Лекция одиннадцатая. Звезды. Классификация звезд

Ежедневно мы невооруженным глазом наблюдаем мири­ады звезд. С ними связаны легенды, верования. Культу­ра человечества содержит целые пласты, связанные со звездами.

Классификация звезд основывается на таких харак­теристиках звезд, как масса, светимость (полное количе­ство энергии, излучаемое звездой), радиус и температура поверхностных слоев.

Температура звезды определяет цвет звезды, то есть ее спектральные характеристики. Температуру нагретого тела оценивают по зависимости интенсивности излучения от длины волны (рис. 11.1), лекция 8. Чем выше темпе­ратура излучающего тела, тем дальше в область корот­ких волн сдвигается макси­мум интенсивности излуче­ния. Этот факт сформули­рован в законе Вина: длина волны, соответствующая максимуму энергии, излуча­емой абсолютно черным те­лом, обратно пропорциональ­на его температуре.

Если температура поверх­ностных слоев звезды (как и любого нагретого тела) 3000 - 4000 К, то ее цвет красноватый, при температуре 6000-7000 К — желтоватый. Очень горячие звезды имеют белый и голубоватый цвета (10 000-12 000 К). Подавляющее большинство звезд имеют тем­пературу около 3500 К.

Таким образом, измерение зависимости интенсивно­сти излучения от его длины волны позволяет оценить температуру поверхности звезды.

Светимость звезды (количество энергии, испускае­мое звездой в единицу времени) определяют с использо­ванием так называемой величины звезды (звездной вели­чины). По определению, если наблюдаемая светимость (блеск) одной звезды больше светимости другой в 100 раз, то они будут отличаться друг от друга на 5 видимых звездных величин. Нетрудно подсчитать, что блеск звез­ды нулевой и двадцатой звездной величин будет отли­чаться в 100 миллионов раз.

По международным соглашениям отсчет звездных ве­личин первоначально был установлен по Полярной звезде, ее звездная величина была принята за +2. Однако оказа­лось, что Полярная звезда — переменная и не подходит для этих целей. Поэтому сейчас нуль-пункт установлен при помощи других звезд, светимость которых точно из­мерена. Звезда, имеющая звездную величину +3 ярче По­лярной в 2,512 раза, а звездную величину +1 — слабее Полярной в 2,512 раза. Сириус ярче Полярной звезды в 25 раз, что соответствует разности звездных величин 3,5. Поэтому звездная величина Сириуса +2,0 - 3,5 = -1,5. Невооруженным глазом видны звезды, имеющие звездную величину +6 и меньше.

Шкала видимых звездных величин, доступных для наблюдения современными оптическими приборами, за­ключена от -26,7 для Солнца (самой яркой звезды наше­го неба) до +24 для самой слабой из видимых звезд. Два фактора обусловливают этот огромный диапазон звезд­ных величин — диапазон присущих звездам значений светимости и разнообразие их расстояний от Земли.

Солнце гораздо ярче других звезд. Однако это совсем не значит, что его светимость самая большая. Оно про­сто близко. Для корректного сравнения светимостей не­обходимо исключить фактор расстояния. В связи с этим введено понятие абсолютной звездной величины как ви­димой звездной величины, которую звезда имела бы, на­ходясь на расстоянии 10 пс от Солнца. Именно эта ха­рактеристика и будет определять светимость звезды. Аб­солютная звездная величина Солнца +5.

Так как расстояния до Солнца и Проксимы Центавра меньше 10 пс, то их абсолютные звездные величины мень­ше видимых звездных величин. Для остальных звезд — абсолютные звездные величины больше видимых звезд­ных величин.

Возникает вопрос: почему так важно уметь сопостав­лять характеристики звезд, учитывать поправки на рас­стояние и другие причины (например, межзвездное по­глощение), о которых мы не говорим? Только в этом случае мы можем получать объективную информацию о звезде и имеем возможность сопоставлять поведение раз­ных звезд на разных этапах эволюции.

Измерив расстояние до звезды (используя для доста­точно близких звезд метод параллакса) и видимую звезд­ную величину, мы получаем абсолютную звездную вели­чину звезды, являющуюся мерой ее светимости. По из­мерениям зависимости интенсивности излучения звезды от длины волны можно установить ее температуру. Изве­стно, что энергия, излучаемая единицей площади поверх­ности нагретого тела, пропорциональна четвертой степе­ни температуры Т тела (закон Стефана-Больцмана):

Q = о-Т⁴.

(11.1)

Полная энергия, испускаемая звездой (светимость), будет определяться радиусом звезды R:

L = 4лоД²Т⁴.

(11.2)

Здесь а — постоянная величина.

Отсюда мы можем оценить радиус звезды, абсолют­ная звездная величина и температура которой известны. Для этого надо использовать соотношения (11.1) и (11.2) для Солнца (абсолютная звездная величина +5, радиус 700 000 км, температура 6000 К) и составить пропорцию.

Радиусы звезд меняются в очень широких пределах: есть звезды, по своим размерам не превышающие Землю

(«белые карлики»); нейтронные звезды имеют радиусы в несколько десятков километров. Существуют огромные «пузыри» — сверхгиганты, внутри которых может по­меститься орбита Марса (тысячи радиусов Солнца).

Массы звезд изменяются в сравнительно узких пре­делах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше массы Солнца в 10 раз. Типичные значения масс звезд лежат в диапазоне 0,03-60 масс Солнца. Плотность Солнца 1,4 г/см³, плотность «пузырей» — в миллионы раз меньше. Плотность «белых карликов» и нейтронных звезд — до 10¹² г/см³.

При возрастании температуры меняется не только длина волны, которой соответствует максимум излуче­ния (рис. 11.1), но и проявляется влияние внешних обо­лочек звезды на ее спектр. Возможна классификация звезд по особенностям их спектров излучения. Спект­ральная классификация содержит семь классов, обозна­чаемых буквами О, В, A, F, G, К, М — от самых горячих звезд к самым холодным. (Мнемонические правила: Один Великий Англичанин Финики Жевал Как Морковь; О, Be A Fine Girl, Kiss Me.) Каждый класс разбивается на 10 под­классов — ВО, Bl, В2... В9. Солнце — звезда класса G2 (табл. 11.1).

Внешние оболочки звезды, как правило, представля­ют собой сильно ионизированные водород и гелий, плаз­му с одинаковым числом положительно и отрицательно заряженных частиц. Тяжелые элементы, также в иони­зированном состоянии, присутствуют в виде незначитель­ных «добавок». Заметим, что возможна ситуация, когда атомы полностью потеряют электроны. В этом случае отдельно существуют ядра и электроны, понятие хими­ческого элемента исчезает.

Химический состав звезды определяют по ее спектру излучения. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 ООО атомов водорода приходится 1000 атомов углеро­да, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Содержание других элементов еще ниже. В то же время необходимо отметить, что тяжелые элементы, занимая во Вселенной весьма скромное место, определяют характер эволюции звезд. Кроме того, воп­рос возникновения жизни на Земле, существования жиз­ни во Вселенной прямо связан с эволюцией химических элементов, их происхождением.

Класс А, например, включает так называемые водо­родные звезды со спектрами излучения, характерными для водорода. Типичная звезда этой группы — Сириус.

Класс F включает звезды, в спектрах которых особо выделяются спектральные линии кальция и водорода.

К классу G относятся звезды, в спектрах которых кроме спектральных линий кальция и водорода видны спектральные линии многих металлов, особенно железа. Солнце принадлежит к этой группе, поэтому звезды та­кого типа часто называют звездами солнечного типа.

Звезды класса К имеют в спектрах интенсивные ли­нии кальция и линии, указывающие на присутствие дру­гих металлов.

В класс М входят звезды, спектры которых содержат полосы, характерные для окислов металлов, особенно окиси титана. Максимум излучения сдвинут в красную область спектра. Типичный представитель — звезда Бетельгейзе (созвездие Ориона).

Важную роль в поведении звезд играют магнитные поля. В пятнах на Солнце магнитное поле достигает 4000 Э. Это поле, которое можно получить на Земле с помощью относительно сильного электромагнита. Напряженность магнитных полей отдельных звезд достигает 10 000 Э.

Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос: существует ли какая-либо связь между ними? Можно ли систематизировать существующие данные о миллионах наблюдаемых звезд?

Рассчитанные по данным наблюдений светимость, температура и радиус звезды связаны друг с другом. При помощи уравнений (11.1) и (11.2) по двум из этих пара­метров можно рассчитать третий. Звезды, как мы ви­дим, чрезвычайно разнообразны.

Звезды с наибольшими светимостями в миллионы раз ярче Солнца. Звезды, имеющие самые слабые светимо­сти, — примерно в миллион раз слабее Солнца. Поверх­ностные температуры самых горячих звезд — сотни ты­сяч кельвинов, самых холодных — около 1000 К. Раз­личны и радиусы звезд.

Можно было бы ожидать, что во Вселенной, содержа­щей миллионы и миллионы звезд, представлены любые возможные сочетания этих параметров. Это предположе­ние можно проверить, выбрав любые два параметра для большого количества звезд и построив диаграмму, свя­зывающую их.

В 1905 году Э. Герцшпрунг и Г. Рессел независимо друг от друга заметили, что голубые (горячие) звезды малой светимости встречаются очень редко, а красные звезды образуют две группы. В 1911 году Герцшпрунг, а в 1913 году — Рессел начали строить диаграммы, связы­вающие светимость звезд со спектральным классом.

Сегодня диаграмма, на которую нанесены большин­ство известных звезд (измерять температуры и опреде­лять спектральные классы совсем слабых звезд практи­чески невозможно), носит название диаграммы Герцшпрунга-Рессела (рис. 11.2).

Звезды лежат на этой диаграмме не случайным обра­зом, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграм­мы к правому нижнему. Это так называемая главная последовательность. В верхнем правом углу — доволь­но беспорядочная группировка звезд. Их спектральные классы — G, К, М. Это яркие звезды с абсолютными звездными величинами от +2 до -6 — «красные гиган­ты». В левой нижней части диаграммы— небольшое количество звезд. Их абсолютные величины +10 и боль­ше, а спектральные классы от В до F. То есть это горя­чие звезды с низкой светимостью. Но низкая свети­мость при высокой поверхностной температуре может быть только тогда, когда радиус звезды мал. В этой части диаграммы находятся маленькие горячие звез­ды — «белые карлики».

Для того чтобы получить представление об относи­тельном количестве звезд разных последовательностей, можно построить диаграмму Герцшпрунга-Рессела для близких окрестностей Солнца (рис. 11.3).

В объеме радиусом 5 пс подавляющее количество звезд слабее и холоднее Солнца. Это — «красные карлики». Только три звезды излучают сильнее Солнца — Сириус, Альтаир и Процион. Зато на рисунке пять белых карли­ков. Это является свидетельством того, что во Вселенной их количество достаточно велико. Оценки показывают, что «белых карликов» в нашей звездной системе (Галак­тике) по крайней мере несколько миллиардов (полное количество звезд в нашей Галактике около 150 миллиар­дов). Совершенно ясно, что наблюдать звезды-гиганты

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела для ближайщих к Солнцу звезд

с высокой светимостью проще — их видно с больших расстояний. Значительно более многочисленные «карли­ки» наблюдать значительно сложнее.

Существование главной последовательности, на кото­рую попадает, по крайней мере, 95% всех звезд (в том числе и Солнце), является аргументом в пользу предпо­ложения, что большинство звезд подчиняется одним и тем же законам, имеет близкий химический состав, про­ходит одинаковые этапы в своем развитии.

ВОПРОСЫ ДЛЯ САМОПРОВЕРКИ

1.Опишите способы определения характеристик звезд. Ка­кие физические законы лежат в основе этих способов?

2.Каковы масштабы изменения характеристик звезд?

3.Что такое спектральный класс? Что можно сказать о хи­мическом составе звезд?

4.Что такое «главная последовательность»?

5.Почему на диаграмму «спектр-светимость» невозможно поместить все наблюдаемые звезды?

6.Что позволяет выявить закономерности в природе, соста­ве, поведении звезд?

7.Предположим, что в Млечном Пути имеется 100 миллиар­дов звезд, подобных Солнцу. Рассчитать абсолютную звезд­ную величину Галактики.

8.Расстояние до скопления галактик в созвездии Девы рав­но 8 миллионам парсек. Сколько лет назад это скопление было таким, каким мы его видим сегодня?