1 Вопрос:
Что же такое звезда с точки зрения физики? Мы привыкли к школьному определению звезды как гигантского раскаленного самосветящегося газового шара. Но данное определение не способно охватить все многообразие объектов, которое сегодня астрономия объединяет под словом «звезда». И вот почему:
Не все звезды гиганты, так как белые карлики, составляющие заметную часть всех звезд в Галактике, по размеру примерно равны Земле, а радиус нейтронных звезд равен всего 10 – 15 км.
«Раскаленный»: температура поверхности некоторых звезд не превышает температуру поверхности Венеры (477 градусов).
«Самосветящийся объект»: Юпитер тоже может считаться самосветящимся объектом, так как он излучает в пространство больше энергии, чем получает от Солнца, но Юпитер не звезда.
«Газовый»: поверхность нейтронных звезд, по видимому, твердая.
«Шар»: звезды, которые очень быстро вращаются вокруг своей оси или входят в состав тесной двойной системы, не имеют шаровидную форму.
Таким образом, получается, что данные характеристики не являются отличительными только для звезд.
ڳ Поэтому правильнее будет следующее определение:
Звезда – это гравитационно связанная, пространственно обособленная, непрозрачная для излучения масса вещества, в которой в значительных масштабах происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Таким образом, подчеркиваются три принципиальных момента, которые отличают звезды от других космических объектов:
масса должна сдерживаться собственным полем тяготения, и потому не может быть слишком малой, а звезда – значительно протяженной.
вещество должно быть распределено непрерывно, иметь не слишком малую плотность и быть достаточно сильно нагретым – только тогда оно непрозрачно.
в недрах звезды должны идти термоядерные реакции, которые являются основным источником энергии звезд. Основным циклом таких ядерных реакций является протон-протонный цикл – совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий (в звездах на главной последовательности). В массивных же звездах идет другой цикл. Он называется CNO-цикл, который тоже заключается в превращении водорода в гелий, но при этом углерод, кислород и азот являются катализаторами.
Звезды имеют 5 основных характеристик (иногда называют 3):
светимость – это полная энергия, излучаемая астрономическим объектом в единицу времени. Не зависит от расстояния до объекта.
температура
радиус
химический состав – больше всего водорода, +гелий, углерод, кислород и другие элементы (в Солнце: 94 % атомов водорода, 5,9 % гелия, 0,1 % других элементов).
масса – определяющая характеристика звезды, так как именно от массы зависит температура и светимость звезды в течение всего периода ее существования. Масса звезды определяется в соотношении с массой Солнца (М© = 1,9891 × 10³º кг). Таким образом, масса звезд равна:
10ˉ¹ М© < М < 10² М©.
2 Вопрос:
Существуют разные классификации звезд ڳ. Обычно за классификационный признак берут какую-нибудь характеристику звезды. Мы рассмотрим три самые распространенные в астрономии классификации.
По спектру излучения: выделяют 7 типов звезд, которые проходят основные ступени звездной эволюции. Их называют звездами главной последовательности и обозначают латинскими буквами. Каждый тип спектра подразделяется еще на подтипы.
O: температура (t) на поверхности – около 22 000 °С. Это голубые звезды. Типичные: 15 Единорога.
B: t – 14 000 °С. Это бело-голубые звезды. Типичные: Ригель, Спика.
A: t – около 10 000 °С. Это белые звезды. Типичные: Сириус, Вега.
F: t – около 6700 °С. Это бело-желтые звезды. Типичные: Канопус, Процион.
G: t – около 5500 °С. Это желтые звезды. Типичные: Солнце, Капелла.
K: t – около 3800 °С. Это сверхжелтые звезды. Типичные: Арктур и Поллукс.
M: t – около 1800 °С. Это красноватые звезды. Типичные: Бетельгейзе, Антарес.
При движении от типа O к типу M в составе звезды уменьшается количество водорода и увеличивается количество гелия, а в типах К и М вообще преобладают металлы.
По возрасту звезд («звездное население»):
Звездное население II – старые звезды. Их характеристики: старые звезды находятся ближе к центру галактики, имеют красную окраску, меньшую температуру и массу по сравнению с молодыми звездами, как правило, проходят длительную эволюцию; по химическому составу бедны металлами, так как образовались в «первобытной» межзвездной среде, не засоренной последующими поколениями звезд; движутся по сильно вытянутым орбитам, которые пересекают плоскость галактики. К населению II относятся звезды шаровых скоплений и переменные звезды (меняющие свой блеск). Шаровые скопления – это плотные системы, которые состоят из большого числа звезд (от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов). Их форма правильная, почти сферическая. Выглядят как светящиеся шары. Их возраст в среднем составляет 5 – 6 млрд. лет. Их эволюция длительная.
Звездное население I – молодые звезды. Их характеристики: происходят от взрывов сверхновых; находятся на спиральных ветвях галактик; имеют синюю окраску; температура и масса меньше, чем у старых звезд, эволюция короче; их химический состав богаче металлами, которые во времена их образования уже были; движутся по практически круглым орбитам, которые находятся на плоскости галактики. К ним относятся звезды главной последовательности, звезды рассеянных звездных скоплений. Рассеянные звездные скопления – это системы, которые объединяют от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд. Такие скопления существуют десятки – сотни млн. лет, так как гравитационные силы, которые удерживают их вместе, не слишком значительны, а, следовательно, сильна тенденция к рассеиванию.
В этой же классификации выделяют нулевое звездное население (только что родившиеся звезды) и звездное население III (предполагаемые объекты, которые принадлежат к первым фазам жизни Вселенной и сегодня уже погасли).
Но наиболее распространенная – классификация по массе (она же отражает различие в химическом составе звезд и ступень эволюции звезды): нормальные звезды, белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры звездного вещества. С физической точки зрения эти виды звезд кардинально отличаются друг от друга.
ڳ Нормальные (или просто звезды) – это звезды, в которых главным фактором, противостоящим самогравитации вещества, служит давление обычного невырожденного газа. Поэтому плотность таких звезд не очень велика при очень большой температуре в их недрах. Нормальные звезды составляют большинство во Вселенной (примерно 90 %). Они очень разнообразны по своим свойствам, поэтому внутри данного вида существует еще одна классификация (звезды главной последовательности, гиганты, субкарлики, звезды горизонтальной ветви и т.д. Эта классификация связана уже с диаграммой Герцшпрунга – Рассела).
Нормальные звезды имеют совершенно определенную структуру ڳ:
Ядро – центр звезды, в котором идут ядерные реакции.
Конвективная зона – зона, в которой перенос энергии происходит за счет конвекции (перенос теплоты потоками вещества). Положение этой зоны зависит от размеров звезд: как у Солнца – над лучистой зоной, меньше Солнца – от ядра до атмосферы звезды (так как у таких малых звезд нет лучистой зоны), больше Солнца – под лучистой зоной.
Лучистая зона – зона, в которой перенос энергии происходит за счет излучения фотонов (частиц электромагнитного излучения): у Солнца – между ядром и конвективной зоной, больше Солнца – у поверхности.
Над поверхностью звезды находиться атмосфера, которая делится на фотосферу, хромосферу и корону. Из данной структуры исходит важнейшая физическая характеристика нормальных звезд: их механическое равновесие тесно связано с тепловой структурой, так как давление в нормальных звездах обеспечивается тепловым движением частиц (что происходит в конвективной зоне). Таким образом, постепенно меняется температура, молекулярный вес звезды, и она эволюционирует.
ڳ Белые карлики – очень компактные космические объекты. Их типичный радиус – несколько тысяч км (около 6000), а масса примерно равна 0,6 М©, но не может превышать 1,4 М©. Поэтому обладают очень высокой плотностью: 1 см³ материи весит около 1 т. Химический состав – углеродно-азотный. Самогравитации в такой звезде противостоит давление вырожденного газа. Давление такого вырожденного газа мало зависит от температуры. Поэтому потери энергии на излучение мало влияют на механическое равновесие таких звезд. Следовательно, в таком состоянии звезда может находиться сколь угодно долго. Основной источник их излучения – это тепловая энергия ионов. Но ионный газ остывает и, достигнув определенной критической температуры, кристаллизуется – ионы выстраиваются в решетку. Светимость белых карликов мала, и поэтому тепловой энергии, запасенной в недрах, хватает надолго. Когда она иссякает, белый карлик должен потухнуть, превратившись в гипотетического «черного карлика». Таким образом, всю свою долгую жизнь белый карлик просто остывает.
Нейтронная звезда – с радиусом примерно 10 км и с большой плотностью. Напоминает гигантское атомное ядро. Состоит в основном из нейтронов. Самогравитации противостоит давление сильно вырожденных нейтронов. Следовательно, это давление, как и в белых карликах, не зависит от температуры и сильно зависит от плотности. Предел массы нейтронных звезд пока точно не установлен. Предполагается, что он составляет не больше 3 М© (наибольшая надежно известная масса нейтронной звезды равна 1,97 М©). Одиночные нейтронный звезды – радиопульсары. Потери энергии на излучение в такой звезде покрываются не тепловой энергией, а кинетической энергией вращения звезды. Так что период вращения с течением времени увеличивается. Переход кинетической энергии в энергию излучения возможен при сильном магнитном поле, которое складывается вокруг нейтронов. Период их вращения – от нескольких доль секунд до нескольких сотен секунд.
Черные дыры звездных масс – это компактные объекты. Этот объект обладает очень высокой плотностью, которую пока невозможно смоделировать в лабораторных условиях. Поэтому черные дыры звездных масс недостаточно изучены. Предполагается, что нижний предел массы черной дыры равен 2,5 – 5,6 М©. При этом радиус очень маленький – несколько десятков км. Гравитационное давление в черной дыре очень велико, поэтому ее не могут покинуть даже объекты, движущиеся со скоростью света (даже сами кванты света). Границу такой области называют горизонтом событий – до этой границы еще доходит информация во внешний мир. Из этого следует, что черная дыра не испускает электромагнитного излучения, поэтому может быть обнаружена только по своему гравитационному полю. Но если она входит в состав двойной системы, то может наблюдаться как рентгеновский источник, в результате аккреции ڳ. ڳАккреция – это процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства. Чаще всего она происходит в тесных двойных системах – ڳ бинарных системах – это два объекта, которые связанны между собой гравитационными силами, то есть орбита одного объекта пролегает вокруг другого или они вращаются по одной орбите. Аккреция приводит к интересным астрономическим феноменам. Одним из таких феноменов является аккреция на черную дыру. При этом возникает аккреционный диск, который быстро вращается. Из-за внутреннего трения он сильно разогревается, вследствие чего черная дыра наблюдается как рентгеновский источник. Другими астрономическими феноменами аккреции являются: аккреция на белый карлик (приводит к вспышке новой карликовой, новой или сверхновой звезд); аккреция на нейтронную звезду (приводит к появлению рентгеновских источников или рентгеновских пульсаров).