Физическая природа звезд

Благодаря проекту распределенных вычислений Einstein@Home на 2012 год найдено 63 пульсара.

 

 

 

 

Темный пульсар

Сверхновые

  Звезды, массы  которых не достигают 1,4 солнечной,  умирают тихо и безмятежно. А  что происходит с более массивными  звездами? Как возникают нейтронные  звезды и черные дыры? Катастрофический  взрыв, которым заканчивается  жизнь массивной звезды, - это  воистину впечатляющее событие.  Это самое мощное из природных  явлений, совершающихся в звездах.  В мгновение высвобождается больше  энергии, чем излучает ее наше  Солнце за 10 миллиардов лет. Световой  поток, посылаемый одной гибнущей  звездой, эквивалентен целой галактике,  а ведь видимый свет составляет  лишь малую долю полной энергии.  Остатки взорвавшейся звезды  разлетаются прочь со скоростями  до 20 000 км в секунду. 

Такие грандиозные  звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые - довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом  в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике  сверхновых не наблюдали с 1604 г.  Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути.

 

Взрыв сверхновой звезды.

Черные  дыры

 ОТ звезды, имеющей массу больше, чем три  солнечных, и радиус больше 8,85километра,  свет уже не сможет уйти  от нее в пространство. Уходящий  от поверхности луч искривляется  в поле силы тяжести так  сильно, что возвращается обратно  на поверхность. Кванты света  - фотоны - излучаемые телом, возвращаются  обратно, как брошенные вверх  на земле камни. Никакое излучение  не прорывается во внешний  мир, чтобы донести весть о  печальной судьбе звезды.

Превратившись в черную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Оно дает о себе знать  внешнему миру благодаря своей гравитации. Черная дыра поглащает световые лучи, идущие от нее на более значительное расстояние. Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.

Мы  неоднократно подчеркивали, что скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы — Галактики — прошло около 15—20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта "критическая" масса всего лишь на 10—20% превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звезды в левой верхней части главной последовательности. Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если их масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с "современной". Вот уже, по крайней мере, 4,5 млрд. лет оно "сидит" на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться? Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле.

 

 

 

 

 

 

 

Черные дыры в космосе.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Самая большая черная дыра.

Глава 2. ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД

 

2.1 СВЕТИМОСТЬ

Светимость  звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4*1^33 эрг/с. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют "карлики", светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая "абсолютная величина" звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8,+10.

Светимость звезд вычисляется  по их абсолютной звездной величине М, которая связана с видимой  звездной величиной m соотношениями

M = m + 5 + 51gπ     (116)

и

M = m + 5 — 51gr, (117)

где π — годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги (") и r — расстояние звезды в парсеках (пс). Найденная по формулам (116) и (117) абсолютная звездная величина Μ принадлежит к тому же виду, что и видимая звездная величина m, т. е. может быть визуальной Μ_v, фотографической M_pg, фотоэлектрической (M_v, M_в или М_v) и т. д. В частности, абсолютная болометрическая звездная величина, характеризующая полное излучение,

M_b = M_v + b          (118)

и может быть также вычислена  по видимой болометри ческой звездной величине

m_b = m_v + b,         (119)

где b — болометрическая поправка, зависящая от спектрального класса и класса светимости звезды. 

 

Светимость L звезд выражается в  светимости Солнца, принятой за единицу (L  = 1), и тогда

lg L = 0,4(M

 - M),          (120)

где M  — абсолютная звездная величина Солнца: визуальная M _v = +4^m,79; фотографическая M _pg — = +5m,36; фотоэлектрическая желтая Μ ν = +4^m77; фотоэлектрическая синяя M _B = 5^m,40; болометрическая M _b = +4^m,73. Эти звездные величины необходимо использовать при решении задач данного раздела.

Вычисленная по формуле (120) светимость звезды соответствует виду абсолютных звездных величин звезды и Солнца.

Закон Стефана—Больцмана 

 

 

 

применим для определения эффективной  температуры Т_е только тех звезд, у которых известны угловые диаметры. Если Ε— количество энергии, падающей от звезды или Солнца по нормали на площадку в 1 см² границы земной атмосферы за 1c, то при угловом диаметре Δ, выраженном в секундах дуги ("), температура

(121)

где σ= 1,354·10^-12 кал/(см²·с·град⁴) = 5,70·10^-5 эрг/(см2·с·град⁴) и выбирается в зависимости от единиц измерения количества энергии E, которое находится из формулы (111) по разности болометрических звездных величин звезды и Солнца путем сравнения с солнечной постоянной  Ε  ~ 2  кал/(см2·мин).

 

Звезды имеют различную светимость. Известны звезды, светимости которых  в сотни и тысячи раз превосходят  светимости Солнца. Например, светимость аТельца (Альдебаран) почти в 160 раз больше светимости Солнца (L = 160Lо);  светимость Ригеля (в Ориона) L =  80000Lо

У подавляющего большинства звезд  светимости сравнимы со светимостью  Солнца или меньше ее, например, светимость звезды, известной под названием  Крюгер 60А, L = 0,006 Lо.

 

 

 

2.2 ТЕМПЕРАТУРА

 

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности  слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. - желтоватый. Очень горячие  звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый  цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета  звезд. Последний определяется так называемым "показателем цвета", равным разности фотографической и визуальной и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.

У холодных красных  звезд спектры характеризуются  линиями поглощения нейтральных  атомов металлов и полосами некоторых  простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

Цветовая температура Солнца и  звезд, в спектрах которых известно распределение энергии, может быть найдена по закону Вина

Τ = K/λ_m,              (122)

где λ_m — длина волны, соответствующая максимуму энергии, а К — постоянная, зависящая от единиц измерения λ. При измерении λ в см К=0,2898 см·град, а при измерении λ в ангстремах  (Å) K=2898· 10⁴ Å·град.

С достаточной степенью точности цветовая температуpa звезд вычисляется по их показателям цвета С и (B-V)

(123)

и

(124)

2.3 СПЕКТРЫ  И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД

 

Важнейшие сведения о природе звезд астрономы  получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как  и спектр Солнца, представляют собой  спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:

О-В-А-F-G-K-M

и располагаются в такой последовательности, что при пере ходе слева направо  цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс О), красному (класс М). Следовательно, в том же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд.

Таким образом, последовательность спектральных классов отражает различие цвета  и температуры звезд, Внутри каждого  класса существует разделение еще на десять подклассов. Например, спектральный класс F имеет такие под классы:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fб-F7-F8-F9

Солнце  относится к спектральному классу G2.

В основном атмосферы звезд имеют  сходный химический состав: самыми распространенными элементами в  них, как и на Солнце, оказались  водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах по виду спектра, при невысоких температурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С₂ , СN, ТiО, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.

Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического  состава.

 

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного  количества линий поглощения, принадлежащих  различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический  состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться  тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота  и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

 Хотя по  числу атомов так называемые "тяжелые  металлы" (т.е. элементы с атомной  массой, большей, чем у гелия)  занимают во Вселенной весьма  скромное место, их роль очень  велика. Прежде всего, они определяют  характер эволюции звезд, т.к.  непрозрачность звездных недр  для излучений существенно зависит  от ее непрозрачности.

Наличие во Вселенной (в частности в звездах) тяжелых  элементов имеет важное значение. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого - это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем, поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых металлов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных слоях Вселенной.

 

 

2.4 СРЕДНИЕ  ПЛОТНОСТИ ЗВЕЗД

 

Так как размеры звезд различаются  значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд  сильно отличаются друг от друга. У  гигантов и сверхгигантов плотность  очень мала. Например, плотность  Бетельгейзе около 10^-3 кг/м³. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х10⁷ кг/м³. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (10¹⁰- 10¹¹ кг/м³). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Так как объемы звезд всегда выражаются в объемах Солнца, то они пропорциональны R³, и поэтому средняя плотность звездного вещества (средняя плотность звезды).

(133)

где ρ —средняя плотность солнечного вещества.

При ρ = 1 средняя плотность звезды получается в плотностях солнечного вещества; если же нужно вычислить ρ в г/см3, следует принять ρ =1,41 г/см³.