ЗВЁЗДЫ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 10. Москва, 2008, стр. 331-334

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: А. В. Тутуков

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.

Лит.: Тей­лер Р. Строе­ние и эво­лю­ция звезд. М., 1973; Ад­лер Л. Ато­мы, звез­ды и ту­ман­но­сти. М., 1976; Ка­план С. А. Фи­зи­ка звезд. 3-е изд. М., 1977; Шклов­ский И. С. Звез­ды. Их ро­ж­де­ние, жизнь и смерть. 3-е изд. М., 1984; Ма­се­вич А. Г., Ту­ту­ков А. В. Эво­лю­ция звезд: тео­рия и на­блю­де­ния. М., 1988; Сур­дин В. Г. Ро­ж­де­ние звезд. 3-е изд. М., 2001.

Вернуться к началу