Звезды гиганты и карлики – Звезда-гигант — Википедия

Какие звезды гиганты

Рождение любой звезды происходит примерно одинаково — в результате сжатия и уплотнения под действием собственной гравитации облака, в составе которого находятся, в основном, межзвездный газ и пыль. По мнению ученых, что именно данный процесс сжатия и способствует образованию новых звезд. В настоящее время благодаря современному оборудованию ученые могут увидеть данный процесс. В телескопе он выглядит как некие зоны, которые похожи на темные пятна на ярком фоне. Они именуются «гигантскими комплексами молекулярных облаков». Такое название данные зоны получили благодаря тому, что в их составе присутствует водород в форме молекул. Данные комплексы или системы вместе с шаровыми звездными скоплениями являются самыми крупными структурами в Галактике с диаметром до 1300 световых лет.

Одновременно с процессом сжатия туманности также образуются плотные темные газопылевые облака круглой формы, которые получили название «Глобулы Бока». Именно американским астрономом Боком и были впервые описаны данные глобулы, благодаря чему они сейчас называются именно так. Изначально масса глобулы в 200 раз превышает массу Солнца. Однако, постепенно глобулы продолжают сгущаться, набирая массу и притягивая к себе материю из соседних областей благодаря своей гравитации. Стоит обратить внимание на то, что внутренняя часть глобулы сгущается в разы быстрее, чем внешняя. В свою очередь, это приводит к разогреву и вращению глобулы. Данный процесс продолжается несколько сотен тысяч лет, после чего образуется протозвезда.

С увеличением массы звезды притягивается все больше материи. Также происходит высвобождение энергии из сжимающегося внутри газа, что приводит к образованию тепла. В связи с этим, увеличиваются давление и температура звезды, что приводит к ее свечению темно-красным светом. Протозвезда характеризуется своими достаточно масштабными размерами. Не смотря на то, что тепло равномерно распределяется по всей ее поверхности, она, все таки, считается относительно холодной. В ядре температура продолжает увеличиваться. Кроме этого происходит ее вращение и она приобретает несколько плоскую форму. Данный процесс длиться несколько миллионов лет.

Молодые звезды увидеть очень трудно, особенно невооруженным глазом. Их можно рассмотреть только при помощи специального оборудования. Это связано с тем, что из-за темного пылевого облака, которое окружает звезды, свечение молодых звезд практически не видно.

Таким образом, звезды рождаются, эволюционируют и умирают. На каждом этапе своего развития звезды имеют свою определенную массу, температуру, яркость. В связи с этим, все звезды принято классифицировать на:

— звезды главной последовательности;

— звезды карлики;

— звезды гиганты.

Какие звезды гиганты

Так, звезды гиганты говорят сами за себя и, соответственно, имеют существенно больший радиус и высокую светимость в отличие от тех звезд главной последовательности, которые имеют такую же температуру поверхности. Радиус звезд гигантов, как правило, находится в диапазоне от 10 до 100 солнечных радиусов, и обладают светимостью от 10 до 1000 светимостей Солнца. Температура звезд гигантов является относительно низкой в силу массы звезды, поскольку распределяется на всю звездную поверхность, и достигает порядка 5000 градусов.

Однако, также существуют и такие звезды, которые имеют в разы большую светимость, чем у звезд гигантов. Такие звезды принято называть сверхгиганты и гипергиганты.

Звезда сверхгигант считается одной из наиболее массивных звезд. Звезды, относящиеся к такому типу, занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Данные звезды обладают массой, которая колеблется в диапазоне от 10 до 70 масс Солнца. Их светимость составляет 30 000 солнечных светимостей и более. А вот радиусы звезд сверхгигантов могут существенно разниться – начиная от 30 до 500 солнечных радиусов. Но бывают и такие звезды, которые имеют радиус, превышающий 1000 солнечных. Однако, эти сверхгиганты уже переходят в разряд гипергигантов.

В связи с тем, что данные звезды имеют очень огромные массы, продолжительность их жизни крайне мала и составляет от 30 до нескольких сотен миллионов лет. Сверхгиганты можно наблюдать, как правило, в областях активного звездообразования – рассеянных звездных скоплениях, рукавах спиральных галактик, а также в неправильных галактиках.

Красный гигант

Красный гигант – звезда поздних спектральных классов, имеющая высокую светимость и протяженные оболочки. Наиболее известные красные гиганты – Арктур, Альдебаран, Гакрукс, Мира.

Красные гиганты относятся к спектральным классам К и М. Также они имеют относительно невысокую температуру излучающей поверхности, которая составляет порядка 3000 – 5000 градусов Кельвина. В свою очередь, это свидетельствует о том, что поток энергии с единицы излучающей площади в 2-10 раз меньше, чем у Солнца. Радиус красных гигантов находится в пределах от 100 до 800 солнечных радиусов.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Кроме красных гигантов, также существуют и белые гиганты. Белый гигант – звезда главной последовательности, которая достаточно горячая и яркая. Иногда звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом. Такая комбинация звезд называется двойной или кратной и, как правило, состоит из звезд различных типов.

news-mining.ru

ЗВЕЗДЫ 3: КАРЛИКИ И ГИГАНТЫ. Астрономия

ЗВЕЗДЫ 3: КАРЛИКИ И ГИГАНТЫ

Светимость, или количество энергии света в секунду, излучаемое звездой, зависит от температуры и площади ее поверхности в соответствии с законом Стефана (см. ниже). При известной температуре поверхности и радиусе звезды можно вычислить ее светимость. Радиус Солнца можно рассчитать по его расстоянию от Земли и угловой ширине на небосводе. Судя по цвету Солнца, мы знаем, что температура на его поверхности составляет примерно 6000К. Энергия, излучаемая Солнцем за 1 секунду, равна 400 миллионов миллионов миллионов миллионов ватт.[6]

Светимость любой другой звезды можно вычислить при сравнении ее абсолютной звездной величины с абсолютной звездной величиной Солнца. К примеру, если блеск звезды на 5 величин превышает блеск Солнца, она излучает в секунду в 100 раз больше энергии.

С помощью закона Стефана при известной светимости и температуре поверхности звезды можно вычислить площадь ее поверхности и радиус. Закона Стефана гласит: количество энергии, излучаемое звездой в секунду на квадратный метр ее площади, пропорционально четвертой степени температуры ее поверхности. Таким образом, каждый квадратный метр поверхности звезды на половину менее горячей, чем Солнце, излучает 1/16 часть энергии в секунду на единицу площади по отношению к Солнцу. Если в целом такая звезда излучает в секунду в 100 раз больше энергии, чем Солнце, то площадь ее поверхности должна быть в 1600 раз больше, а радиус — в 40 раз больше, чем Солнце. Такая звезда называется красным гигантом. Сходным образом можно доказать, что звезда вдвое более горячая, чем Солнце, но менее мощная имеет гораздо меньший диаметр. Такая звезда называется карликовой звездой. К примеру, диаметр звезды, уступающей Солнцу в блеске на 5 звездных величин и вдвое более горячей, будет в 40 раз меньше диаметра Солнца.

См. также статьи «Светимость», «Звездная величина», «Красный гигант», «Тепловое излучение».

Поделитесь на страничке

Следующая глава >

info.wikireading.ru

Знакомьтесь: звезды. Часть III — карлики и гиганты

Карлики, гиганты и главная последовательностьКогда люди научились измерять размеры звезд, оказалось, что эти самые размеры очень разнообразны. В связи с этим появилась потребность как-то классифицировать звезды по размерам. Было это задолго до появления теории эволюции звезд и даже еще до теоремы Герцшпрунга-Рассела, т.е. примерно вторая половина девятнадцатого века.

Так вот, еще в этой седой астрономической древности выяснилось, что для ряда спектральных классов существуют две больших группы звезд этого класса, и в одной группе звезды заметно больше чем в другой. Ничтоже сумняшеся, маленькие звезды назвали «карликами», а большие «гигантами». Так возникла дожившая до наших дней терминология: красные карлики и красные гиганты, оранжевые карлики и оранжевые гиганты, желтые карлики и желтые гиганты… Стоп. Потому что с белыми звездами все оказалось гораздо сложнее: резкой разницы в размерах среди белых звезд не наблюдалось.

Потом Герцшпрунг и Рассел нарисовали свою диаграмму, и оказалось, что красные, оранжевые и желтые карлики находятся на главной последовательности, а именно в правой нижней ее части. Гиганты и сверхгиганты уютно устроились на нескольких горизонтальных последовательностях в правом верхнем углу диаграммы. Конечно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела откладывается светимость, а не размер, но, как мы помним, для звезд одной и той же температуры (цвета) светимость растет с площадью поверхности звезды. На диаграмме легко заметна разница в светимостях (а значит, и в размерах) между карликами и гигантами спектральных классов G, K, M.

А вот с белыми звездами так не получилось. Если вы посмотрите на диаграмму, то увидите, что в области белых и голубых звезд главная последовательность поднимается на один уровень светимостей с последовательностями гигантов и почти достигает уровня светимостей сверхгигантов. Белые и голубые звезды главной последовательности настолько велики и мощны, что назвать их карликами ну никак не получается!

Поэтому белые и голубые звезды главной последовательности так и называются — звезды главной последовательности. Длинный термин, но ничего лучшего не придумали.

Хотя о звездах главной последовательности в совокупности иногда говорят «карлики». Но такое использование термина все-таки неуклюже и некорректно, во-первых из-за больших белых и голубых звезд, а во-вторых потому, что имеются звезды-карлики, которые не находятся на главной последовательности.

С гигантами тоже оказалось не все гладко. В отличие от звезд главной последовательности, они наотрез отказались устраиваться на одной ровной и гладкой линии. Сначала для них пришлось нарисовать две последовательности — гиганты и сверхгиганты; но и этого оказалось мало. Сверхгиганты тоже разделились на две группы, так что пришлось вводить для них две подпоследовательности (Ia и Ib), а между сверхгигантами и обыкновенными гигантами втиснулась ветвь «ярких гигантов» (II). А совсем недавно открыли новый класс звезд, которые превышают по размерам и светимостям сверхгиганты. Для того, чтобы врисовать их последовательность (0) в диаграмму Герцшпрунга-Рассела, пришлось «увеличивать» ее сверху — расширять диапазон светимостей.

Кроме того, при подробном изучении космоса выяснилось, что существуют-таки звезды с промежуточными размерами между карликами и гигантами, хотя и сравнительно немного. Их назвали субгигантами.

Белые звезды главной последовательности не называют карликами — они для этого слишком велики. Но тем не менее, как мы знаем, белые карлики существуют. У них есть своя последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (VII) и совершенно свои, не укладывающиеся в общую классификацию, спектральные классы.

Последовательность белых карликов находится левее и ниже главной последовательности. И протягивается она через диапазон температур, соответствующий нескольким классическим спектральным классам. Т.е. получается, что белые карлики могут быть и желтыми, и оранжевыми, и даже голубоватыми. И все равно они будут белыми карликами, потому что этот термин применяется к классу звезд, который определяется не температурой (она может быть почти любой), а специальным внутренним строением, и прежде всего огромной плотностью (наш знакомый Сириус B имеет диаметр Земли и массу Солнца).

Что до голубых карликов, то это понятие пока гипотетическое, относится к теоретически возможному, но неоткрытому пока типу звезд.

Таблица, которая представляет разновидности звезд с точки зрения размера.
Для простоты в сверхгиганты включены и гипергиганты.

	Карлики	Звезды главной последовательности	Гиганты	Сверхгиганты
Голубые	гипотетические	Регул, Спика	Беллатрикс, Альциона А	Ригель
Белые	Сириус B, Процион B, Звезда Ван Маанена	Сириус, Вега, Альтаир	Тубан, Сигма Октанта	Денеб, Полярная звезда, Канопус
Желтые	Солнце, Альфа Центавра А		Капелла Aa, Капелла Ab	Ро Кассиопеи
Оранжевые	Альфа Центавра B, Эпсилон Эридана, 61 Лебедя		Арктур, Поллукс, Альдебаран	Омикрон 1 Большого Пса, Сигма Большого Пса, Пси 1 Возничего
Красные	Проксима Центавра, Звезда Барнарда и много-много других		Гамма Южного Креста	Бетельгейзе, Антарес, VY Большого Пса

Итак, подведем итоги: для желтых, оранжевых и красных звезд понятия «карлик» и «звезда главной последовательности» совпадают; для белых и голубых звезд они очень и очень различаются.

Я с удовольствием добавлю в эту таблицу ваши любимые звезды. 🙂

Чемпионы Вселенной

Конечно, вы хотите узнать, каких размеров бывают звезды и какие звезды во Вселенной самые большие и самые маленькие.

Понятно, что самую большую звезду надо искать среди гипергигантов, но каких? Однозначных зависимостей, связывающих температуру и размер, для гигантов нет, но в общем и целом известно, что звезды разогреваются при сжатии и остывают при расширении. Поэтому, скорее всего, самая большая звезда будет и одной из самых холодных — красным гипергигантом.

Это действительно так. Самая большая известная на сегодня звезда — VY Большого Пса. Этот монстр Вселенной в 2000 раз больше Солнца по диаметру, и посчитайте сами, во сколько раз по объему. По массе она больше Солнца только приблизительно в 20 раз, так что можете себе представить, какая у нее низкая плотность. Светимость у нее благодаря гигантским размерам примерно 300000 солнечных, несмотря на то, что температура поверхности всего 3000 К. Находится она от нас в 5 тысячах световых лет, так что, понятное дело, видна только в телескоп.

Рисунок иллюстрирует, на сколько раз VY Большого Пса больше Солнца.

С обратной стороны… отличников прошу опустить руки, сегодня мы не выходим за пределы главной последовательности, а то потом будет неинтересно. С обратной стороны чемпионку надо искать среди красных карликов, но тут возникают две проблемы. Во-первых, эти красные карлики в большинстве своем похожи друг на друга больше, чем две репродукции одной картины, а во-вторых, эти крохотные тусклые сущности пойди замерь с достаточной точностью! Для примера можно привести один из самых крохотных известных на сегодня красный карликов — Wolf424B (второй компонент системы, обозначенной в каталоге Вольфа как 424, и другого названия у нее нет). Радиус у него 0,14 солнечных, масса — 0.13 солнечных (нижний возможный предел массы для нормальной звезды). Впрочем, первый компонент этой системы, Wolf424A, только чуть-чуть покрупнее своего собрата и тоже входит в число самых маленьких известных звезд.

Тяжелые и легкие

А каково разнообразие звезд по массам?

Существенно меньшее, чем по размерам. Существует верхний предел возможной массы для звезды, связанный с предельно возможной светимостью, которую называют пределом Эддингтона. Сэр Артур Эддингтон доказал, что более тяжелая и яркая звезда не может существовать, потому что не возникнет равновесия гравитации и внутреннего давления, и звезда просто будет очень неустойчивой. Предельная масса звезд получается примерно 150 солнечных масс.

Вселенная неплохо демонстрирует правильность этого заключения: звезд с массой больше 150 не найдено (имеются оценки в районе 175 солнечных масс, но они крайне неточны). Довольно уверенно в числе чемпионок Вселенной по массе называют уже упоминавшуюся чемпионку по светимости Эту Киля.

А нижний предел массы звезды, как уже упоминалось выше — 0.13 солнечных масс. Все, что немного тяжелее этого предела — наши знакомые красные карлики. Если масса звезды меньше 0.13 солнечных масс, гравитация не сможет сжать ее достаточно сильно для того, чтобы ядро разогрелось достаточно для начала термоядерной реакции превращения водорода в гелий. То есть такой объект никогда не сможет выйти на главную последовательность.

О том, что за объекты эти нечты с массой меньше 0.13 солнечных, поговорим в следующий раз.

irene-dragon.livejournal.com

их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное]

Глава 13 Планетарные туманности, белые карлики и красные гиганты

На последних этапах эволюции красных гигантов (так же как и сверхгигантов) становится существенной потеря массы наружной оболочкой. Этот заключительный этап эволюции очень трудно рассчитывать теоретически ввиду большой его неопределенности. Ведь мы не знаем точно, как осуществляется выбрасывание вещества из оболочек таких звезд. Приходится пока ограничиться качественным рассмотрением.

На всех предыдущих этапах звездной эволюции (гравитационное сжатие протозвезды, пребывание на главной последовательности и уход с нее после исчерпания запасов ядерного горючего в центральных областях) предполагалось, что сколько-нибудь существенной потери массы не происходит. Следует, правда, заметить, что у массивных горячих звезд главной последовательности, как показывают последние спектроскопические наблюдения, выполненные в ультрафиолетовых лучах с ракет и спутников, имеет место довольно значительная потеря массы. Но это другой вопрос. Что касается красных гигантов, то чисто эмпирические аргументы говорят о том, что они прекращают свое существование как звезды отнюдь не из-за исчерпания ядерного горючего, а просто по причине потери своих наружных, богатых водородом оболочек.

Мы сейчас укажем на один простой аргумент, который был предложен автором этой книги еще в 1956 г. Речь идет о давно известном астрономам феномене, называемом «планетарными туманностями». Это довольно плотные газовые образования, окружающие некоторые весьма горячие звезды низкой светимости. Фотографии двух планетарных туманностей приведены на рис. 13.1. На протяжении нескольких десятилетий эти туманности рассматривались астрономами как природная лаборатория, в которой с большим успехом можно изучать специфические физические процессы, протекающие в межзвездной среде. Изучение планетарных туманностей обогатило астроспектроскопию рядом открытий первостепенной важности. Стоит упомянуть хотя бы об изучении очень интересного процесса флуоресценции атомов под воздействием жесткого излучения, исследовании «запрещенных» переходов линий ионизованных кислорода и азота и др. Именно для планетарных туманностей с большой точностью был определен химический состав, что имеет исключительно большое значение для всей астрономии. Однако такой неизбежно «утилитарный» подход к этим поразительным объектам оставлял без внимания главное: откуда они взялись? Каково их происхождение? Следует заметить, правда, что недостатка в гипотезах не было, но все они были по своему характеру весьма произвольны и искусственны.

Рис. 13.1: Вверху фотография планетарной туманности в созвездии Водолея (NGC 7293), внизу: фотография планетарной туманности в созвездии Лиры.

При подходе к решению проблемы планетарных туманностей я обратил внимание на основное, с моей точки зрения, обстоятельство. А именно, газ, образующий туманность, не сдерживается силой притяжения, поэтому эти объекты должны неограниченно расширяться со сравнительно небольшой скоростью и довольно быстро, всего лишь за несколько десятков тысяч лет, рассеяться в межзвездном пространстве. В процессе такого расширения плотность газа будет быстро падать. Еще быстрее должна поэтому падать светимость планетарных туманностей, так как излучение их единицы объема, обусловленное столкновениями электронов с ионами, пропорционально квадрату плотности газа. Как же выглядят эти объекты, когда они еще совсем «молодые», т. е. их возраст порядка нескольких тысяч лет? Анализ показал, что такие «сверхмолодые» туманности, «только что» отделившиеся каким-то образом от своих центральных звезд, во-первых, имеют крайне малые размеры, всего лишь в несколько тысяч астрономических единиц, во-вторых, они достаточно плотны, а в-третьих, и это самое интересное,— их наружные слои должны представлять собой сравнительно холодный неионизованный газ. В то же время светимость таких сверхмолодых туманностей примерно в тысячу раз больше солнечной. Разумеется, никакой центральной горячей звезды (вроде изображенных на рис. 13.1) за толстым слоем газа уже не видно. На что же похож такой странный объект? Нетрудно убедиться, что он по всем своим основным свойствам совпадает с протяженной, холодной атмосферой красного гиганта. Важным дополнительным подтверждением основного вывода, что планетарные туманности — это наружные слои красных гигантских звезд, утратившие связь с более внутренними горячими областями, в которых сосредоточена большая часть первоначальной массы звезды, является анализ пространственного распределения этих объектов. Оказывается, планетарные туманности сравнительно слабо концентрируются к галактической плоскости и обнаруживают значительную концентрацию к центру нашей звездной системы. Уже одно это указывает, что эти туманности являются конечным продуктом длительной эволюции очень старых звезд галактического диска. Точно такое же пространственное распределение имеют и некоторые красные гиганты высокой светимости.

При такой интерпретации планетарных туманностей с необходимостью следует естественный вывод, что очень горячие ядра планетарных туманностей — это «обнажившиеся» недра красного гиганта. Такое «обнажение» произошло после того, как наружные слои красного гиганта по каким-то причинам потеряли с ним связь и, медленно расширяясь, «расползлись» по достаточно большому объему. Заметим, что по моей оценке, ныне являющейся общепризнанной, средняя масса планетарной туманности равна около 0,2 солнечной. А теперь представим себе, как бы выглядела звезда — красный гигант с массой чуть больше солнечной, если бы «вдруг» она лишилась своей столь «мощной» сравнительно холодной «шубы». Это был бы очень маленький объект с весьма высокой температурой, наружные слои которого находятся в состоянии бурной конвекции (см. схему модели на рис. 11.2). Из расчета модели красного гиганта следует, что плотность вещества на. уровне, выше которого имеется 0,2 массы Солнца, порядка 10^-4 г/см³, что в сотню раз больше, чем в солнечной фотосфере. На этом уровне температура будет около 200 000 К, в то время как радиус этого слоя примерно в десять раз превышает радиус Солнца. По-видимому, одновременно с отделением наружных слоев красного гиганта происходит довольно быстрое (но не катастрофическое) сжатие его внутренних областей до размеров лишь в несколько раз превышающих размеры земного шара. Впрочем, вполне возможно, что красные гиганты типа RV Тельца, по-видимому, являющиеся «родителями» планетарных туманностей имеют на заключительной стадии своей эволюции структуру, отличную от описанной выше. Например, у них может быть гораздо более сильная концентрация вещества к центру.

Необходимо подчеркнуть, что отделение наружных оболочек от основного «тела» звезды не носит взрывной характер (как это имеет место, например, в случае сверхновых звезд; см. следующую главу), а происходит спокойно, практически «с нулевой скоростью».

Какова же причина отделения оболочки? Следует заметить, что задача эта еще очень далека от решения. Возможные варианты будут рассмотрены ниже.

Образовавшийся после отделения наружной оболочки очень горячий объект должен быть в неустойчивом «промежуточном» состоянии. Он будет быстро эволюционировать, переходя в некоторое стабильное состояние. Что же это за состояние? Не подлежит сомнению, что таким стабильным объектом, в который эволюционируют ядра планетарных туманностей, должны быть белые карлики. Для отдельных ядер этот вывод следует непосредственно. Например, очень слабое ядро изображенной на рис. 13.1 планетарной туманности NGC 7293 (кстати, это самый близкий к нам объект этого типа) имеет абсолютную величину 13,5 и температуру больше 100 000 К. Отсюда следует, что его линейные размеры лишь немногим превышают размеры земного шара, что при массе около 1 массы Солнца дает среднюю плотность в несколько сотен тысяч граммов на кубический сантиметр. Это типичная плотность белого карлика! Наблюдается также любопытная тенденция: чем «старше» планетарная туманность (а их возраст оценить довольно легко), тем больше их ядра походят на белые карлики. Похоже на то, что за сравнительно короткое время, которое «живут» планетарные туманности, их ядра далеко не всегда успевают «успокоиться» и стать более или менее «нормальными» белыми карликами.

Важнейшим аргументом в пользу нашего вывода о генетической связи планетарных туманностей, красных гигантов и белых карликов является анализ статистических данных. Всего в нашей Галактике одновременно существуют несколько десятков тысяч планетарных туманностей, причем только малая их часть доступна прямым наблюдениям. С другой стороны, среднее время жизни их всего лишь порядка нескольких десятков тысяч лет. Это означает, что из какого-то источника каждый год возникает примерно одна планетарная туманность. И как «побочный продукт» появляется ежегодно точно такое же количество белых карликов — конечный продукт эволюции ядер этих туманностей. Это очень эффективный механизм, который за время эволюции нашей звездной системы привел к образованию нескольких миллиардов белых карликов. Но именно таков порядок величины полного количества белых карликов в Галактике! С другой стороны, статистика красных гигантов типа RV Тельца указывает, что их полное количество в Галактике около миллиона. Отсюда получается, что если считать их «родителями» планетарных туманностей, то время жизни звезд в этой стадии около миллиона лет — величина вполне приемлемая.

В § 11 уже было обращено внимание на то, что вещество самых центральных областей красных гигантов по своим свойствам (вырождение!) тождественно веществу белых карликов. Сейчас мы видим, что это не случайное совпадение. Подобно яйцу в курице, белый карлик постепенно вызревает в центре звезды с тем, чтобы «в подходящий момент» «вылупиться». Новорожденный «цыпленок», т. е. белый карлик, окружен разного рода «скорлупой» и прочими атрибутами своего рождения. Мы его называем «ядром планетарной туманности». Проходит, однако, несколько десятков или сотен тысяч лет — и получается нормальный белый карлик, в то время как образовавшаяся одновременно с ним планетарная туманность уже давно рассеялась в межзвездном пространстве.

Нарисованная только что качественная картина заключительной фазы эволюции красных гигантов к одновременному образованию планетарных туманностей и их ядер — маленьких, плотных горячих звезд, быстро эволюционирующих в белые карлики,— в последние годы получила большое развитие в ряде работ, опирающихся на достижения теории звездной эволюции. Сейчас уже многие детали этого важнейшего для звездной космогонии процесса стали ясными.

Рис. 13.2: Эмпирическая зависимость светимости ядер планетарных туманностей от температуры их поверхностей.

Прежде всего следует более подробно остановиться на процессе эволюции ядра планетарной туманности в белый карлик. В свое время (1956 г.) автор этой книги обратил внимание на то, что в процессе быстрой эволюции ядер температуры их поверхностных слоев вначале растут. Так как при этом светимости меняются не очень-то сильно, то можно было сделать вывод, что ядра быстро сжимаются. Более точные теоретические расчеты, опирающиеся на наблюдения планетарных туманностей в Магеллановых Облаках[ 33 ], привели к установлению эмпирической зависимости между светимостью ядер планетарных туманностей и температурой их поверхностных слоев T_e. Эта зависимость схематически представлена на рис. 13.2. На том же рисунке прерывистой линией показана аналогичная зависимость для остывающих белых карликов. Там же приведена зависимость «светимость — температура» для звезд главной последовательности, красных гигантов и так называемой «горизонтальной ветви» диаграммы Герцшпрунга — Рессела для шаровых скоплений. Уменьшение светимости ядер планетарных туманностей после достижения максимума при росте температуры означает их быстрое сжатие. В области диаграммы между самыми горячими ядрами и белыми карликами также наблюдаются слабые звезды. В их спектрах отсутствуют линии излучения и поглощения и очень усилена фиолетовая часть. Почти наверняка это сильно проэволюционировавшие ядра планетарных туманностей, у которых сами туманности, по причине их расширения, рассеялись. Таким образом, диаграмма «светимость — температура» наглядно демонстрирует (притом чисто эмпирически!) генетическую связь ядер планетарных туманностей и белых карликов.

Рис. 13.3: Теоретическая зависимость светимости ядер планетарных туманностей от температуры их поверхности.

Основы теории такой эволюции могут быть поняты из следующих рассуждений. Рассмотрим однородную по своему химическому составу звезду, которая, исчерпав свои ядерные источники энергии, сжимается за характерное время, определяемое шкалой Кельвина (см. § 3). При этом плотность вещества в ее центре будет расти по закону R^-3. Теоретический расчет эволюции такой идеализированной звезды позволяет найти ее болометрическую светимость, центральную температуру, а также температуру поверхности как функции центральной плотности. Кроме того, можно теоретически получить зависимость L — T_e. Соответствующие кривые см. на рис. 13.3. Мы видим, что зависимость L — T_e для такой модели хорошо представляет эмпирическую зависимость, приведенную на рис. 13.2. Были выполнены также детальные расчеты для более сложных моделей звезд, лишенных ядерных источников (например, при очень высоких центральных температурах следует учитывать процессы образования большого количества нейтрино, свободно уносящих энергию из недр звезды). На рис. 13.4 приведена вычисленная зависимость L — T_e для модели звезды с массой 1,02 солнечной, состоящей целиком из однородной смеси углерода и кислорода. Модель, в которой 5% вещества звезды образуют наружную оболочку, состоящую из гелия, сильно меняет рассчитанную кривую (см. рис. 13.4). Все же в широких пределах изменений параметров модели характер зависимости болометрической светимости от поверхностной температуры меняется мало и соответствует эмпирической диаграмме, приведенной на рис. 13.2.

Рис. 13.4: Теоретическая зависимость L — Te для массы ядра «углеродно-азотной» планетарной туманности, равной 1,02M .

При каких же условиях предположение о том, что звезда эволюционирует без ядерных источников, выполняется? Энерговыделение при ядерных реакциях прежде всего зависит от температуры и притом очень сильно. Следовательно, условием того, что ядерные реакции «не работают», является сравнительная малость центральной температуры. Чем же определяется эта верхняя граница температуры звездных недр? Прежде всего их химическим составом. Если, например, центральная температура равна 5 миллионам кельвинов, а звезда состоит из одного лишь гелия, то, конечно, никаких ядерных реакций там не будет (см. § 8), но если звезда состоит из водорода, то при такой температуре уже начнется протон-протонная реакция. С другой стороны, как мы видели в § 6, центральная температура определяется массой звезды (см. формулу (6.2)). Таким образом, если химический состав звезды дан, то для того, чтобы ее эволюция описывалась треками, приведенными на рис. 13.3, необходимо, чтобы ее масса не превышала некоторое критическое значение. Например, если звезда чисто водородная, ее масса должна быть меньше 0,08M

, если гелиевая — 0,35M , углеродная — меньше 1,04M . Соответствующие центральные температуры равны 4 10⁶, 1,2 10⁸ и 6 10⁸ К.

На основании только что изложенного мы должны считать ядра планетарных туманностей объектами, у которых почти весь гелий превратился благодаря ядерным реакциям в углерод, кислород или неон. В противном случае их массы были бы меньше 0,35 солнечной, а это противоречит наблюдаемым сравнительно небольшим (0,2M

) массам планетарных туманностей. Ибо масса красного гиганта, из которого образовались ядро и сама планетарная туманность, должна быть немного больше солнечной. Кроме того, согласно наблюдениям (правда, довольно скудным), большая часть масс белых карликов лежит в пределах 0,5—1,0 солнечной массы. Скорее всего ядра планетарных туманностей покрыты тонкой «коркой» не успевшего «сгореть» гелия, и возможно, водорода. Учет этого обстоятельства в теоретических расчетах делает температуры ядер не такими высокими.

Рис. 13.5: Схема звезды с «двухслойным» источником ядерной энергии.

Итак, современная теория внутреннего строения звезд приводит нас к выводу, что звезды, лишенные ядерных источников энергии (какими, несомненно, являются ядра планетарных туманностей), должны эволюционировать в «нормальные» белые карлики. Остается количественно рассмотреть второй, не менее важный, вопрос: как же образуются такие звезды? Что было предшествующей стадией их эволюции? Тот факт, что ядра планетарных туманностей состоят в основном из смеси углерода, кислорода и более тяжелых элементов, сам по себе означает, что мы имеем дело с сильно проэволюционировавшими объектами. Не подлежит поэтому сомнению, что «предки» планетарных туманностей не могут принадлежать к звездам главной последовательности. Значит, они значительно от нее отошли. Но такими объектами могут быть красные гиганты либо звезды «горизонтальной ветви» диаграммы Герцшпрунга — Рессела для достаточно старых скоплений (см. § 12). В настоящую эпоху у старых скоплений «сходят» с этой диаграммы звезды с массой около 1,1M

(для звезд I типа населения, у которых тяжелых элементов сравнительно много) и 0,85M (для бедных тяжелыми элементами звезд II поколения (шаровые скопления)). Для молодых скоплений звезд I типа эти массы больше, но, как правило, не превышают 1,5 солнечной. Мы можем, таким образом, сделать вывод, что массы «предков» планетарных туманностей, принадлежащих преимущественно к I типу звездного населения (диск), должны быть заключены в пределах 1,1—1,5 солнечной. При такой массе у них должны образовываться вырожденные ядра.

Как мы видели в предыдущем параграфе, стадия эволюции красных гигантов заканчивается «гелиевой вспышкой», когда во всем гелиевом ядре «загорается» тройная реакция превращения гелия в углерод. Расчеты показывают, что масса гелиевого ядра к этому моменту находится в пределах 0,4

0,5M и почти не зависит от полной массы эволюционирующей звезды. После начала «гелиевой вспышки» звезда эволюционирует вдоль горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Через некоторое время после того как значительная часть гелия в ядре превратится в углерод и более тяжелые элементы, ядерные гелиевые реакции будут сосредоточены в тонком слое, окружающем уже второй раз «выгоревшее» ядро. Кроме того, у таких звезд имеется еще один наружный слой, в котором происходят водородные ядерные реакции. Звезды с такими «двухслойными» источниками ядерной энергии (схема структуры такой звезды изображена на рис. 13.5) значительно увеличивают свою светимость, которая достигает порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, в то время как на горизонтальной ветви светимость только в сотню раз превышала солнечную. Структура таких звезд, у которых в самых центральных «выгоревших» частях никаких ядерных реакций больше не происходит, должна напоминать структуру красных гигантов. Это означает, что звезда опять «раздувается» и ее радиус доходит до размеров земной орбиты, в то время как радиус зоны «горения» водорода всего лишь порядка 3 10⁹ см. К концу этой фазы эволюции звезда опять становится красным гигантом. Ее светимость может в десятки тысяч раз превосходить солнечную, а масса тонкого гелиевого слоя в ее недрах не превосходит нескольких сотых солнечной. Зона «горения» водорода значительно поднимается наружу, так что область внутри этой оболочки уже содержит 70% массы звезды. Вся эта фаза эволюции с двумя слоями ядерного энерговыделения занимает время порядка миллиона лет. На самых заключительных этапах этой фазы звезда уже вполне «подготовлена», чтобы от нее отошла наружная, богатая водородом оболочка и тем самым образовалась бы планетарная туманность плюс ядро. В самом деле, светимость молодых ядер планетарных туманностей в 10⁴ раза больше солнечной и практически совпадает со светимостью «двухслойной» гигантской звезды. Радиусы, структура и массы ядер практически совпадают с радиусом, структурой и массой этой звезды под слоем «горения» водорода (т. е. «инертной», состоящей из тяжелых элементов центральной части, покрытой тонкой гелиевой «корочкой»), следовательно, будущее ядро планетарной туманности уже «сварилось» в недрах сильно проэволюционировавшей звезды. Остается только понять механизм отделения протяженной наружной, богатой водородом оболочки.

Прежде всего обратим внимание на низкую наблюдаемую скорость расширения планетарных туманностей — в среднем около 30 км/с. Естественно сделать отсюда вывод, что вещество туманности «оторвалось» от звезды там, где параболическая скорость того же порядка. Отсюда, полагая массу внутренней части звезды равной 0,8M

, найдем что «отрыв» произошел на расстоянии около одной астрономической единицы (1,5 10¹³ см) от центра звезды, что как раз соответствует радиусу гигантской звезды — «предка» туманности. Хотя количественной теории «отрыва» оболочки у протяженной сильно проэволюционировавшей звезды пока еще нет (это очень трудная задача!), можно указать по крайней мере на три причины этого явления: а) Из-за особого характера неустойчивости в протяженной оболочке должны возникать сильные колебательные процессы, сопровождаемые изменениями теплового режима звезды. Период таких колебаний порядка десяти тысяч лет. б) Из-за ионизации водорода в некоторой зоне звезды под ее фотосферой может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичное явление имеет место на Солнце и служит первопричиной его активности. У холодных гигантских звезд мощность конвективных движений может быть несравненно больше, чем на Солнце. в) Из-за огромной светимости звезды — предка планетарной туманности — световое давление ее потока излучения на наружные слои может привести к их «сбросу». Расчеты, которые мы здесь привести не можем, показывают, что под воздействием светового давления вещество оболочки будет вытекать, причем мощность этого потока может достигнуть 10²¹—10²² г/с. Это означает, что за несколько тысяч лет может «истечь» практически вся оболочка звезды, что приведет к образованию планетарной туманности. Скорее всего, в действительности действуют все три механизма сброса оболочки, как бы «помогая» друг другу.

Важным аргументом в пользу образования планетарных туманностей из наружных слоев красных гигантов является обнаружение значительного избытка инфракрасного излучения практически от всех планетарных туманностей. Это излучение обусловлено находящимися в туманности пылевыми частицами, которые более или менее равномерно перемешаны с горячим газом. Физические условия в планетарных туманностях (прежде всего — высокая температура находящейся там плазмы) исключают возможность образования пылинок из газовой среды. Это означает, что пылинки, находящиеся в планетарных туманностях, имеют реликтовое происхождение, т. е. они там существуют с начала образования туманности и медленно разрушаются (например, в результате столкновений с протонами и жесткими квантами). С другой стороны, в холодных, протяженных атмосферах красных гигантов, где значительная часть газа уже находится в молекулярном состоянии, имеются все условия для образования пылинок. По-видимому, основная часть космической пыли попадает в межзвездную среду именно таким способом, т. е. путем рассеяния в ней планетарных туманностей.

Рис. 13.6: Вверху — радиоспектр планетарной туманности NGC 6302 в области = 21 см. Видны две линии поглощения, соответствующие лучевым скоростям -40 км/с и +6 км/с. Стрелка указывает на скорость расширения этой туманности, полученную из наблюдений оптических линий [N II]. Внизу — такой же радиоспектр «источника сравнения» — яркой компактной области Н II XGC 6334, находящейся в двух градусах от NGC 6302. Видна только линия +6 км/с, принадлежащая (как и у NGC 6302) межзвездной среде.

В 1975 г. было обнаружено излучение в радиолинии CO (

= 2,64 мм — см. § 3) от инфракрасных объектов CRL 2688 и CRL 618. Анализ этой линии излучения позволяет сделать вывод, что в этих случаях наблюдаются довольно плотные газовые оболочки, расширяющиеся со скоростью 20 км/с. Отсюда следует, что наблюдаемые в центральных частях этих объектов довольно горячие звезды стали «проглядывать» через соответствующие оболочки только несколько тысяч лет тому назад. В ту эпоху эти объекты должны были быть тождественны красным гигантам, атмосферы которых богаты углеродом. Но это как раз и означает, что объекты CRL 2688 и CRL 618 являются протопланетарными туманностями. Совсем недавно (1982 г.) на величайшем в мире радиотелескопе VLA было впервые обнаружено поглощение на волне 21 см нейтрального водорода сравнительно молодой, яркой планетарной туманности NGC 6302. Эти наблюдения выявили две компоненты линии поглощения, соответствующие лучевым скоростям +6 и -40 км/с (см. рис. 13.6). Первая компонента вызвана поглощением облака межзвездного водорода, находящегося между ними и планетарной туманностью, между тем как линия -40 км/с образуется в наружных слоях этой туманности, обращенных к наблюдателю. Из анализа этих наблюдений можно сделать вывод, что эти наружные слои представляют собой расширяющееся со скоростью 10 км/с кольцо, в то время как внутренняя часть этого кольца состоит из горячего, полностью ионизованного газа. На рис. 13.7 приведена схема строения этой туманности на основе описанных выше радиоастрономических наблюдений. Масса наружной части кольца, состоящей из нейтрального, сравнительно холодного водорода, около 0,06M . Таким образом, спустя 25 лет, наша модель планетарной туманности получила полное экспериментальное подтверждение. По мере расширения туманности размеры ее наружной нейтральной части будут довольно быстро сокращаться, пока она не исчезнет совсем.

Рис. 13.7: Пространственное распределение нейтрального и ионизованного водорода в планетарной туманности NGC 6302.

По-видимому, с проблемой планетарных туманностей связаны обнаруженные недавно методами внеатмосферной астрономии «точечные» источники мягкого рентгеновского излучения, оказавшиеся очень горячими (температура поверхности T

10⁵ К) белыми карликами. Пока таких объектов известно 4. Скорее всего — это ядра планетарных туманностей, у которых оболочки вследствие расширения имеют ничтожно малую поверхностную яркость. Было бы интересно, с одной стороны, обнаружить оптические «следы» планетарных туманностей около таких объектов, а с другой стороны, попытаться измерить поток мягкого рентгеновского излучения от ближайших планетарных туманностей, например NGC 7293, фотография которой приведена на рис. 13.1 вверху.

Таким образом, с точки зрения современной теории звездной эволюции образование планетарных туманностей и их ядер есть закономерный процесс эволюции красных гигантов.

Является ли такой путь образования белых карликов единственно возможным? Можно только утверждать, что такой путь (через образование планетарных туманностей) является весьма распространенным. Вряд ли, однако, он привел к образованию всех белых карликов. Например, можно себе представить постепенное истечение вещества из наружных слоев некоторых красных гигантов, в противоположность «дискретному» отделению оболочки, приводящему к образованию планетарных туманностей. Наконец, «классический», раньше всех открытый белый карлик — знаменитый спутник Сириуса — входит в состав двойной системы. А в таких системах условия эволюции звезд весьма специфичны. Об этом будет идти речь в § 14.

Поделитесь на страничке

Следующая глава >

fis.wikireading.ru

Звезды-гиганты и звезды-карлики — Вселенная — От плоской Земли до квазаров

Когда для целого ряда звезд были получены сведения о их светимости и о температуре их поверхности, следующим логическим шагом было сопоставление этих данных. Эксперименты с раскаленными предметами на Земле давали основание предполагать, что чем холоднее звезда, тем слабее будет ее излучение и тем более красной она окажется. Но выяснилось, что это далеко не всегда так. Например, если согласиться со значениями температуры, принятыми для спектральных классов, то наиболее холодными из обыкновенных звезд должны быть звезды класса М. По их спектральным линиям и положению максимума излучения типичная температура поверхности для звезд этого класса была оценена в 2500°С (напомним для сравнения, что температура поверхности нашего Солнца составляет 6000°С). И действительно, все звезды класса М были красноватыми, по вопреки ожиданиям они не все были слабыми. Правда, многие из них были-таки слабыми, хотя некоторые (например, звезда Барнарда) и находились совсем близко. Однако другие, вроде Бетельгейзе в созвездии Ориона или Антареса в Скорпионе, были красноватого цвета, но тем не менее казались очень яркими. И не потому, что находились так уж близко от нас. Они обладали не только большой видимой яркостью, но и большой светимостью. Излучение Антареса, например, почти в 10 000 раз превосходит излучение Солнца. Еще в 1905 г. Э. Герцшпрунг, размышляя над этим вопросом, пришел к выводу, что такая большая светимость холодной звезды может объясняться только ее гигантскими размерами. Поверхность холодной звезды дает гораздо меньше света с квадратного километра, чем поверхность Солнца, но, с другой стороны, у такой звезды, как Бетельгейзе, квадратных километров поверхности могло быть несравненно больше, чем у Солнца. И это более чем возместило бы относительно малую яркость каждого квадратного километра в отдельности. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе и Антарес, стали называться красными гигантами, а такие, как звезда Барнарда,— красными карликами. Это было тем более любопытно, что промежуточных красных звезд, не гигантов и не карликов, как будто не существовало вовсе. Это предположение Герцшпрунга, основанное на теоретических рассуждениях, было подтверждено результатами наблюдений. Американский физик немецкого происхождения Альберт Абрахам Майкельсон (1852—1931) изобрел в 1881 г. прибор, названный интерферометром. Этот прибор, отмечавший мельчайшие изменения в картине усилений и ослаблений световых волн, позволял производить удивительно точные измерения. С его помощью удалось узнать о звездах то, что не показал бы ни один телескоп. Даже ближайшие звезды так далеки от нас, что и в самые лучшие современные телескопы они видны только как светящиеся точки. Тем не менее попадающие в телескоп лучи данной звезды исходят не из одной точки ее поверхности. Один луч может приходить от ее западного края, а другой — от восточного. Эти лучи попадают в телескоп под некоторым углом друг к другу — углом, слишком малым для того, чтобы его можно было измерить обычными способами, но иногда достаточно большим, чтобы лучи, так сказать, сталкивались и складывались друг с другом. Прибор Майкельсона позволил измерять результат такого сложения и определять угол между лучами, если он только не был ничтожно малым. Зная этот угол и расстояние до звезды, можно легко вычислить ее действительный диаметр. Результаты были поразительными. Диаметр Бетельгейзе был измерен таким способом в 1920 г. и оказалось, что он равен 500 000 000 км. Он почти в 350 раз больше диаметра Солнца (1 390 600 км). Следовательно, поверхность Бетельгейзе примерно в 350X350, т. е. в 120 000 раз больше поверхности Солнца. Неудивительно, что светимость этой звезды гораздо больше светимости Солнца, хотя светимость каждого квадратного километра ее поверхности гораздо меньше. Что касается объема Бетельгейзе, то он примерно в 40 000 000 раз больше объема Солнца. Если бы Бетелыейзе оказалась на месте Солнца, она заполнила бы все пространство далеко за пределы орбиты Марса. Да, это поистине красный гигант! Антарес несколько меньше Бетельгейзе, но эта последняя — отнюдь не самая большая из подобных звезд. Например, Эпсилон Возничего — звезда настолько холодная, что, несмотря на ее чудовищные размеры, мы ее не видим. Ее излучение почти целиком лежит в инфракрасной области. Мы знаем о ее существовании только потому, что у нее есть яркий спутник, который она периодически затмевает. В 1937 г. на основании продолжительности затмения и расстояния до системы было высказано предположение, что эта темная звезда — инфракрасный гигант с диаметром 3 700 000 000 км. Если бы она оказалась на месте Солнца, то заполнила бы все пространство вплоть до орбиты Урана. И инфракрасные гиганты вовсе не так редки, как казалось вначале. Но звезду, настолько холодную, что она излучает почти исключительно в инфракрасной части спектра, очень трудно обнаружить. Во-первых, земная атмосфера не очень прозрачна для инфракрасных лучей. а, во-вторых, все предметы на самой Земле достаточно теплы и обладают заметным собственным инфракрасным излучением; в результате инфракрасное излучение, приходящее к нам из космического пространства, теряется, так сказать, в общем зареве. Однако в 1965 г. астрономы обсерватории Маунт-Вилсон разработали особую методику для поисков в небе областей, богатых инфракрасным излучением, которое указывает на присутствие инфракрасных гигантов Они обнаружили сотни подобных объектов, сосредоточенных по большей части в плоскости Млечного Пути, но можно ожидать, что их будут найдены тысячи. И хотя бы некоторые из них, несомненно, окажутся больше, чем Эпсилон Возничего. В инфракрасной области они, собственно, очень ярки, но в видимой части спектра их излечение чрезвычайно слабо, так что даже в самые сильные телескопы видны лишь немногие из них. Две из обнаруженных звезд имеют, судя по их цвету, температуру 1200 и 800°К — вторая звезда нагрета только-только до температуры красного каления. У звезд других цветов нет такого разрыва в размерах, как у холодных красных звезд. И все же существуют большие желтые гиганты (не такие огромные и холодные, как красные) и маленькие желтые карлики (не такие маленькие и холодные, как красные). В качестве примера желтого гиганта можно назвать Капеллу, а в качестве желтого карлика — наше Солнце. Размеры звезд (в диаметрах Солнца)

vsln.ru

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Поиск Лекций

---

Введение

На протяжении тысячелетий звезды были непостижимы для сознания человека, но они завораживали его. Поэтому наука о звездах — астрономия — это одна из самых древних. Понадобились тысячи лет, чтобы люди освободились от наивных представлений о том, что звезды — это светящиеся точки, прикрепленные к огромному куполу. Впрочем, крупнейшие мыслители древности понимали, что звездное небо с Солнцем и Луной — нечто большее, чем просто увеличенное подобие планетария. Они догадывались, что планеты и звезды являются отдельными телами и свободно парят во Вселенной. С началом космической эры звезды стали нам ближе. Мы узнаем о них все больше и больше. Но древнейшая наука о звездах, астрономия, не только не исчерпала себя, но, напротив, стала еще более интересной.

Звездные величины

Одной из самых важных характеристик является звездная величина. Раньше считали, что расстояние до звезд одинаково, и чем звезда ярче, тем она больше. Наиболее яркие звезды отнесли к звездам первой величины (1m , от лат. magnitido — величина), а едва различимые невооруженным глазом — к шестой (6m ). Сейчас мы знаем, что звездная величина характеризует не размеры звезды, а ее блеск, то есть освещенность, которую звезда создает на Земле.

Но шкала звездных величин сохранилась и уточнена. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6m ровно в 100 раз. Светила, блеск которых превосходит блеск звезд 1m , имеют нулевые и отрицательные звездные величины. Шкала продолжается и в сторону звезд, не видимых невооруженным глазом. Есть звезды 7m , 8m и так далее. Для более точной оценки используют дробные звездные величины 2,3m , 7,1m и так далее.

Так как звезды находятся от нас на различных расстояниях, то их видимые звездные величины ничего не говорят о светимостях (мощности излучения) звезд. Поэтому используется еще понятие “абсолютная звездная величина”. Звездные величины, которые имели бы звезды, если бы они находились на одинаковом расстоянии (10 пк), называются абсолютными звездными величинами (М).

Расстояние до звезд

Для определения расстояний до ближайших звезд применяется метод параллакса (величина углового звезды можно вычислить по формуле

a

r = ——

sinp

Расстояние до звезды, соответствующее параллаксу в 1? ? называется парсеком.

Однако годичные параллаксы можно определить только у ближайших звезд, расположенных не далее нескольких сотен парсек. Но обнаружилась статистическая зависимость между видом спектра звезды и абсолютной звездной величиной. Таким образом по виду спектра оценивают абсолютные звездные величины, а затем, сравнивая их с видимыми звездными величинами, вычисляют и расстояния до звезд и параллаксы. Параллаксы, определенные таким образом, называются спектральными параллаксами.

Светимость

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов — S Золотой Рыбы — светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.

Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле

lg L = 0,4(Ma -M),

где: L — светимость звезды,

M — ее абсолютная звездная величина, а

Мa — абсолютная звездная величина Солнца.

Масса звезд

Еще одна важная характеристика звезды — ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула

а3

М1 +М2 = —— ,

p 3 р2

где М1 и М2 — массы главной звезды и ее спутника, Р — период обращения спутника, а — большая полуось земной орбиты.

Также обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды: светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, можно по светимости определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений.

Спектральная классификация

Спектры звезд — это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Существует детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). Классы обозначены буквами, подклассы — цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит так:

О — B — A — F — G — K — M

Среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S).

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны: О и В — голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — оранжевые, М — красные.

Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. I — сверхгиганты, II-III — гиганты, IV — субгиганты, V — карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядит как А0V, Бетельгейзе — М2I, Сириуса — А1V.

Все сказанное выше относится к нормальным звездам. Однако существует множество нестандартных звезд с необычными спектрами. Прежде всего это эмиссионные звезды. Для их спектров характерны не только темные (абсорбционные) линии, но и светлые линии излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в спектре таких линий обозначается буквой “е” после спектрального класса. Так, есть звезды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звезды, спектры которых состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды, которые почти всю свою энергию излучают в невидимой инфракрасной области спектра.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них — красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус — это одна из белых звезд, он светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.

Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды.

Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.

Переменные звезды

Переменные звезды — это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные.

Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды — звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.

Второй класс переменных звезд — взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.

Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды d Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. d Цефея — периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды — нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды — это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью.

Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики.

Другой тип правильных переменных — мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на цефеидные.

Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.

Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд — затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд — от нескольких часов до десятков лет.

Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый — это переменные звезды типа Алголя (b Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости компонентов.

Второй тип затменных переменных звезд — это звезды типа b Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности — от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд — массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.

Третий тип затменно двойных звезд — звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд — магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.

Рекомендуемые страницы:

Поиск по сайту

poisk-ru.ru

Карликовые звезды галактики

Любая звезда представляет собой огромный газовый шар, который состоит из гелия и водорода, а также следов других химических элементов. Звезд существует огромное количество и все они отличаются своими размерами и температурой, а некоторые из них состоят из двух и более звезд, которые связаны между собой силой гравитации. С Земли некоторые звезды видны невооруженным глазом, а некоторые можно рассмотреть только в телескоп. Однако, даже имея специальное оборудование, далеко не каждую звезду можно рассмотреть так, как этого хочется, и даже в мощные телескопы некоторые звезды будут выглядеть не более, чем просто светящиеся точки.

Таким образом, простой человек, имеющий достаточно хорошую остроту зрения, в ясную погоду на ночном небосводе может увидеть из одного земного полушария порядка 3000 звезд, однако, на самом деле, в Галактике их существует значительно больше. Все звезды классифицируются в соответствии с размером, цветом, температурой. Таким образом, бывают карлики, гиганты и сверхгиганты.

Звезды карлики бывают следующих типов:

•  желтый карлик. Данный тип представляет собой небольшие звезды главной последовательности спектрального класса G. Их масса колеблется в пределах от 0,8 до 1,2 массы Солнца.
• оранжевый карлик. К данному типу относятся небольшие звезды главной последовательности спектрального класса К. Их масса составляет 0,5 – 0,8 массы Солнца. В отличие от желтых карликов, оранжевые карлики характеризуются более длительной продолжительностью жизни.
• красный карлик. Этот тип объединяет маленькие и относительно холодные звезды главной последовательности спектрального класса М. Их отличия от других звезд достаточно ярко выражены. Они имеют такой диаметр и массу, которые не более, чем 1/3 от Солнечной.
• голубой карлик. Этот тип звезд гипотетический. Голубые карлики эволюционируют из красных карликов перед тем, как произойдет выгорание всего водорода, после чего они, предположительно, эволюционируют в белые карлики.
• белый карлик. Это тип уже проэволюционировавших звезд. Они имеют такую массу, которая не более массы Чандрасекара. Белые карлики лишены собственного источника термоядерной энергии. Они относятся к спектральному классу DA.
• черный карлик. Этот тип представляет собой остывшие белые карлики, которые, соответственно, не излучают энергии, т.е. не светятся, или же излучают ее очень-очень слабо. Они представляют собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции. Масса черных карликов, так же как и белых, не превышают массы Чандрасекара.
• коричневый карлик. Данные звезды представляют собой субзвездные объекты, которые имеют массу от 12,57 до 80,35 масс Юпитера, что, в свою очередь, соответствует 0,012 – 0,0767 массам Солнца. Коричневые карлики отличаются от звезд главной последовательности тем, что в их недрах не протекает реакция термоядерного синтеза, в результате которой в других звездах водород превращается в гелий.
• субкоричневые карлики или коричневые субкарлики. Представляют собой абсолютно холодные образования, масса которых ниже предела коричневых карликов. В большей степени их принято считать планетами.

Итак, можно отметить, что звезды, относящиеся к белым карликам, это те звезды, которые имеют изначально небольшой размер и находятся на свой конечной стадии эволюции. История открытия белых карликов уходит в относительно недалекий 1844 год. Именно в то время немецким астрономом и математиком Фридрихом Бесселем во время наблюдения за Сириусом было обнаружено небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения. В результате этого, Фридрих предположил, что у Сириуса присутствует невидимая массивная звезда-спутник. Это предположение подтвердилось в 1862 году американским астрономом и телескопостроителем Альваном Грэхэмом Кларком во время юстировки самого крупного на то время рефрактора. Возле Сириуса была обнаружена неяркая звезда, получившая в дальнейшем название Сириус Б. Данная звезда характеризуется низкой светимостью, а ее гравитационное поле воздействует на своего яркого партнера достаточно заметно. Это, в свою очередь, является подтверждением того, что это звезда имеет очень малый радиус при значительной ее массе.

Какие звезды карлики

Карликами называются проэволюционировавшие звезды, имеющие массу, которая не превышает предел Чандрасекара. Образование белого карлика происходит в результате выгорания всего водорода. Когда водород выгорает, происходит сжатие ядра звезды до больших плотностей, в это же время внешние слои сильно расширяются и сопровождаются общим потускнением светимости. Таким образом звезда сначала превращается в красного гиганта, который сбрасывает свою оболочку. Сброс оболочки происходит по причине того, что внешние слои звезды имеют крайне слабую связь с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии данная оболочка становится расширяющей планетарной туманностью. Стоит обратить внимание на то, что красные гиганты и белые карлики имеют очень тесную взаимосвязь.

Все белые карлики подразделяются на две спектральные группы. К первой группе относятся карлики, имеющие «водородный» спектральный класс DA, в котором нет спектральных линий гелия. Данный тип является наиболее распространенным. Второй тип белых карликов – DB. Он более редкий и называется «гелиевый белый карлик». В спектре звезд данного типа не обнаружено водородных линий.

По мнению американского астронома Ико Ибена указанные типы белых карликов образуются совершенно разными путями. Это связано с тем, что горение гелия в красных гигантах является неустойчивым и периодически происходит развитие слоевой гелиевой вспышки. Также Ико Ибен предположил механизм, по которому происходит сброс оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и между вспышками. Соответственно, на его образование влияет механизм сброса оболочки.

news-mining.ru