Основные характеристики звёзд

Как и Солнце, звёзды освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них освещённость, которую они создают на Земле, на много порядков меньше солнечной.

ТЕМПЕРАТУРА И ЦВЕТ ЗВЕЗД

Имеется связь между звёздной величиной и освещённостью, создаваемой звездой:
m = -2,5 lgE — 19

или

Е = 10^-0,4(19+m)
Наблюдения показали, что среди звёзд встречаются в сотни тысяч раз более мощные, чем Солнце, и звёзды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у нашего Солнца.
Определения температур поверхности звёзд показали, что от температуры поверхности звезды зависит её видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в её спектре.
Так, Сириус сияет белым цветом и его температура равна почти 10000 K. В спектре хорошо видны линии поглощения атомами водорода. Звезда Бетельгейзе (а Ориона) имеет красный цвет и температуру поверхности около 3000 К. В спектре звёзд видны линии молекул оксида титана ТіО. Солнце жёлтого цвета, имеет температуру 5800 К.
По температуре, цвету и виду спектра все звёзды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами O, B, A, F, G, K, M.
Почему же спектры звёзд различны, хотя их химический состав примерно одинаков? Дело в том, что при температуре около 3000 к существуют молекулярные соединения, которые и вызывают в спектре фотосферы звезды полосы поглощения.
При более высокой температуре молекулярные соединения распадаются, и соответствующие им спектральные полосы исчезают. Зато хорошо видны линии, свойственные нейтральным металлам, атомы которых возбуждают и поглощают свет определенных длин волн, соответствующих их природе.

При температуре 6000 К многие металлы ионизуются, и поэтому в спектрах появляются линии ионизированных металлов. Атомы же водорода и гелия проявляют себя слабо, так как такая и
более низкие температуры недостаточны для возбуждения всей водородной и гелиевой массы, и только некоторая часть их атомов поглощает свет. Но если температура фотосферы близка к 10000 К, то энергии излучения вполне достаточно, чтобы возбуждать почти все атомы
водорода, поэтому в спектрах А-звёзд водородные линии поглощения особенно
интенсивны.
При температуре около 20000 К значительная часть атомов водорода ионизована и спектральные водородные линии поглощения ослаблены. Зато такая температура вызывает активное возбуждение атомов гелия. Этим и объясняются интенсивные линии поглощения гелия в спектрах В-звёзд.
Наконец, при температуре около 30 000 К уже многие гелия ионизованы, а атомы кислорода и азота претерпевают многократную ионизацию, поэтому в спектрах О-звёзд хорошо проявляются спектральные линии, соответствующие этим ионам.

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА — РАССЕЛА

Имеется ещё одна интересная связь между спектральным классом звезды и её светимостью, которая представляется в виде диаграммы «Спектр — светимость» (также её называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела в честь астрономов Э.Герцшпрунга и Г.Н. Рассела, построивших эту диаграмму).
На диаграмме чётко выделяются четыре группы звёзд:

главная последовательность. На неё ложатся параметры большинства звёзд. К звёздам главной последовательности относятся Солнце, Сириус. Плотности звёзд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью;

красные гиганты. К этой группе в основном относятся звёзды красного цвета с радиусами, в десятки раз превышающими солнечный, например звезда Арктур (а Волопаса), радиус которой превышает солнечный в 25 раз, а светимость — в 140 раз;

сверхгиганты. Звёзды со светимостями, в десятки и сотни тысяч раз превышающими солнечную. Радиусы этих звёзд в сотни раз превышают радиус Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе. При массе примерно в 15 раз больше солнечной её радиус превышает солнечный почти в 1000 раз. Средняя плотность этой звезды составляет всего 2 · 10^-4 кг/м³, что более чем в 60000 раз меньше плотности воздуха;

белые карлики. Группа звёзд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Эти звёзды имеют радиусы почти в сто раз меньше солнечного и по размерам сравнимы с планетами. Примером белого карлика служит звезда Сириус В — спутник Сириуса. При массе, почти равной солнечной, и размере в 2,5 раза больше Земли имеет гигантскую среднюю плотность p=3·10⁸ кг/м³.

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ

Новый многочисленный класс звёзд с низкой температурой поверхности, излучающих в основном в инфракрасных лучах, имеют массы, всего в десятки раз превышающие массу планеты Юпитер. Так, самый холодный коричневый карлик, обнаруженный в созвездии Лиры, имеет температуру поверхности от -23° С до 127° С. На его поверхности, как полагают астрономы, условия благоприятны для жизни.

МАССЫ ЗВЁЗД

Массы звёзд удалось измерить только у звёзд, входящих в состав двойных систем. Масса определялась по параметрам орбит звёзд и периоду их обращения вокруг друг друга с использованием третьего обобщённого закона Кеплера. Оказалось, что массы всех звёзд лежат в пределах 0,05 Mс < M < 100 Мс. Для звёзд главной последовательности имеется связь между массой звезды и её светимостью: чем больше масса звезды, тем больше её светимость.

Так, звезда спектрального класса В имеет массу около м≈ 20м, и её светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЗВЁЗД

У всех звёзд главной последовательности источником энергии являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Но эффективность этих реакций сильно зависит температуры: чем больше масса звезды, тем выше температура в её недрах и тем выше темп выделения энергии.

СТРОЕНИЕ ЗВЁЗД ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ

Звёзды с массами, меньшими или сравнимыми с солнечной, устроены как Солнце. При температурах в центре выше 16 · 10⁶ К темп энерговыделения настолько велик, что излучение не успевает уносить энергию из центральных областей звезды, и происходит конвективный перенос.
Нагретые массы вещества поднимаются к верхним слоям звезды, а охлаждённые опускаются вниз и вновь нагреваются, т.е. у звёзд более массивных, чем Солнце, отсутствует зона лучистого переноса энергии, а конвективная зона начинается прямо из центра звезды.

СТРОЕНИЕ КРАСНЫХ ГИГАНТОВ И СВЕРХГИГАНТОВ

Отличительной особенностью этих звёзд является отсутствие ядерных реакций в самом центре, несмотря на высокие температуры. Ядерные реакции протекают в тонких слоях вокруг плотного центрального ядра.
Температура звезды уменьшается к поверхности, и в каждом слое идёт определённый тип термоядерных реакций. В самых внешних слоях ядра, где температура составляет около 15 млн К, из водорода образуется гелий. Глубже, где температура выше, из гелия образуется углерод, далее из углерода — кислород. В самых глубоких слоях у очень массивных звёзд при термоядерных реакциях образуется железо.

Более тяжёлые химические элементы образовываться с выделением энергии не могут. Их образование требует затрат энергии.
И так, в красных гигантах и сверхгигантах формируются слоевые источники энергии и
образуется большинство химических элементов, вплоть до атомов железа.
Задачи:

1. Во сколько раз различаются светимости звёзд главной последовательности с массами 5Мс и 50Мс
2. Распределить звезды по группам.

Наименованиезвезды	ТемператураК	Масса(в массах Солнца)	Радиус (в радиусах Солнца)	Расстояние до звезды (св.лет)
Альдебаран	3500	5	45	68
Вега	9500	2,8	3	27
Звезда ван Маанена	4000	0,7	0,009	32
Арктур	4300	1,5	26	56
Антарес	3300	18	560	78
Сириус В	8200	1	0,02	25
Садр	6500	12	255	49
70 Змееносца	4900	0,8	0,89	20 000

Контрольные вопросы:

1. Каковы основные характеристики звёзд
2. Что лежит в основе спектральной классификации звёзд
3. Что представляет собой диаграмма «Спектральный класс — светимость»
4. Какова связь между массой и светимостью
5. Как устроены звёзды главной последовательности
6. Как устроены красные гиганты и сверхгиганты