Почему же измерению параллаксов звёзд уделяется большое  внимание и оно стало основной задачей космической миссии Hipparcos («высокоточный спутник для сбора параллаксов») на рубеже XX и XXI вв.?

Упражнения:

1. Звезда вчетверо больше и вдвое горячее Солнца. Во сколько раз её светимость больше солнечной?

2. Чему равен гравитационный радиус Солнца?