В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы.
Как ни разнообразны звезды по своим физическим характеристикам, все же и для них есть границы возможного. Не всякая звезда, какую способна создать человеческая фантазия, могла бы реально существовать. Звездами могут быть космические тела, обладающие только такой массой, которая заключена в определенных пределах.
Если масса небесного тела не превышает 0,02 массы Солнца, оно не может стать самосветящимся. При большей массе тела давление и температура в недрах достигают такой величины, при которой ядерная энергия начинает выделяться из вещества почти с такой же легкостью, как пар из кипящей воды. Отсюда можно сделать вывод, что звезд с массой, равной, например, массе Земли или даже массе Юпитера, существовать не может. Из таких рассуждений и устанавливается нижний предел для возможных масс звезд.
Выше были упомянуты «характеристики» звезд. Основные характеристики звезды - масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек). Рассмотрим некоторые из них более подробно.
Масса звёзд
В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть не входящей в состав кратных систем, звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. «Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз.
В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула
a3
М1 + М2 = ------
3P2
где М1 и М2 - массы главной звезды и ее спутника, Р - период обращения спутника, а - большая полуось земной орбиты». Самые «легкие» из звезд, по-видимому, можно встретить среди так называемых невидимых спутников звезд.
В настоящее время насчитывается несколько десятков звезд, полет которых в пространстве совершается по слегка извилистой, волнообразной кривой. Объяснить столь сложный характер движения можно только тем, что рядом со звездой движется невидимый спутник (или спутники), притяжение которого отклоняет звезду от прямолинейного пути.
Точнее говоря, наблюдаемая нами волнообразная траектория полета звезды есть результат сложения двух движений, в которых она одновременно участвует, - движения вокруг центра Галактики и обращения вместе со своим невидимым спутником вокруг общего центра масс.
По характеру траектории звезды можно вычислить массу и орбиту ее невидимого спутника. Интересные результаты в этом отношении получены для звезды 61 Лебедя, той самой, до которой еще в 1838 г. Бессель определил расстояние, близкое к 11 световым годам.
Звезда 61 Лебедя - двойная. Иначе говоря, она представляет собой систему из двух солнц, оранжевого и красного цвета, из которых вторая, красная звезда по блеску вдвое уступает первой. Движение в пространстве обеих звезд явно указывает на существование в этой системе еще третьего компонента. Определением его массы и орбиты занимались несколько астрономов, в том числе пулковский астроном А.Н.Дейч. Оказалось, что невидимый спутник в системе 61 Лебедя обращается вокруг одной из звезд по весьма вытянутой эллиптической орбите с периодом около 5 лет на среднем расстоянии, в 3 раза превышающем расстояние от Земли до Солнца.
Считать это невидимое небесное тело планетой нельзя. Его масса составляет 0,024 массы Солнца, т. е. она больше той минимальной массы, при которой тело неизбежно становится звездой. Поэтому можно быть уверенным в том, что система 61 Лебедя состоит из трех звезд, причем третий, невидимый ее компонент есть одна из наименее массивных звезд. Природа ограничивает звезды и со стороны очень больших масс. Чтобы понять, чем вызвано это ограничение, попробуем представить себе обстановку в недрах какой-нибудь звезды.
Всякая обычная звезда - это чрезвычайно раскаленный газовый шар. В каждой точке звезды действуют три силы. Во-первых, сила тяжести, влекущая частицу звезды к ее центру. Во-вторых, давление газа, который, стремясь расшириться, выталкивает ту же частицу в обратном направлении, к поверхности звезды. И, наконец, в-третьих, давление света, пробивающееся из недр звезды наружу и потому присоединяющее свои усилия к давлению газа. В каждой точке звезды борьба трех сил оканчивается, в сущности, ничем. Все они уравновешиваются, и поэтому звезда представляет собой устойчивое образование. Решительное преобладание какой-либо из трех сил над остальными оказалось бы для звезды катастрофическим. Если бы, например, давление света или газа внезапно резко возросло, распираемая изнутри звезда «развалилась бы» на части.
Перестань звезда излучать свет или потеряй внезапно газ свою упругость, звезда сильно сжалась бы, перейдя в иное, «незвездное» состояние. На самом деле в наблюдаемых нами звездах господствуют устойчивость и равновесие. Но так может быть не всегда. С возрастанием массы звезды увеличивается ее светимость, т.е. количество света, излучаемое недрами звезды. При очень большой массе, например в тысячи раз превышающей массу Солнца, равновесие трех сил непременно нарушится. Световое давление станет настолько мощным, что оно изнутри подорвет устойчивость звезды.
Среди известных звезд самой массивной считается звезда Пласкетта, она двойная, причем период обращения в этой системе близок к 14 суткам. Определить массу звезды можно, если известно отношение ускорения одного компонента системы по отношению к другому, который предполагается неподвижным. В системе звезды Пласкетта оба компонента примepно одинаково массивны, и в этом своем качестве они превосходят Солнце в 50 - 60 раз. Вопрос о существовании «сверхзвезд», то есть звездообразных объектов, масса которых может превосходить солнечную в миллионы и даже миллиарды раз, пока остается открытым.
Плотность звёзд
Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010- 1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.
Светимость звёзд
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.
Светимость звезды, как уже говорилось, тесно связана с ее массой. Чем больше вещества заключено в звезде, тем более ярко она светит. Отсюда становится понятно, почему третий компонент системы 61 Лебедя остается пока невидимым. Эта звезда содержит так мало вещества, что ее весьма слабое излучение не может быть обнаружено с помощью современных телескопов.
«Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером.
Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д.
Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле: lg L = 0,4(M-Mс), где: L - светимость звезды, M - ее абсолютная звездная величина, а Mс- абсолютная звездная величина Солнца».
Если масса небесного тела не превышает 0,02 массы Солнца, оно не может стать самосветящимся. При большей массе тела давление и температура в недрах достигают такой величины, при которой ядерная энергия начинает выделяться из вещества почти с такой же легкостью, как пар из кипящей воды. Отсюда можно сделать вывод, что звезд с массой, равной, например, массе Земли или даже массе Юпитера, существовать не может. Из таких рассуждений и устанавливается нижний предел для возможных масс звезд.
Выше были упомянуты «характеристики» звезд. Основные характеристики звезды - масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек). Рассмотрим некоторые из них более подробно.
Масса звёзд
В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть не входящей в состав кратных систем, звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. «Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз.
В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула
a3
М1 + М2 = ------
3P2
где М1 и М2 - массы главной звезды и ее спутника, Р - период обращения спутника, а - большая полуось земной орбиты». Самые «легкие» из звезд, по-видимому, можно встретить среди так называемых невидимых спутников звезд.
В настоящее время насчитывается несколько десятков звезд, полет которых в пространстве совершается по слегка извилистой, волнообразной кривой. Объяснить столь сложный характер движения можно только тем, что рядом со звездой движется невидимый спутник (или спутники), притяжение которого отклоняет звезду от прямолинейного пути.
Точнее говоря, наблюдаемая нами волнообразная траектория полета звезды есть результат сложения двух движений, в которых она одновременно участвует, - движения вокруг центра Галактики и обращения вместе со своим невидимым спутником вокруг общего центра масс.
По характеру траектории звезды можно вычислить массу и орбиту ее невидимого спутника. Интересные результаты в этом отношении получены для звезды 61 Лебедя, той самой, до которой еще в 1838 г. Бессель определил расстояние, близкое к 11 световым годам.
Звезда 61 Лебедя - двойная. Иначе говоря, она представляет собой систему из двух солнц, оранжевого и красного цвета, из которых вторая, красная звезда по блеску вдвое уступает первой. Движение в пространстве обеих звезд явно указывает на существование в этой системе еще третьего компонента. Определением его массы и орбиты занимались несколько астрономов, в том числе пулковский астроном А.Н.Дейч. Оказалось, что невидимый спутник в системе 61 Лебедя обращается вокруг одной из звезд по весьма вытянутой эллиптической орбите с периодом около 5 лет на среднем расстоянии, в 3 раза превышающем расстояние от Земли до Солнца.
Считать это невидимое небесное тело планетой нельзя. Его масса составляет 0,024 массы Солнца, т. е. она больше той минимальной массы, при которой тело неизбежно становится звездой. Поэтому можно быть уверенным в том, что система 61 Лебедя состоит из трех звезд, причем третий, невидимый ее компонент есть одна из наименее массивных звезд. Природа ограничивает звезды и со стороны очень больших масс. Чтобы понять, чем вызвано это ограничение, попробуем представить себе обстановку в недрах какой-нибудь звезды.
Всякая обычная звезда - это чрезвычайно раскаленный газовый шар. В каждой точке звезды действуют три силы. Во-первых, сила тяжести, влекущая частицу звезды к ее центру. Во-вторых, давление газа, который, стремясь расшириться, выталкивает ту же частицу в обратном направлении, к поверхности звезды. И, наконец, в-третьих, давление света, пробивающееся из недр звезды наружу и потому присоединяющее свои усилия к давлению газа. В каждой точке звезды борьба трех сил оканчивается, в сущности, ничем. Все они уравновешиваются, и поэтому звезда представляет собой устойчивое образование. Решительное преобладание какой-либо из трех сил над остальными оказалось бы для звезды катастрофическим. Если бы, например, давление света или газа внезапно резко возросло, распираемая изнутри звезда «развалилась бы» на части.
Перестань звезда излучать свет или потеряй внезапно газ свою упругость, звезда сильно сжалась бы, перейдя в иное, «незвездное» состояние. На самом деле в наблюдаемых нами звездах господствуют устойчивость и равновесие. Но так может быть не всегда. С возрастанием массы звезды увеличивается ее светимость, т.е. количество света, излучаемое недрами звезды. При очень большой массе, например в тысячи раз превышающей массу Солнца, равновесие трех сил непременно нарушится. Световое давление станет настолько мощным, что оно изнутри подорвет устойчивость звезды.
Среди известных звезд самой массивной считается звезда Пласкетта, она двойная, причем период обращения в этой системе близок к 14 суткам. Определить массу звезды можно, если известно отношение ускорения одного компонента системы по отношению к другому, который предполагается неподвижным. В системе звезды Пласкетта оба компонента примepно одинаково массивны, и в этом своем качестве они превосходят Солнце в 50 - 60 раз. Вопрос о существовании «сверхзвезд», то есть звездообразных объектов, масса которых может превосходить солнечную в миллионы и даже миллиарды раз, пока остается открытым.
Плотность звёзд
Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010- 1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.
Светимость звёзд
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.
Светимость звезды, как уже говорилось, тесно связана с ее массой. Чем больше вещества заключено в звезде, тем более ярко она светит. Отсюда становится понятно, почему третий компонент системы 61 Лебедя остается пока невидимым. Эта звезда содержит так мало вещества, что ее весьма слабое излучение не может быть обнаружено с помощью современных телескопов.
«Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером.
Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д.
Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле: lg L = 0,4(M-Mс), где: L - светимость звезды, M - ее абсолютная звездная величина, а Mс- абсолютная звездная величина Солнца».
Взято из открытых источников.
Обсуждения Что ещё нужно знать о звёздах?