Модели строения звёзд. Строение вырожден звёзд (бел карлики и нейтрон звёзды). Чёрн.дыры

Если для звезды известны масса и радиус, то можно получить представление о физических условиях в ее недрах точно таким же путем, как это было сделано для Солнца. температура Т в недрах звезды прямо пропорциональна ее массе M и обратно пропорциональна ее радиусу R; в частности, для температуры Т0 в центре звезды можно записать

(11.20) T₀=K*(M/R)

где К — некоторый коэффициент пропорциональности. Примерное его значение, справедливое, только для звезд, сходных с Солнцем, можно оценить из условия, что при R = R¤ и M = M¤ температура T0 близка к 15 000 000°. Отсюда получаем, что температура в центре похожих на Солнце звезд главной последовательности

T₀=1.5*10⁷*M/R

температуры в недрах звезд главной последовательности постепенно возрастают с увеличением светимости.

От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды. В Солнце, выделение ядерной энергии в основном происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звездах ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше и составляет десятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий за счет углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звезд ранних спектральных классов.

звезды, располагающиеся в разпичных участках диаграммы спектр — светимость отличаются своим строением. Это подтверждается теоретическими расчетами равновесных газовых конфигураций, выполненными для определенных значений химического состава, массы, радиуса и светимости звезды (так называемых моделей звезд).

Звезды верхней части главной последовательности. Это горячие звезды с массой больше солнечной, из-за чего температура и давление в их недрах выше, чем у звезд более поздних спектральных классов, и выделение термоядерной энергии происходит ускоренным темпом через углеродный цикл. В результате светимость у них также больше, а потому эволюционировать они должны быстрее. Отсюда звезды, находящиеся на главной последовательности - молодые.

Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально очень высокой степени температуры (~ T20). Поэтому переносить энергию должно само вещество, которое начинает перемешиваться, и в недрах массивных звезд главной последовательности возникают центральные конвективные зоны

Звезды нижней части главной последовательности по своему строению подобны Солнцу.

Субкарлики — старые звезды, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего еще в недрах звезд, а потому бедного тяжелыми элементами. Вещество субкарликов отличается большей прозрачностью по сравнению с звездами главной последовательности.

Красные гиганты имеют крайне неоднородную структуру. По мере выгорания водорода в центральных слоях звезды область энерговыделения смещается в периферические слои. В результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и происходит водородная реакция. Он разделяет звезду на две части: внутреннюю — почти лишенное водорода «гелиевое» ядро, в котором реакций нет, и внешнюю, в которой есть водород, но температура и давление недостаточны для протекания реакции. Температура гелиевого ядра недостаточно велика для начала возможной реакции превращения гелия в углерод. Поэтому ядро оказывается лишенным ядерных источников энергии и изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, но при этом обладает размерами только в 1/1000 ее радиуса. Плотность в центре такого ядра достигает 350 кг/см3!

Белые карлики. Важной особенностью структуры красного гиганта является образование в его недрах изотермичного объекта с массой Солнца состоящего из вырожденного газа, в основном гелия. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела этот объект должен располагаться в нижнем левом углу, так как при значительной температуре он в силу малых своих размеров (10–2-10-3R¤) должен обладать малой светимостью.

Таким образом, белые карлики оказываются сверхплотными звездами. Плотность в центре белых карликов может достигать сотен тонн в кубическом сантиметре! Они постепенно излучают огромный запас тепловой энергии вырожденного газа. Более массивные белые карлики сильнее сжаты и для них имеет место четкая зависимость радиуса звезды от ее массы. Однако начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа неможет уравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься (коллапсировать). Прежде чем это произойдет, звезда должна испытать ядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды, в результате которого выделится вся возможная ядерная энергия и вещество, перейдет в форму нейтронов. Теперь уже ничто не может предотвратить сжатие звезды. Особая ситуация должна возникнуть, когда радиус коллапсирующей звезды станет меньше (2fM)/c² где с — скорость света. в этом случае параболическая скорость оказывается больше скорости света. Ничто, даже световой квант из звезды, не может уйти. такой объект станет невидим. В некоторых случаях можно наблюдать вещество вблизи него. Такое, теоретически возможное, гипотетическое состояние звезды называют черной дырой.

Основные этапы эволюции звезд. Планетарные туманности.

Схема эволюции звезд умеренной массы (солнечного типа). Звезда зарождается и выходит на ветвь Главной последовательности, занимая на ней строго отведенное место, согласно своим начальным параметрам. На Главной последовательности звезда проводит большую часть своей жизни, расходуя постепенно ядерное горючее. Затем на стадии расширения она уходит в область красных гигантов, по окончании которой выходит в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик. А планетарная туманность постепенно рассеивается в космосе, отдавая межзвездной среде составлявшие ее химические элементы.

Планетарная туманность

Известно что красные гиганты могут превращаться в белые карлики. Нас они интересуют еще и потому, что окружены горячей газовой оболочкой, свойства которой напоминают газовые туманности. Но внешнему сходству с дисками планет они называются планетарными туманностями. В центре их всегда можно заметить ядро — горячую звезду класса О.

Спектры самих планетарных туманностей представляют собой слабый континуум. По внешнему виду планетарных туманностей, можно заключить, что они представляют собой оболочку из сильно разреженного ионизованного газа. По смещениям линий в спектре этих оболочек обнаружено, что они расширяются в среднем со скоростью в несколько десятков километров в секунду.

Полное количество энергии, излучаемой планетарной туманностью, в десятки раз больше, чем излучение ядра в видимой области спектра. Поскольку центральная звезда очень горячая и максимум излучения лежит в ультрафиолетовой области спектра. Жесткое излучение ядра ионизует разреженный газ туманности и нагревает его до температуры одного-двух десятков тысяч градусов. Вместо него атомы туманности испускают видимое излучение, спектр которого содержит наблюдаемые эмиссионные линии и слабое непрерывное свечение.

планетарные туманности — определенная стадия эволюции некоторых звезд, похожих на неправильные переменные типа RV Тельца. В стадии планетарной туманности звезда сбрасывает с себя оболочку и обнажает свои горячие внутренние слои. Судя по скорости расширения оболочки, этот процесс должен происходить очень быстро. изменения могут иметь место и внутри звезды. Есть основания что, некоторые звезды превращаются в белые карлики.

Кратные и переменные звёзды (кратные, визуально-двойные, спектрально-двойные звёзды, невидимые спутники звёзд, затменно-двойные звёзды). Особенности строения тесных двойных систем.

Часто на небе встречаются две или несколько близко расположенных звезд. Некоторые из них на самом деле далеки друг от друга и физически не связаны между собой. Они только проектируются в очень близкие точки на небесной сфере и потому называются оптическими двойными звездами. В отличие от них, физическими двойными называются звезды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Двойственность некоторых тесных пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (затменные переменные звезды), либо спектроскопически (спектрально-двойные).

Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственных наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений, выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбиты всегда оказываются эллипсами. В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем. Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от наименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежные орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500 лет.

Спектрально-двойные звёзды

Спектрально-двойные звёзды теже двойные звёзды, компоненты которых столь близки между собой, что не видны порознь даже в самые сильные телескопы. Двойственность таких звёзд обнаруживается только по периодическим смещениям либо раздвоениям линий в их спектрах вследствие Доплера эффекта, происходящего вследствие орбитального движения компонентов.

Невидимые спутники

- тела планетарных размеров и масс, обращающиеся вокруг нек-рых звёзд подобно планетам в Солнечной системе. Полагают, что массы крупнейших невидимых спутников меньше необходимой для ядерного самовозгорания водород-дейтериевой смеси и составляют 0,01-0,05. Образоваться такие тела могли из части вещества, не вошедшего в центральную звезду. Больше половины звёзд в Галактике образуют кратные системы (двойные, тройные и т. д.) и, по оптимистич. оценкам, до 10% звёзд могут иметь невидимые спутники.

Тесные двойные системы. Тесные двойные системы предст собою такие пары звезд, расст между кот сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.

Физические переменные звёзды (пульсирующие переменные; эруптивные переменные: в начале эволюции, новые, сверхновые; пульсары, нейтронные звёзды). Рентгеновские источники излучения.

Физич переменными наз звезды, кот изменяют свою светимость в результате физич процессов, происх в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска.

Все переменные звезды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соотв созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T… или просто букву V с цифрами.
Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея.
Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси. Среди звезд меньшей светимости также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества

пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными.

Звезды в начале эволюции. Наиболее молодыми звездами, по-видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типаТ Тельца.Это карлики спектральных классов чаще всего F -G

Новые звезды. Термин "новая" звезда не означ появл вновь возникшей звезды, а отражает опредю стадию переменности некот звезд. Новыми звездами наз эруптивные переменные звезды особого типа, у кот хотя бы однажды наблюда внезапное и резкое увелич светимости не менее чем на 7-8 звездных величин. Всего в наст время известно около 300 новых звезд, из них около 150 вспыхнуло в нашей Галактике По характ спектра вблизи эпохи максимума различ 2 типа сверхновых звезд. Сверхновые I типа вблизи максимума отлич непрерывным спектром, в кот не видно никаких линий. У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отлич усилением ультрафиолетового свечения

Пульсары.. Длительность отдельного импульса у таких источников сост от неск миллисекунд до неск десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов,названных пульсарами. Рентгеновское излучение, которое возникает на других небесных телах, не достигает поверхности Земли, т. к. полностью поглощается атмосферой. Оно исследуется спутниковыми рентгеновскими телескопами, такими как Чандра и XMM-Ньютон.