Характеристика звёзд

L=M3,9; где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами около 50 солнечных, а конец правой – красными карликами с массами около 0,0767 солнечных.

Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет почти 90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.

Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности.

Самой известной звездой данного класса является наше Солнце - желтый карлик.

7) Субкарлики – VI класс светимости. Это звёзды со светимостью на 1,5-2 звёздных величины тусклее звёзд главной последовательности того же спектрального класса. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела субкарлики расположены ниже главной последовательности. Термин «субкарлик» был предложен Джераржом Койпером в 1939 году, чтобы определить место звёзд с аномальным спектром, которые считались промежуточными между белыми карликами и звёздами главной последовательности.

Подобно «обычным» звёздам главной последовательности, холодные субкарлики (спектральных классов от G до M) вырабатывают энергию путём реакций горения водорода в своих недрах. Объяснение низкой светимости субкарликов заключается в их низкой металличности: эти звёзды не богаты элементами тяжелее гелия. Низкая металличность снижает давление света внешних слоёв атмосферы звёзд (наличие металлов увеличивает его, и звезда будет интенсивнее излучать), это обуславливает более низкую светимость при данной массе. Горячие субкарлики – это звёзды классов B и O. Эти звёзды совершенно не похожи на холодные субкарлики. Они представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звёзд. Горячий субкарлик образуется, когда красный гигант теряет водород из его внешних слоёв, прежде чем в ядре начинаются реакции с участием гелия. Причина того, почему звезда начинает терять массу вещества из внешних слоёв неясна, но есть предположение, что это результат взаимодействия двух звёзд в бинарной системе. Например, белый карлик, будучи массивным «вытягивает» у соседнего красного гиганта вещество. Одиночные горячие субкарлики могут быть так же результатом слияния двух белых карликов. Субкарлики класса B, будучи более яркими нежели белые карлики, являются горячими звёздами Населения I (старые звёзды).

Примерами субкарликов являются: Звезда Каптейна, Грумбридж 1830.

 

8) Белые карлики – VII класс светимости. Проэволюционировавшие  звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в 100 раз меньше и, соответственно, болометрическими светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. По распространённости белые карлики составляют, по разным оценкам, 3-10 % звёздного населения нашей Галактики. Неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости.

Примерами звезд белых карликов являются: спутник Сириуса – Сириус В; Звезда Ван Маанена.

 

7. РАДИУСЫ ЗВЁЗД

Непосредственные измерения радиусов звезд, за некоторыми исключениями, практически невозможны, так как все звезды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов.

Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле, основанной на законе излучения Стефана-Больцмана12  (s – постоянная Стефана).

L=4pR2sT4ef

Угловые диаметры двух-трех десятков ближайших звезд определены с помощью специальных звездных интерферометров. Принцип работы этих приборов основан на интерференции света звезды, отраженного парой широко расставленных зеркал. В отдельных случаях для определения углового диаметра звезды удается использовать вид интерференционной картины, возникающей во время покрытия звезд Луной. Линейные радиусы можно определить у затменно-переменных звезд по продолжительности затмения.

 

8. ВРАЩЕНИЕ ЗВЁЗД

Вращение звезды — это вращательное движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения может быть измерена по смещению линий в её   спектре или по времени движения активных элементов («звёздных пятен») на поверхности. Вращение звезды создаёт экваториальную выпуклость за счёт центробежных сил. Так как звёзды не являются твёрдыми телами, у них также может существовать дифференциальное вращение; другими словами, экватор звезды может вращаться с другой угловой скоростью, чем области в высоких широтах. Эти различия в скорости вращения внутри звезды могут иметь важную роль в генерации магнитного поля звёзд.

Магнитное поле звезды взаимодействует со звёздным ветром. Так как звёздный ветер движется от звезды, а магнитное поле взаимодействует с ветром, то в результате этого взаимодействия угловой момент передаётся от звезды ветру, который постепенно «уносит» его, и со временем этот перенос замедляет скорость вращения звезды.

Если звезда наблюдается со стороны её полюса, то некоторые участки поверхности приближаются к наблюдателю, а некоторые удаляются. Компонент движения, который приближается к наблюдателю, называется радиальной скоростью. Из эффекта Доплера, приближающиеся к нам участки диска звезды вызовут смещение линий в её спектре к фиолетовому концу, а удаляющиеся – к красному. Разумеется, линии одновременно сместиться в противоположных направлениях не могут. В действительности часть линии сместится к одному концу спектра, часть к другому, в результате чего линия растянется, расширится. Именно по этому расширению и можно узнать, вращаются ли звёзды вокруг осей, причём с возрастанием скорости вращения увеличивается и ширина линий в спектре звезды.

Если звезда показывает высокую магнитную активность, такую как «звёздные пятна», то эти особенности можно использовать для оценки скорости вращения. Но поскольку пятна могут образовываться не только на экваторе, но и в других местах, да ещё и переноситься по поверхности на протяжении всей их жизни, то такое дифференциальное вращение звезды может приводить к различным эффектам измерения.

Гравитация стремится превратить небесное тело в идеальную сферу, у которой все части находятся как можно ближе к центру тяжести. Но вращающиеся звёзды имеют несферическую форму: один из признаков подобной несферичности – экваториальная выпуклость. Когда из вращающегося протозвёздного диска формируется звезда, её форма становится все более и более сферической, но этот процесс не идёт вплоть до идеальной сферы. На полюсах сила тяжести приводит к увеличению сжатия, но на экваторе сжатию эффективно противостоит центробежная сила. Окончательный вид звезды после звёздообразования имеет равновесную форму, в том смысле, что сила тяжести в экваториальной области не может придать звезде, более сферическую форму.

Дифференциальное вращение13 наблюдается на таких звёздах, как Солнце, когда угловая скорость вращения меняется с широтой. Как правило, угловые скорости уменьшается с увеличением широты. Первой звездой, после Солнца, для которой были выявлены детали дифференциального вращения была AB Золотой Рыбы.

Большинство звёзд главной последовательности спектральных классов от F5 и O5 быстро вращаются. Для звёзд в этого класса измеренная скорость вращения увеличивается с массой. Это увеличение вращения достигает максимума у молодых, массивных звёзд класса B. Так как ожидаемая продолжительность жизни звезды уменьшается с ростом массы, то это может быть объяснено снижением скорости вращения с возрастом.

Гирохронология (Gyrochronology) – определение возраста звезды на основе скорости вращения, при котором результаты калибруется на основании информации о Солнце. Звёзды медленно теряют массу, которая истекает с помощью звёздного ветра из фотосферы. Магнитное поле звезды взаимодействует с выброшенным веществом, в результате чего происходит постоянная передача момента импульса от звезды. Звёзды со скоростью вращения более чем 15 км/с и демонстрируют более быструю потерю массы, а следовательно, быстрее снижают скорость вращения. Таким образом, при дальнейшем вращении звезды происходит снижение темпов потери углового момента. В этих условиях, звёзды постепенно замедляются, но никогда не смогут достичь полного отсутствия вращения.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

На протяжении многих веков астрономами анализировались и накапливались данные о звездах и Галактике в целом. На основании этих данных разрабатывалось множество различных классификаций и научных работ, благодаря которым мы сегодня имеем возможность поближе прикоснуться к одному из величайших творений природы – загадочным и таким далеким звездам.

В моей работе я постаралась максимально подробно рассмотреть основные характеристики звезд, такие как их строение, источники энергии звезд, их массу и светимость, а также спектральные классы. Вместе с тем были рассмотрены не менее важные характеристики звезд – их радиусы и теория вращения.

Наряду с вышеперечисленным, важнейшим моментом работы было ознакомление с диаграммой Герцшпрунга-Рассела, являющейся важнейшей классификационной системой звезд, так как именно эта диаграмма наиболее наглядно отражает группы звезд по их физическим характеристикам.

Лично для себя я открыла много нового, интересного, порой  забавного. Так, например, исходя из колоссальной плотности  белого карлика, если бы на него смог опуститься космонавт и взять ведро его  вещества, то в руке он бы держал массу  около 10 тысяч тонн. Данный пример демонстрирует привлекательность изучения звездного неба для простого обывателя, где земные законы физики можно наблюдать в совершенно другом виде. 
     Как бы далеко не проникал до сих пор  взор человека, вооруженного телескопом, всюду он встречал и всегда будет встречать новые миры и новые материальные системы, находящиеся в состоянии непрерывного движения и изменения.   

 

 

 

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. В.М.Найдыш Концепции современного естествознания М.: Гардарики, 2003.

2. Начала современного естествознания: концепции и принципы: учебное пособие / В.Н. Савченко, В.П. Смагин. — Ростов н/Д.: Феникс, 2006

3. Концепции современного естествознания.   Новоженов В.А. (2001, 474с.) 

4. Гусейханов М. К., Раджабов О. Р. Концепции современного естествознания: Учебник. — 6-е изд., перераб. и доп. — М.: Издательско-торговая корпорация «Дашков и К°», 2007. — 540 с.

5. Астрономия: век XXI.  ред. Сурдин В.Г. (2007, 608с.)  

6. Клищенко А.П. Астрономия: Учеб.пособие / А.П.Клищенко, В.И.Шупляк. — М.: Новое знание, 2004. — 224 с.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Приложение 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

 

1 Эрг (обозначение: эрг, erg; от греч. ἔργον — работа) – единица работы и энергии в системе единиц СГС (сантиметр-грамм-секунда); 1 эрг равен работе силы в 1 дин при перемещении точки приложения силы на расстояние 1 см в направлении действия силы.

2 Герман Людвиг Фердинанд фон Гельмгольц (нем. Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz; 31 августа1821, Потсдам — 8 сентября 1894, Шарлоттенбург) – немецкий физик, врач, физиолог и психолог. В Москве именем Гельмгольца назван НИИ Глазных болезней на Садово-Черногрязской улице.

3 Уи́льям То́мсон, лорд Ке́львин (англ. William Thomson, 1st Baron Kelvin; 26 июня 1824 года, Белфаст,Ирландия — 17 декабря 1907 года, Ларгс, Шотландия) – британский физик и механик. Известен своими работами в области термодинамики, механики, электродинамики.

4 Фредерик Уильям (Фридрих Вильгельм) Гершель (англ. Frederick William Herschel, нем. Friedrich Wilhelm Herschel; 15 ноября 1738, Ганновер — 25 августа 1822, Слау близ Лондона) – выдающийся английский астроном немецкого происхождения. Прославился открытием планеты Уран, а также двух её спутников – Титании и Оберона. Он также является первооткрывателем двух спутников Сатурна и инфракрасного излучения.

5 Иоганн Кеплер (нем. Johannes Kepler; 27 декабря 1571 года, Вайль-дер-Штадт — 15 ноября 1630 года,Регенсбург) — немецкий математик, астроном, механик, оптик и астролог, первооткрыватель законов движения планет Солнечной системы.

Третий закон Кеплера. Квадраты периодов обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит. Здесь необходимо сделать следующее замечание. Для простоты часто говорится, что одно тело обращается вокруг другого, но это справедливо только для случая, когда масса первого тела пренебрежимо мала по сравнению с массой второго (притягивающего центра). Если же массы сравнимы, то следует учитывать и влияние менее массивного тела на более массивное. В системе координат с началом в центре масс орбиты обоих тел будут коническими сечениями, лежащими в одной плоскости и с фокусами в центре масс, с одинаковым эксцентриситетом. Различие будет только в линейных размерах орбит (если тела разной массы). В любой момент времени центр масс будет лежать на прямой, соединяющей центры тел, а расстояния до центра масс r1 и r2 тел массой M1 и M2 соответственно связаны следующим соотношением: r1/r2 = M2/M1. Перицентры и апоцентры своих орбит (если движение финитно) тела также будут проходить одновременно.

 

6 Проксима Центавра (от лат. proxima – «ближайшая») – красный карлик, относящийся к звёздной системе Альфа Центавра, ближайшая к Земле звезда после Солнца.

7 Звёзды Вольфа-Райе – класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа-Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации. Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году.