Звезды. Классификация и строение звезд

0
297

Введение
На протяжении
тысячелетий звезды были непостижимы для сознания человека, но они завораживали
его. Поэтому наука о звездах — астрономия — это одна из самых древних.
Понадобились тысячи лет, чтобы люди освободились от наивных представлений о
том, что звезды — это светящиеся точки, прикрепленные к огромному куполу.
Впрочем, крупнейшие мыслители древности понимали, что звездное небо с Солнцем и
Луной — нечто большее, чем просто увеличенное подобие планетария. Они
догадывались, что планеты и звезды являются отдельными телами и свободно парят
во Вселенной. С началом космической эры звезды стали нам ближе. Мы узнаем о них
все больше и больше. Но древнейшая наука о звездах, астрономия, не только не
исчерпала себя, но, напротив, стала еще более интересной.
Звездные
величины
Одной из самых
важных характеристик является звездная величина. Раньше считали, что расстояние
до звезд одинаково, и чем звезда ярче, тем она больше. Наиболее яркие звезды
отнесли к звездам первой величины (1m, от лат. magnitido —
величина), а едва различимые невооруженным глазом — к шестой (6m).
Сейчас мы знаем, что звездная величина характеризует не размеры звезды, а ее
блеск, то есть освещенность, которую звезда создает на Земле.
Но шкала
звездных величин сохранилась и уточнена. Блеск звезды 1m больше
блеска звезды 6m ровно в 100 раз. Светила, блеск которых превосходит
блеск звезд 1m, имеют нулевые и отрицательные звездные величины.
Шкала продолжается и в сторону звезд, не видимых невооруженным глазом. Есть
звезды 7m, 8m и так далее. Для более точной оценки
используют дробные звездные величины 2,3m, 7,1m и так
далее.
Так как звезды
находятся от нас на различных расстояниях, то их видимые звездные величины
ничего не говорят о светимостях (мощности излучения) звезд. Поэтому
используется еще понятие “абсолютная звездная величина”. Звездные величины,
которые имели бы звезды, если бы они находились на одинаковом расстоянии (10
пк), называются абсолютными звездными величинами (М).
Расстояние
до звезд
Для определения
расстояний до ближайших звезд применяется метод параллакса (величина углового
смещения предмета). Угол (p ), под которым со звезды был бы виден средний
радиус земной орбиты (а), расположенный перпендикулярно направлению на звезду,
называется годичным параллаксом. Расстояние до звезды можно вычислить по
формуле
a
r = ——
sinp
Расстояние до
звезды, соответствующее параллаксу в 1? ? называется парсеком.
Однако годичные
параллаксы можно определить только у ближайших звезд, расположенных не далее
нескольких сотен парсек. Но обнаружилась статистическая зависимость между видом
спектра звезды и абсолютной звездной величиной. Таким образом по виду спектра
оценивают абсолютные звездные величины, а затем, сравнивая их с видимыми
звездными величинами, вычисляют и расстояния до звезд и параллаксы. Параллаксы,
определенные таким образом, называются спектральными параллаксами.
Светимость
Одни звезды
кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об
истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях.
Таким образом видимая звездная величина сама по себе не может быть
характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной
характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает
звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из
звезд-гигантов — S Золотой Рыбы — светимость в 500000 раз больше солнечной, а
светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.
Если известна
абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по
формуле
lg L = 0,4(Ma -M),
где: L —
светимость звезды,
M — ее
абсолютная звездная величина, а
Мa — абсолютная
звездная величина Солнца.
Масса звезд
Еще одна важная
характеристика звезды — ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от
светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод
определения масс звезд дает исследование двойных звезд. На основе закона
Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена
формула
а3
М1+М2
= —— ,
p 3р2
где М1
и М2 — массы главной звезды и ее спутника, Р — период обращения
спутника, а — большая полуось земной орбиты.
Также
обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды: светимость
увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, можно по
светимости определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить
массу непосредственно из наблюдений.
Спектральная
классификация
Спектры звезд —
это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно
узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер,
химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный,
скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то,
нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается
вокруг их общего центра тяжести.
Существует
детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). Классы обозначены
буквами, подклассы — цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В
классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов
отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более
поздним спектральным классам. Она выглядит так:
О — B —
A — F — G — K — M
Среди холодных
красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних
вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси
углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других
характерны полосы окиси циркония (класс S).
Подавляющее
большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта
последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны: О и В —
голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — оранжевые, М — красные.
Рассмотренная
выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является
температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и
звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади
поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует
новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды
кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается
римскими цифрами от I до V. I — сверхгиганты, II-III — гиганты, IV —
субгиганты, V — карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядит как
А0V, Бетельгейзе — М2I, Сириуса — А1V.
Все сказанное
выше относится к нормальным звездам. Однако существует множество нестандартных
звезд с необычными спектрами. Прежде всего это эмиссионные звезды. Для их
спектров характерны не только темные (абсорбционные) линии, но и светлые линии
излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными.
Присутствие в спектре таких линий обозначается буквой “е” после спектрального
класса. Так, есть звезды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных
эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звезды, спектры
которых состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного
спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не
укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды, которые почти
всю свою энергию излучают в невидимой инфракрасной области спектра.
Звезды-гиганты
и звезды-карлики
Среди звезд
встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них — красные гиганты,
которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности,
светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше
Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до
орбиты Сатурна. Сириус — это одна из белых звезд, он светит в 24 раза мощнее
Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.
Но существует
множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину
и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является
средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды.
Особое место
занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет рассказано позже, как о
конечной стадии эволюции обычной звезды.
Переменные
звезды
Переменные
звезды — это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск
изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска.
Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием
созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается
последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с
номером. Например, S Car, RT Per, V557 Sgr.
Переменные
звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и
затменные.
Пульсирующие
звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим
изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд
меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней
(мириды — звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.
Второй класс
переменных звезд — взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда
относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И
Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся
молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и ряд родственных им
объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.
Пульсирующие и
эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку
изменение их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими на
них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.
Рассмотрим
подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например,
цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных
звезд. Им присущи особенности звезды d Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется.
Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее,
чем ослабевает после максимума. d Цефея — периодическая переменная звезда.
Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального
класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие
изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды.
Цефеиды — нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под
действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы
газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой
цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой
точностью. Цефеиды — это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью.
Главное, что
между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период
блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из
наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную
величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на
протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение
очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить
расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой
светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей
Галактики.
Другой тип
правильных переменных — мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени
звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем
Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального
класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение
светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд
происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в
2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а
кривые блеска похожи на цефеидные.
Как уже было
сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические
изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или
неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить
закономерности в изменении блеска.
Рассмотрим
теперь третий класс переменных звезд — затменные переменные. Это двойные
системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд
вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и
вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих
компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В
тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также
искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд — от нескольких часов до
десятков лет.
Существует три
основных типа затменных переменных звезд. Первый — это переменные звезды типа
Алголя (b Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры
звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо
белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока
затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды
блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную
звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не
наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости
компонентов.
Второй тип
затменных переменных звезд — это звезды типа b Лиры. Их блеск непрерывно и
плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными
минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды
переменности — от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд —
массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за
значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента
подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели
эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в
друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в
межзвездное пространство.
Третий тип
затменно двойных звезд — звезды, получившие название звезд типа W Большой
Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен
всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой
обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и
G.
Существует еще
небольшой отдельный класс переменных звезд — магнитные звезды. Кроме большого
магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик.
Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для
20000 звезд класс переменности не определен.
Изучение
переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить
возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения;
расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик.
Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды
являются источником рентгеновского излучения.
Звезды,
истекающие газом
В коллекции
звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными
тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие полосы
наряду с темными линиями и даже без них.
Звезды, которые
по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О,
но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа-Райе —
по имени двух французских ученых, обнаруживших и описавших их еще в прошлом
столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.
Звезды этого
класса — самые горячие среди всех известных. Их температура — 40-100 тысяч
градусов.
Такие огромные
температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей,
что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы
других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной
скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так
велика, что притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они
срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое
пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх.
Под таким дождем сгорело бы все

Источники:

ОСТАВЬТЕ ОТВЕТ

Please enter your comment!
Please enter your name here