§ 24. ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД

Вы уже знаете, что звезды — это далекие солнца, по­этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физи­ческие характеристики с физическими характеристиками Солнца.

1. Цвет и температура звезд. Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно су­дить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между макси­мальной длиной волны излучения и температурой суще­ствует определенная зависимость (29). У различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн. Например, наше Солнце желтая звезда. Такого же цвета Капелла, температура которой около 6000 К. Звезды, имеющие температуру 3500—4000 К, красноватого цветка (Альдебаран). Температура красных звезд (Бетельгейзе) примерно 3000 К. Самые холодные из известных в настоящее время звезд, имеют температуру менее 2000 К.  Такие звезды до­ступны наблюдениям в инфракрасной части спектра.

Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега). Их температура порядка 104—2•104 К. Реже встречаются го­лубовато-белые, температура фотосферы которых 3•104— 5•104 К. В недрах звезд температура не менее 10К.

2. 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 — AFG — К — М

 

и располагаются в такой последовательности, что при пере­ходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к го­лубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс G), красному (класс М). Следовательно, в этом 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 под­классы:

 

F0 — F1 — F2 — F3 — F4 — F5 — F6 — 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, и вид спектра. При невысоких темпе­ратурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут суще­ствовать нейтральные атомы и даже простейшие молеку­лярные соединения (С2, CN, TiO, 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.

3. Светимости звезд. Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характери­зует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик. Светимость пропорци­ональна площади поверхности (фотосферы) звезды (или ква­драту радиуса R) и четвертой степени эффективной темпера­туры фотосферы (Т) (см. формулы 26, 27), т. е.

 

                                                                                                               (45)

 

Формула, связывающая абсолютные звездные величины и светимости звезд, аналогична известному вам соотноше­нию между блеском звезды и ее видимой звездной величи­ной (39), т. е.

 

                                                                                                         (46)

 

где Ll и L2светимости двух звезд, а М, и М2 - их абсолютные звездные величины.

Если в качестве одной из звезд выбрать Солнце, то

 

                                                                                                         (46')

 

где буквы без индексов относятся к любой звезде, а со значком   к Солнцу.

Принимая светимость Солнца за единицу (), получим:

 

 

 или

 

                                                                                                     (47)

 

По формуле (47) можно вычислить светимость любой звезды, у которой известна абсолютная звездная величина.

Пример 10. Вычислить светимость Сириуса, если из­вестно, что его видимая звездная величина -1,6m, а свет от него идет до Земли 8,7 лет.

 

Звезды имеют различную светимость. Известны звезды, светимости которых в сотни и тысячи раз превосходят све­тимость Солнца. Например, светимость α Тельца (Альдебаран) почти в 160 раз больше светимости Солнца (L≈160); светимость Ригеля (βОриона) L=80 000.

У подавляющего большинства звезд светимости срав­нимы со светимостью Солнца или меньше ее; например, све­тимость звезды, известной под названием Крюгер 60А, L0,006 .

4. Радиусы звезд. Используя самую современную тех­нику астрономических   наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь несколь­ких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула (45). Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу (45), можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.

Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды w Цефея при­мерно в 1200 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, назы­ваются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам. Сре­ди карликов есть звезды, которые меньше Земли или да­же Луны. Открыты звезды и еще меньших размеров (см. § 26).

5. Массы звезд. Масса звезды одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны.  Однако,  в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в срав­нительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз   превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка . Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд (§ 26); обнаружена зависимость между  светимостью и  массой звезды (§ 25).

6. 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 4•107 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.