Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Звёзды 1 представляют собой шары из горячего, по большей части ионизированного газа. Ионизация звёздного вещества является следствием его высокой температуры (от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч градусов).

В результате исследования химического состава Солнца и других звёзд было обнаружено, что в них присутствуют почти все химические элементы, имеющиеся на Земле и представленные в таблице Д. И. Менделеева. Выяснилось также, что в большинстве случаев 70% массы звезды составляет водород, 28% - гелий и 2% - более тяжёлые элементы.

Вы уже знаете, что чем больше масса звезды, тем более сильное гравитационное поле она создаёт. Благодаря действию гравитационных сил, сжимающих звёздное вещество, его температура, плотность, давление значительно возрастают от внешних слоев к центру.

Так, например, температура внешних слоев Солнца приблизительно равна 6 10 3 °С, а в центре - порядка 14-15 млн °С, плотность вещества в центре Солнца приблизительно равна 150 г/см 3 (в 19 раз больше, чем у железа), а давление от средних слоев к центру возрастает от 7 10 8 до 3,4 10 11 атм. При таких температурах и давлениях в ядре могут протекать термоядерные реакции, являющиеся источником энергии звёзд.

Мощность излучения звезды (называемая также светимостью и обозначаемая буквой L) пропорциональна четвёртой степени её массы:

Протекающие в недрах звёзд термоядерные реакции являются одним из процессов, существенно отличающих звёзды от планет, так как внутренний источник обогрева планет - это радиоактивный распад. Указанное различие обусловлено тем, что масса любой звезды заведомо больше массы даже самой большой планеты. Это можно проиллюстрировать на примере Юпитера. Несмотря на то что по многим параметрам он очень похож на звезду, его масса оказалась недостаточной для возникновения в его недрах условий, необходимых для протекания термоядерных реакций.

В результате термоядерных реакций в недрах Солнца выделяется огромная энергия, поддерживающая его свечение. Рассмотрим, каким образом эта энергия выходит наружу, к поверхности Солнца.

В зоне переноса лучистой энергии (рис. 188) освобождённое в ядре тепло распространяется от центра к поверхности Солнца путём излучения, т. е. через поглощение и излучение веществом порций света - квантов. Поскольку кванты излучаются атомами в любых направлениях, их путь к поверхности длится тысячи лет.

Рис. 188. Строение Солнца

В зоне конвекции энергия переносится к поверхности всплывающими потоками горячего газа. Достигнув поверхности, газ, излучая энергию, охлаждается, уплотняется и погружается к основанию зоны. В конвективной зоне газ непрозрачен. Поэтому можно увидеть только те слои, которые находятся над ней: фотосферу, хромосферу и корону (на рисунке не обозначена). Эти три слоя относятся к солнечной атмосфере.

Фотосфера («сфера света») на фотографиях выглядит как совокупность ярких пятнышек - гранул (рис. 189), разделённых тонкими тёмными линиями. Яркие пятнышки - это потоки горячего газа, всплывающие на поверхность конвективной зоны.

Рис. 189. Гранулы и пятно в фотосфере Солнца

Хромосфера («сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Одним из наиболее интересных явлений, которые можно наблюдать в хромосфере, являются протуберанцы 2 . Протяжённость хромосферы достигает 10-15 тыс. км.

Самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона. Она простирается на миллионы километров (т. е. на расстояние порядка нескольких солнечных радиусов), несмотря на то что сила тяжести на Солнце очень велика. Большая протяжённость короны объясняется тем, что движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн °С, происходят с огромными скоростями. Солнечная корона хорошо видна во время солнечного затмения (рис. 190). Форма и яркость короны меняются в соответствии с циклом солнечной активности, т. е. с периодичностью в 11 лет.

Рис. 190. Солнечная корона (во время полного солнечного затмения 1999 г.)

Индукция магнитного поля на Солнце всего в 2 раза больше, чем на поверхности Земли. Но временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Они препятствуют подъёму горячей плазмы, в результате чего вместо светлых гранул образуется тёмная область - солнечное пятно (см. рис. 189). При появлении больших групп пятен мощность видимого, ультрафиолетового и рентгеновского излучений резко возрастает, что может неблагоприятно отражаться на самочувствии людей.

Перемещение пятен по диску Солнца является следствием его вращения, которое происходит с периодом, равным 25,4 сут относительно звёзд.

Завершающий этап процесса эволюции звёзд включает несколько стадий. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, температура поверхности понижается, внешние слои расширяются, а внутренние сжимаются. Звезда становится красным гигантом, т. е. звездой огромного размера с высокой светимостью и очень малой плотностью. В центре образуется плотное и горячее гелиевое ядро. Когда температура в нём достигает 100 млн °С, начинается реакция превращения гелия в углерод, сопровождающаяся выделением большого количества энергии.

На следующей стадии звёзды типа Солнца сбрасывают часть вещества, сжимаются до размеров планет, превращаясь в маленькие, очень плотные звёзды - белые карлики, и медленно остывают.

Вопросы

1. При температуре в ядре порядка 14-15 млн°С и давлениях от 7 10 8 до 3,4 10 11 атм звезда должна была бы превратиться в расширяющееся газовое облако. Но этого не происходит. Как вы думаете, какие силы противодействуют расширению звезды?
2. Что является источником энергии, излучаемой звездой?
3. Какой физический процесс является источником внутреннего обогрева планеты?
4. Что является причиной образования пятен на Солнце?
5. Из каких слоев состоит солнечная атмосфера?
6. Расскажите об основных стадиях эволюции Солнца.

2 Протуберанцы - громадные, протяжённостью до сотен тысяч километров, плазменные образования в солнечной короне, имеющие большую плотность и меньшую температуру, чем окружающая их плазма короны.

В качестве третьей проблемы указывается низкий уровень излучения звезды в видимом диапазоне. На рис. 8.7 представлены спектры Солнца и карлика класса М6 с таким же химическим составом. Для удобства сравнения высота максимумов в этих спектрах принята одинаковой. Резкое падение спектра М-карлика в области длин волн короче 0,7 мкм лишило бы земные организмы большей части излучения, используемого ими для фотосинтеза (разд. 2.5.2).

Разумеется, даже отсутствие условий для фотосинтеза на планетах M-карлика не является принципиальным препятствием для развития жизни, поскольку на Земле, например, существуют микроорганизмы, жизнь которых не связана с фотосинтезом (разд. 2.5.2). Более того, некоторые земные бактерий используют для фотосинтеза излучение с длиной волны более 0,7 мкм. Так что слабость видимого излучения М-карликов нельзя считать непреодолимой проблемой.

Переменность излучения М-карликов

Эта последняя проблема также не выглядит фатальной. Все звезды вспыхивают, включая Солнце. Вспышка – это резкое усилением эмиссии электромагнитного излучения и заряженных частиц из компактной области фотосферы, часто связанной со звёздными пятнами [Имеются в виду тёмные пятна на поверхности звезды, аналогичные солнечным пятнам. Для них характерна высокая плотность энергии магнитного поля. – Прим. ред. ]. Вспышка может продолжаться несколько минут, хотя обычно она укладывается в несколько десятков секунд; но даже длительная вспышка имеет короткий мощный пик, который начинается с медленного нарастания и заканчивается медленным спадом. При вспышках особенно усиливается рентгеновское и ультрафиолетовое (УФ) излучение, представляющее наибольшую опасность для живых организмов. Рентгеновское излучение несёт меньшую угрозу, поскольку оно не проходит сквозь атмосферу планеты, но УФ излучение создаёт реальную опасностью, тем более, что его интенсивность в момент вспышки возрастает примерно в 100 раз. К счастью, УФ излучение М-карликов в невозмущенном состоянии такое слабое (рис. 8.7), что даже при стократном усилении его уровень у поверхности планеты (имеющей атмосферу типа земной) всего в несколько раз превысит поток у поверхности Земли, приходящий от спокойного Солнца.

Хотя мощность вспышек невелика, молодые М-карлики вспыхивают гораздо чаще, чем Солнце, иногда по несколько раз в день. К счастью, частота вспышек уменьшается с возрастом звезды: она существенно уменьшается примерно через 1 млрд. лет. Так что частые вспышки звезды могут лишь задержать выход жизни на поверхность планеты. А на жизнь в коре планеты или в глубинах её океанов они вообще не могут повлиять.

Еще один тип переменности обусловлен изменением светимости звезды при появлении на её поверхности тёмных пятен. У звёзд спектрального класса М размер пятен может быть значительно больше, чем у Солнца; поэтому светимость таких звезд может уменьшаться на десятки процентов, и продолжаться это может до нескольких месяцев. Однако расчёты показывают, что на планетах с атмосферой понижение температуры не будет катастрофическим даже для обитателей поверхности.

Таким образом, нет веских причин исключать вездесущие M-карлики из списка звёзд, способных иметь планеты пригодные для жизни, проявления которой мы могли бы обнаружить издалека.

Галактическая зона жизни

Зона жизни есть не только у звезды, но и у Галактики. На рис. 8.8 схематически показана наша Галактика при наблюдении с ребра; выделены её основные компоненты: тонкий диск, толстый диск, центральное утолщение (балдж) и гало (разд. 1.3.2). Заметим, что толстый диск включает в себя тонкий диск, но отличается от него типом звёздного населения. Количество звёзд, заключенных в тонком диске, толстом диске, балдже и гало соотносится примерно как 100:20:10:1, так что в тонком диске содержится около 3/4 всех звёзд Галактики.

Галактическую зону жизни можно определить, оценив вероятность существования пригодных для жизни планет в каждом из компонентов Галактики.

Как отмечалось в разделе 8.2.2, основным фактором, определяющим возможность возникновения жизни, выступает металличность того вещества, из которой формируется звезда и её планетная система: для рождения пригодных к обитанию планет металличность звезды должна быть, по-видимому, не менее половины солнечной. История звёздообразования в тонком диске наиболее длительная; металличность его межзвездной среды начала возрастать ещё на заре истории Галактики и продолжает возрастать до сих пор. Поэтому именно

тонкий диск наиболее перспективен для поиска обитаемых миров. Правда, в его внешних областях содержится меньше тяжёлых элементов, поэтому и подходящих планет там должно быть меньше. Толстый диск населяют существенно более старые и менее металличные звёзды, так что найти там обитаемые планеты маловероятно. Ещё более старые звёзды населяют галактическое гало, а значит, пригодные для жизни планеты должны встречаться там ещё реже. Около 1% звёзд гало сосредоточены в шаровых звездных скоплениях (рис. 1.14), которые присутствуют и в балдже Галактики, где эпоха бурного звёздообразования уже закончилась, но всё же формирование звёзд понемногу продолжается. В этой области, по-видимому, также могут существовать обитаемые планеты, хотя тяжелые элементы представлены там в иной пропорции, чем в тонком диске, и сложно сказать, к чему это может привести.

Помимо металличности существуют ещё два фактора, влияющих на обитаемость планет, – это резкое усиление проникающего излучения и гравитационные возмущения орбит. В главе 7 говорилось, что многие планеты могли быть стерилизованы мощными потоками радиации, например, при вспышках сверхновых звезд; а некоторые планетные системы могли быть разрушены гравитационным влиянием близких звёзд. Вспышки сверхновых происходят по всему диску, но относительно реже в его внешних малоплотных областях. Во внутренних же областях диска и в центральном балдже они представляют серьёзную угрозу для жизни. Такова же ситуация и в шаровых скоплениях, где давно уже эволюция массивных звёзд закончилась взрывами сверхновых, заполнявших звездное скопление смертоносным излучением.

Гравитационные возмущения планетных орбит также особенно сильны в

балдже и шаровых скоплениях, поскольку звёзды там расположены гораздо теснее.

Таким образом, наибольшее число звёзд с обитаемыми планетами следует ожидать в тонком диске, особенно в его средней кольцевой области, заключённой между плотной центральной частью и разреженной периферией. Именно в этом кольце и располагается наше Солнце! Поскольку тонкий диск содержит примерно три четверти звёзд Галактики, мы должны исключить из рассмотрения более четверти всех звёзд. К тому же, из оставшегося числа звёзд некоторые, по указанным выше причинам, не имеют планет, наличие жизни на которых можно было бы зарегистрировать издалека.

Итак, если не отбрасывать М-карлики (за исключением 5–10% наиболее молодых), то можно сказать, что приблизительно половина звезд Галактики имеет планеты, жизнь на которых можно обнаружить издалека. Подчеркнём, что эта оценка является очень грубой и представляет собой верхний предел, который в следующих разделах книги будет понижаться по мере рассмотрения дополнительных ограничений, связанных как с формированием планет, так и с возможностью их выживания.

Выводы

* Внешние характеристики звёзд и их эволюцию наглядно описывает диаграмма Герцшпрунга – Рассела, демонстрирующая светимость звезды и её эффективную температуру или другие связанные с ними параметры, например, вместо эффективной температуры – спектральный класс (O, B, A, F,G, K и M).

* Эволюция звезды в основном определяется её массой, с которой она вступает на главную последовательность. Звезды с массой примерно до 8 М ¤ в ходе эволюции становятся гигантами и сбрасывают с себя оболочки в виде планетарных туманностей, а их остатки превращаются в белые карлики. Более массивные звезды превращаются в сверхгиганты, а затем взрываются как сверхновые, а их остатки превращаются в нейтронные звезды или черные дыры.

* Длительность эволюции звезды на главной последовательности резко уменьшается с ростом её начальной массы, поэтому у разных звёзд сильно различается продолжительность жизни – от момента рождения звезды до выброса планетарной туманности или взрыва сверхновой.

* Степень распространенности звезд различных спектральных классов уменьшается от М к О, так что наиболее часто встречаются М-карлики.

* Планеты земного типа представляются наиболее удобными для развития жизни на поверхности. Чтобы проявления жизни по её воздействию на атмосферу и поверхность планеты стали заметными с большого расстояния, планета должна провести в зоне жизни не менее 2 млрд. лет.

* Обладать планетами, проявления жизни на которых можно зарегистрировать с большого расстояния, скорее всего, могут звёзды главной последовательности спектральных классов F, G, K и M (т.е. с массами менее примерно 2М ¤), имеющие высокую металличность. Время их жизни на главной последовательности должно превышать 2 млрд. лет, и они должны быть старше 2 млрд. лет. Из их числа мы должны исключить тесные двойные звёзды, а также системы, стерилизуемые вспышками сверхновых, и системы, испытывающие сильное гравитационное влияние соседей. Но нет веских причин исключать из рассмотрения М-карлики.

* Большинство звёзд, обладающих обитаемыми планетами, по-видимому, должны концентрироваться в тонком диске Галактики, вдали от её внутреннего и внешнего краёв.

* В качестве грубой верхней оценки можно считать, что половина звезд Галактики имеет планеты, жизнь на которых путём наблюдений можно обнаружить с большого расстояния. В число этих звёзд включены М-карлики, кроме 5–10% наиболее молодых. Приведенная оценка очень груба; она будет снижена в следующих разделах книги, по мере рассмотрения дополнительных ограничений, связанных как с формированием планет, так и с возможностью их выживания.

Вопросы

Ответы даны в конце книги.

Вопрос 8.1.

Укажите, обосновав свой выбор, какие из перечисленных ниже звёзд следует исключить из списка, способных иметь планеты, жизнь на которых можно обнаружить издалека (напомним, что цифрой V обозначены звезды главной последовательности).

(1) Звезда спектрального класса A3V.

(2) Двойная система, содержащая звезду с массой Солнца и М-карлик, разделенные расстоянием в 3 а.е.

(3) Звезда с массой Солнца, принадлежащая шаровому скоплению.

(4) Звезда спектрального класса G2V с возрастом 1 млрд. лет.

(5) Звезда спектрального класса M0V с возрастом 5 млрд. лет, расположенная в толстом диске Галактики примерно в середине его радиуса.

Вопрос 8.2.

Некоторые из звезд, имеющих планеты-гиганты, обладают металличностью менее 1%. Объясните, почему это не противоречит утверждению о том, что у таких звёзд маловероятно наличие планет с жизнью на поверхности (разд. 8.2.2).

Подписи к рисункам

Рис.8.1.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела показывает, где группируются звезды наиболее распространенных типов. Наклонные прямые линии соответствуют постоянным значениям радиуса звезд (в единицах радиуса Солнца), а приведенные на главной последовательности цифры указывают массы звезд (в единицах массы Солнца).

Рис. 8.2.

Спектры излучения абсолютно чёрного тела при температурах 8000, 6000 и 4000 К.

Рис. 8.3.

Эволюционные треки на диаграмме Герцшпрунга – Рассела для звезд главной последовательности, масса которых (в массах Солнца) указана на рисунке. Треки заканчиваются в тех точках, где у звезды начинаются катастрофические изменения.

Рис.8.4.

Линией показана начальная функция масс для звезд диска Галактики (масштаб по оси ординат произволен). Точками указано число звезд в окрестности Солнца

в единичном интервале масс.

Рис. 8.5.

Границы зон жизни вокруг звезд-карликов: спектрального класса М0 массой 0,5 М ¤ и класса G2 массой 1,0 М ¤ (металличность солнечная).

Рис. 8.6.

Гравитационная (приливная) деформация планеты. Ось растяжения отклоняется от направления на звезду из-за быстрого вращения планеты (до того момента, пока суточное вращение не начнет происходить синхронно с орбитальным).

Рис. 8.7. Спектры Солнца и карлика спектрального класса М6 с таким же химическим составом. Чтобы уровнять спектральные максимумы, масштабы по вертикали выбраны разными.

Рис. 8.8. Схема строения Галактики (вид с ребра). Выделены основные структурные элементы, границы которых в действительности не такие резкие, как на рисунке.

Надписи на рисунках

Рис.8.1.

3 – Сверхгиганты

4 – Гиганты

5 – Главная последовательность

6 – Белые карлики

Рис. 8.2.

1 – Длина волны, мкм

2 – Мощность излучения, 10 6 Вт м -2 мкм -1

Рис. 8.3.

1 – Эффективная температура, К

2 – Светимость (в единицах светимости Солнца)

3 – Начальная главная последовательность

4 – Конечная главная последовательность

Рис.8.4.

1 – Масса, 1 M ¤

2 – Относительное количество звезд в интервале масс 1 M ¤

Рис. 8.5.

1 – Возраст звезды (млрд. лет)

2 – Расстояние от звезды (а.е.)

3 – 1,0 массы Солнца

4 – 0,5 массы Солнца

Рис. 8.6.

1 – Вращение

2 – К звезде

Рис. 8.7.

1 – Длина волны, мкм

2 – Мощность излучения (относительные единицы)

3 – Солнце

4 – Карлик М6

Рис. 8.8.

1 – 100 000 световых лет

3 – Толстый диск (толщина около 4000 св. лет)

5 – Тонкий диск (толщина около 1200 св. лет)

Итак, по причине описанной выше специфической неустойчивости, в конвективных слоях звезд происходят крупномасштабные движения газа. Более нагретые массы газа подымаются снизу вверх, в то время как более холодные опускаются. Происходит интенсивный процесс перемешивания вещества. Расчеты показывают, однако, что разница в температуре движущихся элементов газа и окружающей среды совершенно ничтожна, всего лишь около 1 К - и это при температуре вещества недр порядка десяти миллионов кельвинов! Это объясняется тем, что сама конвекция стремится выравнивать температуру слоев. Средняя скорость поднимающихся и опускающихся газовых масс также незначительна - всего лишь порядка нескольких десятков метров в секунду. Полезно сравнить эту скорость с тепловыми скоростями ионизованных атомов водорода в недрах звезд, которые порядка нескольких сотен километров в секунду. Так как скорость движения газов, участвующих в конвекции, в десятки тысяч раз меньше тепловых скоростей частиц звездного вещества, то давление, вызываемое конвективными потоками, почти в миллиард раз меньше обычного газового давления. Это означает, что конвекция совершенно не влияет на гидростатическое равновесие вещества звездных недр, определяемое равенством сил газового давления и гравитации.

Не следует представлять себе конвекцию как некий упорядоченный процесс, где области подъема газа регулярно чередуются с областями его опускания. Характер конвективного движения не «ламинарный», а «турбулентный»; т. е. носит крайне хаотический, беспорядочно меняющийся во времени и пространстве характер. Хаотический характер движения газовых масс приводит к полному перемешиванию вещества. Это означает, что химический состав области звезды, охваченной конвективными движениями, должен быть однородным. Последнее обстоятельство имеет весьма большое значение для многих проблем звездной эволюции. Например, если в результате ядерных реакций в самой горячей (центральной) части конвективной зоны химический состав изменился (например, стало меньше водорода, часть которого превратилась в гелий), то за короткое время это изменение распространится на всю конвективную зону. Таким образом, в «зону ядерных реакций» - центральную область звезды - непрерывно может поступать «свежее» ядерное горячее, что имеет конечно, решающее значение для эволюции звезды . В то же время вполне могут быть и такие ситуации, когда в центральных, самых горячих областях звезды конвекции нет, что приводит в процессе эволюции к радикальному изменению химического состава этих областей. Об этом более подробно будет идти речь в § 12.

В § 3 мы уже говорили о том, что источниками энергии Солнца и звезд, обеспечивающими их светимость в течение гигантских «космогонических» промежутков времени, исчисляемых для звезд не слишком большой массы миллиардами лет, являются термоядерные реакции. Сейчас мы остановимся на этом важном вопросе более подробно.

Основы теории внутреннего строения звезд были заложены Эддингтоном еще тогда, когда источники их энергии были не известны. Мы уже знаем, что ряд важных результатов, касающихся условия равновесия звезд, температуры и давления в их недрах и зависимости светимости от массы, химического состава (определяющего средний молекулярный вес) и непрозрачности вещества, мог быть получен и без знания природы источников звездной энергии. Тем не менее понимание сущности источников энергии совершенно необходимо для объяснения длительности существования звезд в почти неизменном состоянии. Еще более важно значение природы источников звездной энергии для проблемы эволюции звезд, т. е. закономерного изменения их основных характеристик (светимости, радиуса) с течением времени. Только после того как стала ясной природа источников звездной энергии, оказалось возможным понять диаграмму Герцшпрунга - Рессела,- основную закономерность звездной астрономии.

Вопрос об источниках звездной энергии был поставлен почти сразу же после открытия закона сохранения энергии, когда стало ясно, что излучение звезд обусловлено какими-то энергетическими превращениями и не может происходить вечно. Неслучайно первая гипотеза об источниках звездной энергии принадлежит Майеру - человеку, открывшему закон сохранения энергии. Он полагал, что источником излучения Солнца является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел. Расчеты, однако, показали, что этого источника явно недостаточно для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца. Гельмгольц и Кельвин пытались объяснить длительное излучение Солнца его медленным сжатием, сопровождающимся освобождением гравитационной энергии. Эта очень важная даже (и особенно!) для современной астрономии гипотеза оказалась, однако, несостоятельной для объяснения излучения Солнца в течение миллиардов лет. Заметим еще, что во времена Гельмгольца и Кельвина никаких разумных идей о возрасте Солнца еще не было. Лишь недавно стало ясно, что возраст Солнца и всей планетной системы около 5 миллиардов лет.

На рубеже XIX и XX вв. было сделано одно из величайших открытий в истории человечества - обнаружена радиоактивность. Тем самым открылся совершенно новый мир атомных ядер. Потребовалось, однако, не одно десятилетие, чтобы физика атомного ядра стала на прочную научную основу. Уже к 20-м годам нашего века стало ясно, что источник энергии Солнца и звезд следует искать в ядерных превращениях. Сам Эддингтон тоже так считал, однако указать конкретные ядерные процессы, происходящие в реальных звездных недрах и сопровождаемые выделением нужного количества энергии, тогда еще не было возможности. Насколько несовершенны были тогда знания природы источников звездной энергии, видно хотя бы из того, что Джинс - крупнейший английский физик и астроном начала нашего века,- полагал, что таким источником может быть... радиоактивность. Это, конечно, тоже ядерный процесс, но он, как легко показать, совершенно непригоден для объяснения излучения Солнца и звезд. Это видно хотя бы из того, что такой источник энергии совершенно не зависит от внешних условий - ведь радиоактивность, как хорошо известно, есть процесс спонтанный . По этой причине такой источник никак не мог бы «подстраиваться» под меняющуюся структуру звезды. Другими словами, отсутствовала бы «регулировка» излучения звезды. Вся картина звездного излучения резко противоречила бы наблюдениям. Первым, кто это понял, был замечательный эстонский астроном Э. Эпик, который незадолго до второй мировой войны пришел к выводу, что источником энергии Солнца и звезд могут быть только термоядерные реакции синтеза.

Только в 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную теорию ядерных источников звездной энергии. Что же это за реакции? В § 7 мы уже упоминали, что в недрах звезд должны происходить термоядерные реакции. Остановимся на этом немного подробнее. Как известно, ядерные реакции, сопровождающиеся превращениями ядер и выделением энергии, происходят при столкновении частиц. Такими частицами могут быть прежде всего сами ядра. Кроме того, ядерные реакции могут происходить и при столкновениях ядер с нейтронами . Однако свободные (т. е. не связанные в ядрах) нейтроны являются неустойчивыми частицами. Поэтому их количество в недрах звезд должно быть ничтожно мало . С другой стороны, так как водород является самым обильным элементом в звездных недрах и он полностью ионизован, особенно часто будут происходить столкновения ядер с протонами.

Для того чтобы протон мог при таком столкновении проникнуть в ядро, с которым он сталкивается, ему надо приблизиться к последнему на расстояние около 10 -13 см. Именно на таком расстоянии действуют специфические силы притяжения, «цементирующие» ядро и присоединяющие к нему «чужой», сталкивающийся протон. Но для того, чтобы приблизиться к ядру на столь малое расстояние, протону необходимо преодолеть весьма значительную силу электростатического отталкивания («кулоновский барьер»). Ведь ядро тоже заряжено положительно! Легко подсчитать, что для преодоления этой электростатической силы протону нужно иметь кинетическую энергию, превышающую потенциальную энергию электростатического взаимодействия

Звезды можно назвать самыми главными телами во Вселенной: ведь в них заключено более 90% всего наблюдаемого нами вещества.

Каждая звезда - это массивный газовый шар, излучающий собственный свет, в отличие от планет, которые светят отраженным солнечным светом. По своей природе звезды родственны Солнцу, ближайшей к Земле звезде.

Все звезды очень далеки от нас, и расстояние до каждой из них, кроме Солнца, во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы. Прямой способ определения расстояний до сравнительно близких звезд основан на измерении их наблюдаемого смещения на фоне более далеких звезд, вызванного движением Земли вокруг Солнца (см. Параллакс).

Если расстояние до звезд составляет сотни и более парсек, их параллактическое смещение становится незаметным. Тогда для определения расстояний до звезд используют другие, косвенные методы, требующие анализа звездных спектров.

Самая близкая к Солнечной системе звезда - Проксима Центавра - находится от нас на расстоянии примерно 1,3 пс. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.

Звезды различаются по массе, размерам, плотностям, светимостям и химическому составу. Рассмотрим эти характеристики подробнее.

Для определения масс звезд изучают движения звезд, входящих в пары и группы. В этих системах звезды притягивают друг друга, двигаясь вокруг общего центра масс (см. Двойные звезды). Массы звезд в таком случае определяются на основании закона всемирного тяготения (см. Гравитация). Чаще всего масса звезды измеряется в единицах массы Солнца, которая составляет примерно кг. Массы почти всех звезд находятся в пределах от 0,1 до 50 масс Солнца.

Размеры звезд определяют как прямыми методами, с помощью оптических интерферометров, так и путем теоретических расчетов. Оказалось, что размеры большинства наблюдаемых звезд составляют сотни тысяч и миллионы километров. Диаметр Солнца, например, равен 1 392 000 км. Но встречаются и очень маленькие звезды - белые карлики и совсем крошечные нейтронные звезды - диаметром 10-20 км. Звезды с размерами во много раз больше, чем у Солнца, являются гигантами (Бетельгейзе, Арктур, Антарес). Но особенно велики очень редко встречающиеся звезды - красные сверхгиганты. Если бы некоторые из таких звезд оказались на месте Солнца, орбита Марса, а то и Юпитера очутилась бы внутри них!

Таким образом, по размерам звезды отличаются друг от друга значительно больше, чем по массе. По этой причине, чем меньше звезда, тем, как правило, Ьыше плотность ее вещества, и наоборот. Вещество звезд - гигантов и сверхгигантов может иметь плотность меньшую, чем воздух в нормальных, земных условиях. Средняя плотность солнечного вещества в 1,4 раза больше плотности воды. Значительно плотнее Солнца белые карлики. 1 вещества звезды Сириус В имеет массу около 2 т, а некоторые белые карлики еще в десятки раз плотнее.

Но рекорд по плотности держат нейтронные звезды - их плотность такая же, как у атомных ядер, - г/см3. Такая плотность вещества может получиться, если весь земной шар сжать до размера в полкилометра!

Еще больше, чем по размерам, различаются звезды по светимости. Так называют мощность оптического излучения, т. е. количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражают в единицах светимости Солнца. Эта величина равна Вт. Для большинства наблюдаемых звезд она находится в пределах от нескольких тысячных долей до миллиона светимостей Солнца.

Химический состав звезд определяют, изучая их спектр (см. Спектральная классификация звезд). Оказалось, что вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются и на Земле. Почти во всех звездах более 98% массы приходится на два самых легких элемента - водород и гелий, причем водорода примерно в 2,7 раза больше по массе, чем гелия. На долю всех остальных элементов приходится около 2% массы вещества.

Звезды непрозрачны. Поэтому мы можем непосредственно определять химический состав только их поверхностных слоев, от которых к нам приходит свет. Однако теоретические расчеты позволяют предсказать содержание различных элементов и в недрах звезд.

По физическим свойствам вещества все известные звезды можно разделить на три категории: нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды.

К нормальным звездам относятся большинство наблюдаемых звезд, в том числе все те, которые можно увидеть невооруженным глазом или в небольшой телескоп. Они состоят из обычного по своим свойствам, так называемого идеального газа. Его давление прямо пропорционально температуре и обратно пропорционально объему, который газ занимает. Используя физические законы, которым подчиняется газ, астрономы рассчитывают плотность, давление и температуру в недрах звезд, что очень важно для понимания строения звезд и их развития.

В звездах с очень большой плотностью вещество уже не подчиняется законам идеального газа. Газ приобретает иные свойства и называется вырожденным. Из вырожденного газа состоят белые карлики, а также ядра некоторых звезд-гигантов.

Вещество нейтронных звезд обладает чудовищной плотностью, при которой не могут существовать даже атомные ядра. Оно состоит в основном из электрически нейтральных элементарных частиц - нейтронов. Нейтроны в обычном состоянии входят, наряду с протонами, в состав атомных ядер.

Вещество любой звезды находится под действием силы гравитации, стремящейся сжать звезду. Однако звезды не сжимаются (по крайней мере быстро), потому что гравитации препятствует сила давления звездного вещества. В нормальных звездах это давление обусловлено упругими свойствами горячего идеального газа. В белых карликах сжатию препятствует давление вырожденного газа. Оно почти не зависит от того, горячий газ или холодный. В нейтронных звездах гравитацию сдерживают ядерные силы, действующие между отдельными нейтронами.

Температура и тепловое давление газа в звездах поддерживаются внутренними источниками энергии.

Если они иссякнут (а рано или поздно в каждой звезде это происходит), силы тяготения сожмут звезду в маленький плотный шар. В нормальных звездах энергия постоянно вырабатывается в центральной области, где плотность и температура газа достигают максимальных значений. Там происходят термоядерные реакции между протонами (ядрами атомов водорода), в результате которых самый легкий газ - водород превращается в более тяжелый гелий. При этом выделяется та энергия, которая позволяет звездам долго сохранять свою высокую температуру, но запасы водорода в звездах постепенно убывают. В Солнце, например, каждую секунду количество водорода уменьшается примерно на 600 млн. тонн, и почти на столько же больше становится гелия. За секунду выделяется энергия, равная примерно Дж, которую уносят электромагнитные волны. Несколько процентов этой энергии получают всепроникающие элементарные частицы - нейтрино, возникающие при ядерных реакциях. Они легко пронизывают звезды насквозь и улетают со скоростью света в межзвездное пространство.

В некоторых звездах - красных гигантах температура в центральной области настолько высока, что там начинает происходить реакция между ядрами гелия, в результате которой возникает более тяжелый элемент - углерод. Эта реакция также сопровождается выделением энергии.

По современным научным представлениям, большая часть элементов тяжелее гелия, существующих в природе, образовалась при термоядерных реакциях в недрах звезд или в реакциях, протекающих при взрывах сверхновых звезд.

Когда звезда очень молода и в ней еще не начались ядерные реакции, источником ее энергии может служить сжатие звездного вещества, т. е. его уплотнение под действием собственной гравитации: потенциальная энергия вещества уменьшается и переходит в тепловую.

Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными. Они рождаются, эволюционируют и, наконец, «умирают». Вопрос о том, как образуются звезды, окончательно не решен. Наблюдаемая связь областей звездообразования с очень массивными облаками холодного газа и теоретические расчеты эволюции газа в межзвездном пространстве говорят о возможности рождения звезд путем постепенного сжатия первоначально сильно разреженной межзвездной среды. Основной силой, сжимающей газ, является гравитационное притяжение его молекул друг к другу.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Поэтому звезды небольших масс не успели состариться.

Зато массивные звезды светят сравнительно недолго. Так, звезды с массой 15 масс Солнца растрачивают запасы своей энергии всего за 10 млн. лет. Звезды, такие, как наше Солнце, могут жить примерно в тысячу раз дольше.

Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически постоянными. При этом звезда находится на главной последовательности диаграммы «спектр - светимость». Но когда в центральной области весь водород оказывается превращенным в гелий, звезда начинает сравнительно быстро изменяться. Она увеличивается в размере, и, хотя температура ее поверхности при этом падает, излучаемая звездой энергия возрастает во много раз. Звезда становится красным гигантом. Температура в центральной области поднимается до 100 млн. градусов, и в плотном гелиевом ядре такой звезды «загорается» реакция превращения гелия в углерод.

На определенном этапе развития красного гиганта может произойти «сброс» внешних слоев этой раздувшейся звезды, и тогда звезда будет находиться внутри газового кольца планетарной туманности (см. Туманности.) Сама звезда после этого сожмется и превратится в медленно остывающий белый карлик.

Такой путь развития ожидает и наше Солнце: через 6-7 млрд. лет оно, пройдя стадию красного гиганта, станет белым карликом. Звезды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца, не смогут в конце жизни остановить свое сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдет «нейтрони-зация» вещества: взаимодействие электронов с протонами приведет к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звезды могут превратиться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые (см. Сверхновые звезды). Расчеты показывают, что нейтронные звезды должны быть сильно намагничены. Быстро вращаясь вокруг оси, они могут рождать мощные потоки радиоволн. Открытые в 60-х гг. импульсные источники радиоизлучения - пульсары и являются, по-видимому, такими вращающимися нейтронными звездами, возникшими после взрывов сверхновых.

Если масса звезды (или ее «остатка» после потери вещества) превышает 3-5 масс Солнца, то, начав сжиматься в конце своей активной жизни, она не сможет остановить своего сжатия даже на стадии нейтронной звезды. Конечным результатом такого безудержного гравитационного сжатия должно явиться образование черной дыры.

О различных типах звезд и некоторых их характеристиках вы прочтете подробнее в соответствующих статьях словаря.

Сложная, но информативная, содержательная, полезная и важная тема статьи, с которой нам предстоит разобраться. Речь пойдёт о спектральной классификации звёзд . Я объясню доступным языком, не вдаваясь в подробности написания формул, физических величин, как говорится «на пальцах». Давайте по-порядку.

Для начала, что же такое спектр? Спектр - распределение энергии излучения по частоте или по длинам волн. Спектр излучения звёзд - непрерывный, на который накладываются яркие и тёмные линии.

Видимое в спектроскопе представление оптического спектра

Спектры звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов усиливаются, а других - постепенно ослабевают. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Важно : звёзды, принадлежащие к различным спектральным классам, отличаются температурами .

Гарвардская спектральная классификация

Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась - спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:

Q - P - W - O -B - A - F - G - K - M

Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: O h, B e A F ine G irl, K iss M e. В русском эквиваленте вариант такой: О дин Б ритый А нгличанин Ф иники Ж евал К ак М орковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): М орковь К ажется Ж ирафу Ф руктом, А Б егемоту О вощем.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.

Класс O

Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса - Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B

Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель - звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A

Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F

Температура лежит в диапазоне 6000 - 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды - Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

Класс G

Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

Класс K

Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M

Звёзды с минимальной температурой равной 2000 - 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

Дополнительные классы Q, P, W

Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых).

Буквой P - классы спектров .

Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе - очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 тысяч К.

Для более детального разделения на классы были введены подклассы . Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид - G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.

Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.

Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она (перед спектральным классом ставится индекс γ ) или (индекс δ ). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р - пекулярные (А6р).

Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n - диффузные линии, s - резкие линии.

Йеркская спектральная классификация с учётом светимости

Теперь, когда мы разобрались с гарвардскими спектральными классами, дополним знания Йеркской спектральной классификацией с учётом светимости. Так одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой поверхности, но различных классов светимости.

Исходя из этой классификации звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

По данным таблицы, Солнце имеет йеркский спектральный класс G2V .

Хочу добавить, что и это ещё не все характеристики и особенности спектральных классов звёзд. Есть ещё много дополнительных индексов, стоящих как перед, так и после обозначения спектра. Все примеры приводить и тем более запоминать не нужно. В статьях, если будут встречаться новые обозначения спектральных классов звёзд, я обязательно буду давать пояснение уже конкретно для этой звезды.

В заключение отмечу, что ключевым моментом для определения зависимости между видом спектра и светимостью звёзд разработана диаграмма спектр-светимость или диаграмма Герцшпрунга-Рассела . О ней я расскажу в .

А пока на этом всё. Прочитайте, пожалуйста, внимательно. Непонятные моменты спрашивайте в комментариях - я обязательно отвечу каждому и постараюсь ещё лучше объяснить.