ЗВЁЗДЫ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
ЗВЁЗДЫ, гигантские самосветящиеся плазменные (газовые) шары, по своей природе сходные с Солнцем. С Земли даже в самые сильные телескопы все З. (за исключением Солнца) видны как светящиеся точки. Раскрыть природу З. помогли физич. методы исследования и знание общих законов природы, действующих как в земных, так и в космич. условиях. Осн. источник информации о З. – наблюдения во всех доступных диапазонах длин волн электромагнитного излучения, в т. ч. с космич. аппаратов. Анализ звёздных спектров даёт сведения о состоянии внешних слоёв З. – их атмосфер. Так, сравнение спектров З. со спектром Солнца позволило сделать вывод, что Солнце – обычная З. О внутр. строении З. и их эволюции известно в осн. по результатам теоретич. моделирования и их сопоставлению с данными наблюдений.
В З. сосредоточена осн. масса видимого вещества галактик. З. – мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество З. представляет собой частично или полностью (в центре З.) ионизованную плазму. На поздних стадиях эволюции З. вещество звёздных недр переходит в состояние вырожденного газа (в вырожденных З.) или нейтронного вещества (в нейтронных З.).
З. в пространстве не распределены равномерно, а образуют звёздные системы разл. типов. К ним относятся кратные З., скопления З. и галактики. Самые малые системы – кратные З. (двойные звёзды, тройные и т. д.). Более крупные системы, содержащие от нескольких десятков до миллионов З., называются звёздными скоплениями. Наиболее крупными системами З. являются галактики. Наша звёздная система – Галактика – содержит неск. сотен миллиардов звёзд.
Для удобства ориентирования небесная сфера разделена на созвездия (см. также Звёздное небо). Отдельные З. в созвездиях обозначают буквами греч. и лат. алфавитов или сочетанием букв и цифр согласно системам обозначений, принятым в звёздных каталогах.
Большинство З. находится в стационарном состоянии, т. е. изменений их физич. характеристик со временем не наблюдается. Однако существуют и такие З., свойства которых меняются заметным образом, – это нестационарные звёзды (в т. ч. переменные). Одни переменные З. изменяют своё состояние регулярным образом, другие – нерегулярным. Существуют З. (в частности, новые звёзды), в которых время от времени происходят вспышки излучения. При вспышках сверхновых звёзд б. ч. вещества З. (а в некоторых случаях и всё вещество) может быть рассеяна в пространстве.
Краткая история изучения звёзд
В кон. 16 в. Дж. Бруно утверждал, что З. – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 нем. астроном Й. Фабрициус впервые описал наблюдение переменной З. (Миры Кита). В 1718 Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх З. В 1836–39 В. Я. Струве (см. Струве), Ф. Бессель и англ. астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких З. С сер. 19 в. для изучения З. стали использоваться фотография и спектроскопия. В 1863 итал. астроном А. Секки предложил первую спектральную классификацию З. В 1900 А. А. Белопольский экспериментально доказал справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдательных данных и развитие физики расширили представление о звёздах.
В нач. 20 в. произошёл переворот в науч. представлениях о З. Их начали рассматривать как физич. тела; стали изучать структуру З., условия равновесия их вещества, источники энергии. Это было связано с успехами атомной физики, которые привели к созданию количественной теории звёздных спектров, а также с достижениями ядерной физики, позволившими провести расчёты источников энергии и внутр. строения З. Наиболее важные результаты были получены Р. Эмденом (Германия), К. Шварцшильдом, А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, Э. Герцшпрунгом, Г. Ресселом, Р. Кристи (США), Л. Д. Ландау. В кон. 1930-х гг. Х. Бете и К. Вейцзеккер указали конкретные цепочки реакций ядерного горения водорода, обеспечивающих энерговыделение в З. Во 2-й пол. 20 в. исследования З. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением ЭВМ [М. Шварцшильд, А. Сандидж (США), Т. Хаяси (Япония) и др.]. В 1950–60-х гг. была создана теория происхождения химич. элементов в З. [Э. М. Бербидж, Дж. Бербидж, А. Дж. У. Камерон, У. А. Фаулер (США); Ф. Хойл]. Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах З. (Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (Я. Х. Оорт, П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.). К кон. 20 в. создана последовательная теория строения и эволюции звёзд.
Основные характеристики звёзд
Характеристики З. можно разделить на кажущиеся (видимые) и истинные (абсолютные). Видимые характеристики зависят как от свойств самой З., так и от расстояния до неё и от свойств вещества в пространстве между З. и наблюдателем, а также от методов и приборов, с помощью которых ведётся наблюдение. Важнейшей видимой характеристикой З. служит её блеск; его принято выражать в логарифмич. шкале звёздных величин. Самая яркая З. ночного неба – Сириус – по потоку излучения в сотни раз превосходит предельно слабые З., видимые невооружённым глазом.
З. отличаются друг от друга спектральным составом излучения, поэтому яркость З. зависит от спектральной чувствительности метода измерения. В совр. многоцветной астрофотометрии З. выделяют полосы в ультрафиолетовой (U), синей (В), визуальной (V), красной (R), инфракрасной (I) и др. областях спектра. Разность звёздных величин в соседних областях спектра называют показателем цвета. Это количественная мера цвета звезды. Чем краснее З., тем больше показатель цвета и тем ниже темп-ра её поверхности. Если одинаковые З. находятся на разных расстояниях от нас, то чем ближе З., тем она кажется ярче (тем больше создаваемая ею освещённость у поверхности Земли).
Полную мощность излучения (светимость) З. можно определить только в том случае, если кроме видимой яркости З. известно ещё и расстояние до неё. Если расстояние до З. неизвестно, то её светимость оценивают по приближённым эмпирич. зависимостям. Так, темп-ра большей части звёзд определяет их светимость. Кроме того, для переменных З. типа цефеид существует зависимость периода пульсации от светимости.
Важнейшее значение в астрофизике имеет спектральная классификация З. Спектральные классы звёзд установлены эмпирически по ряду характерных особенностей спектра З. В первую очередь спектральные классы характеризуют темп-ру поверхности З., от которой зависят возбуждение и ионизация атомов, т. е. факторы, определяющие наличие тех или иных линий и их интенсивность в звёздных спектрах. Классы обозначаются по традиции заглавными лат. буквами. Осн. спектральные классы О, В, A, F, G, K, М, L расположены в порядке понижения темп-ры поверхности З. Самые горячие (50 тыс. К) З. (голубые) относятся к классу О, а самые холодные (2–3 тыс. К) З. (красные) – к классам М и L.
Кроме спектральной классификации существует классификация З. по их светимости. По простейшей классификации различают звёзды-гиганты и звёзды-карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т. д. Эти подразделения образуют последовательности З. на Герцшпрунга – Рессела диаграмме, отражающей связь темп-ры З. с её светимостью. Большинство З. на этой диаграмме образует главную последовательность; на главной последовательности находится и Солнце.
Осн. параметрами З. являются светимость $L$, масса $M$, радиус $R$. Их численные значения принято выражать соответственно в единицах светимости Солнца ($L_☉$= 3,85·1026 Вт), массы Солнца ($M_☉$= 1,99·1030 кг) и радиуса Солнца ($R_☉$ = 6,96·108 м).
Если бы все З. имели одинаковый химич. состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы З. В действительности, в ходе эволюции по мере протекания термоядерных реакций в недрах З. (см. Ядерные реакции в звёздах) химич. состав и распределение химич. элементов внутри неё меняются со временем. В молодых З. и в наружных слоях всех З. преобладают водород (72–75% по массе) и гелий (23–25%); остальные химич. элементы (среди них наиболее распространены кислород, азот, железо, углерод, неон) составляют в сумме от 0,001% до 4% и встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. На поздних стадиях эволюции З. имеют сложную структуру; они состоят из плотного, в осн. гелиевого, ядра и оболочки исходного химич. состава.
Массы З. непосредственно определены только для Солнца и для некоторых двойных З., при этом для определения массы используются Кеплера законы. Косвенно массы З. можно оценить по соотношению масса – светимость или спектру З. (см. Массы небесных тел). По совр. данным, массы З. составляют от ок. 0,1 до ок. 100 $M_☉$.
Радиусы З. определяются непосредственно для затменных двойных З., т. е. систем, ориентированных по отношению к нам так, что одна З. периодически заслоняет другую. Кроме того, для небольшого числа близких З. удалось определить радиусы методами интерферометрии (см. Звёздный интерферометр) и спекл-интерферометрии. Радиусы З. заключены в пределах от ок. 0,01 $R_☉$ (белые карлики) и даже нескольких километров (нейтронные З.) до 100–1000 $R_☉$ (сверхгиганты).
Из-за того что З. излучают не как абсолютно чёрное тело, распределение энергии в спектре З. нельзя описать единой темп-рой. Поэтому темп-ра поверхности (фотосферы) З., определяемая по наблюдаемому излучению, зависит от конкретного способа её нахождения. К осн. параметрам следует отнести эффективную температуру ($T_э$) З., т. е. темп-ру, которую имела бы поверхность З., если бы она излучала как абсолютно чёрное тело той же светимости. Поток энергии $ε$ с единицы поверхности З. связан с $T_э$ законом излучения Стефана – Больцмана: $ε = σT^4_э$ ($σ$ – постоянная Стефана – Больцмана). Поэтому, зная светимость и радиус З., можно рассчитать $T_э$, и наоборот. С др. стороны, $T_э$ может быть определена по спектральному классу З. Полные светимости З. (во всём диапазоне электромагнитных волн) составляют от 10–4 $L_☉$ (слабые карлики) до 106 $L_☉$ (горячие сверхгиганты).
Внутреннее строение звёзд
Высокая светимость З., поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Совр. физика указывает два возможных источника энергии З. – гравитац. сжатие, приводящее к выделению гравитац. энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер лёгких химич. элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии.
Как показывают расчёты, энергии гравитац. сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца на наблюдаемом уровне в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологич. и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитац. сжатие может служить источником энергии лишь для самых молодых З. (напр., типа Т Тельца). Термоядерные реакции протекают со скоростью, достаточной для поддержания светимости З. на наблюдаемом уровне, лишь при темп-рах от 5 до 100 млн. К. В недрах З. при таких темп-рах и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях З. может находиться в равновесном состоянии лишь благодаря тому, что давление газа (и излучения), стремящееся расширить З., уравновешивается действием сил тяготения, стремящихся её сжать. Такое состояние называют гидростатич. равновесием. Следовательно, стационарная З. представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатич. равновесия.
Если внутри З. темп-ра по к.-л. причине повысится, З. должна раздуться, поскольку возрастёт давление в её недрах. При этом темп-ра и плотность газа (а следовательно, и давление) уменьшатся, и З. снова вернётся в состояние равновесия. Зависимость между размерами З. и темп-рой в её недрах можно сформулировать так: темп-ра $T$ в центре З. пропорциональна отношению массы З. $M$ к её радиусу $R$, т. е. $T ∼ M/R$. Всё это относится к химически однородным З. главной последовательности. Красные гиганты состоят из плотного горячего ядра (гелиевого или углеродно-кислородного) и протяжённой сравнительно холодной разреженной оболочки. Для них рассчитаны химически неоднородные модели, в которых плотность резко падает при переходе от ядра З. к оболочке.
Существует ещё одна особенность, связанная с гидростатич. равновесием химически однородной З. Оказывается, что для нагрева такой З. у неё нужно отбирать энергию, а не подводить, как при нагреве тел в земных условиях. Действительно, если З. отдаёт свою энергию наружу, то темп-ра и давление в ней уменьшаются. Силы тяготения, не уравновешенные внутр. давлением, будут сжимать З. и совершать работу, превращающуюся в теплоту. Работа силы тяготения при сжатии оказывается вдвое больше, чем отвод энергии наружу, что нагревает недра З. Наоборот, при подводе энергии к равновесной З. она расширится и, совершив работу против сил тяготения, охладится. Эту особенность З. называют «отрицательной теплоёмкостью».
Стационарное состояние З. характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием, означающим, что скорость выделения энергии в недрах З. и скорость излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. При тепловом равновесии количество энергии, излучаемой З. в единицу времени (светимость З.), определяется в осн. теплоотводом. Здесь вновь проявляется один из парадоксов гидростатич. равновесия. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то З. начнёт сжиматься и разогреваться. Это приведёт к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Таким образом, З. является устойчивой саморегулирующейся системой.
Перенос энергии из ядра З. к поверхности у большинства З. осуществляется излучением. В более внешних слоях жёлтых и красных З. перенос энергии осуществляется конвекцией. У массивных З. в центр. областях энергия переносится конвекцией, а во внешних – излучением. Только в белых карликах существенную роль в переносе энергии играет электронная теплопроводность. На своём пути излучение подвергается как многократному рассеянию без изменения частоты, так и поглощению с последующим переизлучением (см. Звёздные атмосферы).
Если теплоотвод определяется только рассеянием излучения на свободных электронах, а давление – давлением излучения, то зависимость светимости от массы имеет простейший вид: $L ∼ M$. Это справедливо для наиболее массивных З. с массами порядка 100 $M_☉$. Если же давление определяется давлением горячей плазмы, то $L ∼ M^3$ при $M$ ок. 10 $M_☉$. Для З., масса которых близка к массе Солнца, светимость пропорциональна 4–5-й степени массы. Чем больше масса З., тем существеннее роль рассеяния в сравнении с поглощением, т. е. с переизлучением. Но соотношение этих процессов зависит и от химич. состава вещества З. Поэтому не существует единого соотношения масса – светимость для всех звёзд.
Важнейшее общее свойство соотношения масса – светимость заключается в том, что светимость З. (за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в З. пропорционален её массе. Следовательно, чем больше масса З., тем быстрее она должна израсходовать свои ядерные источники энергии. Время жизни наиболее массивных З. почти не зависит от массы и составляет ок. 3,5 млн. лет. По мере уменьшения массы З. время её жизни растёт. Для З., масса которых близка к массе Солнца, время жизни растёт обратно пропорционально кубу массы звезды.
Радиусы известны из прямых измерений только для немногих З. Сравнение радиусов химически однородных моделей З. главной последовательности с измеренными радиусами З. показывает хорошее согласие. Радиусы З. оценивают по светимости и эффективной темп-ре, которая однозначно связана со спектральным классом или показателем цвета. Массы известны только для Солнца и ряда двойных З. Поэтому удобно исключить массу из соотношений $T = T(M, R)$ и $L = L(M)$ и перейти от радиуса $R$ к непосредственно наблюдаемым величинам: эффективной темп-ре или показателю цвета. Так получаются важнейшие зависимости: цвет – светимость, если за независимую переменную берётся показатель цвета, и диаграмма Герцшпрунга – Рессела, если пользуются эффективной темп-рой $T_э$. Обычно $T_э$ заменяют спектральным классом З., т. к. каждому классу отвечает определённая $T_э$, а светимость – абсолютной звёздной величиной, которая пропорциональна логарифму светимости. Построенную таким образом диаграмму Герцшпрунга – Рессела применяют для сравнения выводов теории эволюции З. с результатами наблюдений.
От левого верхнего до правого нижнего угла диаграммы Герцшпрунга – Рессела проходит главная последовательность, на которой находится большинство З., ниже её располагаются белые карлики. Выше главной последовательности лежат как молодые З., находящиеся в стадии гравитац. сжатия, так и З., далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути, – красные и жёлтые гиганты, сверхгиганты.
Относит. распространённость З. разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн. З. главной последовательности приходится ок. 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только один сверхгигант. У З. сферич. составляющей Галактики верхняя часть главной последовательности отсутствует, зато хорошо представлены ветви красных и жёлтых гигантов.
Ядерные реакции и эволюция звёзд
В плоских подсистемах галактик процесс звездообразования продолжается непрерывно, происходит он и в совр. эпоху. На это указывает, напр., существование З.-гигантов и сверхгигантов высокой светимости, у которых сроки истощения внутр. источников энергии с космологич. точки зрения очень малы (3–4 млн. лет).
К молодым З. относятся также З. типа Т Тельца, которые находятся ещё в стадии первоначального гравитац. сжатия. Темп-ра в центре таких З. недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счёт превращения гравитац. энергии в теплоту. З., рождающиеся в плоских подсистемах галактик, богатых межзвёздным газом и пылью, относятся ко второму поколению. Материалом для их образования послужили продукты взрывов З. первого поколения, которые входили в сферич. подсистему галактик и образовались при формировании галактик. Т. о., разделение З. на населения плоской и сферич. подсистем галактик имеет глубокий эволюционный смысл.
Гравитац. сжатие – первый этап эволюции звёзд – приводит к разогреву центр. зоны З. до темп-ры «включения» термоядерной реакции превращения водорода в гелий (ок. 10 млн. К). В недрах З. главной последовательности возможны два типа термоядерных реакций: водородный цикл (протон-протонная цепочка) и углеродно-азотный цикл. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо ещё и наличие углерода. Вклад протон-протонной цепочки и углеродно-азотного цикла в энергетику З. зависит как от темп-ры ядра З., так и от содержания в нём углерода.
Сопоставление теоретич. моделей с наблюдаемыми параметрами З. позволяет сделать вывод, что у З. главной последовательности источниками энергии являются термоядерные реакции «горения» водорода в центр. зоне. Водород – гл. составная часть космич. вещества и важнейший вид ядерного горючего в З. Запасы его в З. очень велики, так что З.-карлики солнечного типа остаются на главной последовательности очень долгое время, измеряемое многими миллиардами лет. При этом пока в центр. зоне весь водород не «выгорел», свойства З. и положение её на главной последовательности меняются мало.
После «выгорания» водорода в центр. зоне у З. образуется гелиевое ядро. Термоядерные реакции «горения» водорода продолжают протекать лишь в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядро при этом сжимается, а оболочка расширяется. Для З. с массой ок. 1 $M_☉$ это происходит, когда масса гелиевого ядра достигает 0,1 $M_☉$. Оболочка З. расширяется до ста радиусов Солнца. Из-за большой внешней поверхности З. её эффективная темп-ра становится низкой и З. переходит в стадию красного гиганта. Сжатие гелиевого ядра З. приводит к повышению его внутр. темп-ры. Для таких З. характерна низкая внешняя, но очень высокая внутр. темп-ра.
С повышением внутр. темп-ры в термоядерные реакции вступают всё более тяжёлые ядра. Эти реакции являются не только источниками энергии З., но и приводят к синтезу тяжёлых химич. элементов. Теоретич. исследование эволюции З. на стадиях образования атомных ядер, более тяжёлых, чем $\ce{^20Ne, \:^24Mg},$ представляет сложную проблему из-за последовательного усложнения структуры З. Для массивных З. расчёты эволюции были выполнены вплоть до стадий, непосредственно предшествующих взрыву сверхновых З. К этому моменту полностью истощаются внутр. термоядерные источники энергии и теряется за счёт звёздного ветра часть оболочки З. Дальнейшая судьба З. зависит от массы её ядра. При массе ядра < 1,4 $M_☉$ З. переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью, такие З. называются белыми карликами. Молодые белые карлики, окружённые остатками оболочки гиганта, наблюдаются как планетарные туманности. При массе ядра, превосходящей 1,4 $M_☉$ (предел Чандрасекара), стационарное состояние З. без внутр. источников энергии становится невозможным, т. к. давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких З. должен быть гравитационный коллапс – неограниченное сжатие вещества их ядер. В случае когда отталкивание нейтронов всё же останавливает коллапс, происходит мощный взрыв – вспышка сверхновой с выбросом вещества оболочки З. со скоростью неск. тысяч километров в секунду. Это вещество может быть обнаружено как особая газовая туманность (см. Остатки вспышек сверхновых). Часть массы взорвавшейся З. может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или чёрной дыры. Открытые в 1967 пульсары отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными З. Наконец, если конечная масса З. превышает 2–3 $M_☉$, то гравитац. коллапс ведёт к образованию чёрной дыры.
Вспышки сверхновых имеют фундам. значение для обмена веществом между З. и межзвёздной средой, а также для образования большинства химич. элементов, из которых в конечном итоге образуются планеты.
Нестационарные звёзды
Большую ценность для изучения природы З. представляют физич. переменные звёзды, блеск которых меняется регулярным или нерегулярным образом под действием внутр. факторов. Для каждой галактич. подсистемы характерны разл. типы звёздной переменности; так, короткопериодические переменные типа RR Лиры встречаются только в сферич. подсистемах галактик. У переменных З. типа цефеид существует чёткая зависимость между периодом и светимостью, которая имеет очень большое значение для определения расстояний до З. и галактик и, следовательно, для определения масштаба Вселенной.
Известно неск. механизмов, обусловливающих нестационарность З. Для переменных З. типа цефеид это периодич. пульсации, сопровождающиеся изменением размеров, плотности и темп-ры З. Для некоторых типов переменных З. нестационарные явления связаны с выходом на поверхность З. ударных волн. Для вспыхивающих звёзд важную роль может играть электромагнитная активность в их атмосферах.
Однако не всегда нестационарность З. имеет внутр. причины. Переменность З. типа Т Тельца может создаваться процессами в окружающих их аккреционных дисках. Важную роль в объяснении переменности З. типа FU Ориона (т. н. фуоров) также может играть неустойчивость аккреционного диска, существующего около этих молодых З. Изучение новых З. показало, что они принадлежат к тесным двойным системам и вспышки их связаны с перетеканием газа от одной из З. на её близкого соседа, в вырожденной водородной оболочке которого время от времени происходят термоядерные взрывы. Нестационарность т. н. симбиотических звёзд также объясняется тепловыми вспышками в водородном слое аккрецирующего белого карлика – спутника красного гиганта, быстро теряющего вещество. Часть этого вещества захватывается карликом и вызывает вспышки.
Происхождение и некоторые свойства массивных З. с высокими пространственными скоростями, Вольфа – Райе звёзд в двойных системах, рентгеновских источников в двойных системах объясняются в рамках теории эволюции тесных двойных звёзд с большой массой.