Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Звезды

Содержание:

1. Введение
2. Данные наблюдений

3. Внутреннее строение звёзд

4. Ядерные реакции и эволюция звёзд
5. Необычные (пекулярные) звёзды

1. Введение

З. даже в самый сильный телескоп видны лишь как светящиеся точки с различным блеском и цветом. Раскрыть природу З. помогли точные физ. методы исследования и знание общих законов природы, действующих как в земных, так и в космич. условиях. Осн. данные о св-вах З. получены из анализа звёздных спектров и путём сопоставления результатов наблюдений с теоретич. расчётами. Спектры дают сведения о состоянии внеш. слоев З. - их атмосфер (см. Атмосферы звёзд). Так, изучение спектров З. и сравнение их со спектром Солнца позволили сделать вывод, что Солнце - обычная З., только самая близкая к нам. О внутр. строении З. пока можно судить только по результатам теоретич. расчётов и их сопоставлению с данными наблюдений.

В З. сосредоточена осн. масса видимого вещества галактик. З. - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество З. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. Электроны у поверхности З. частично, а в недрах её полностью оторваны от атомов, т. е. вещество З. представляет собой плазму. В большинстве З. плазма отличается от обычного идеального газа только эл.-магн. св-вами. На поздних стадиях развития З. (напр., в белых карликах) звёздное вещество переходит в состояние вырожденного газа, а иногда и нейтронного вещества (см. Нейтронные звёзды).

З. в космич. пространстве не распределены равномерно, они образуют звёздные системы. К ним относятся кратные З., скопления и галактики. Самые малые системы - кратные З. (двойные звёзды, тройные и т. д.). Более крупные системы, содержащие от неск. десятков З. до миллионов, наз. звёздными скоплениями. Различают шаровые и рассеянные звёздные скопления. В шаровых звездных скоплениях пространственная концентрация З. резко увеличивается к центру скопления (общее число их в скоплении может достигать неск. миллионов). Рассеянные скопления содержат часто всего лишь неск. десятков или сотен З. Примером рассеянного скопления могут служить видимые невооружённым глазом Плеяды.

Осн. структурными единицами во Вселенной явл. грандиозные звёздные системы - галактики, к ним принадлежит и наша Галактика, в к-рой находится Солнце. Галактика содержит ~150-200 млрд. З. Осн. количество их заключено в объёме линзовидной формы поперечником ок. 30 кпк и толщиной центральной части ок. 4 кпк. Солнечная система находится в плоскости Галактики ближе к её краю, поэтому для земного наблюдателя большинство З. расположено на небе сравнительно узкой полосой (Млечный Путь, рис. 1). Для удобства ориентирования небесная сфера разделена на 88 частей - созвездий. Отдельные З. в созвездиях обозначают буквами греческого и латинского алфавитов или сочетанием букв и цифр согласно системам обозначений, принятым в различных звёздных каталогах (см. Каталоги астрономические). Большинство З. находится в стационарном состоянии, т. е. изменений их физ. характеристик не наблюдается. Это отвечает состоянию равновесия. Однако наблюдения показывают, что существуют и такие З., св-ва к-рых меняются видимым образом. Их наз. переменными З. и нестационарными З. С теоретич. точки зрения переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия З. Переменные звёзды нек-рых типов изменяют своё состояние регулярным или нерегулярным образом. Следует отметить З., в к-рых непрерывно или время от времени происходят вспышки, в частности новые звёзды. При вспышках (взрывах) т. н. сверхновых звёзд вещество З. в нек-рых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Рис. 1. Распределение на небосводе звёзд до 8-й звёздной величины. Отчётливо выделяется Млечный Путь - концентрация звёзд к плоскости Галактики. Указаны галактические широты и долготы. Внизу слева - шкала звёздных величин.

2. Данные наблюдений

Основные понятия и определения. Необходимо различать кажущиеся, или видимые, характеристики З. и истинные, или абсолютные, их параметры. Видимые характеристики зависят как от св-в самой З., так и от расстояния до неё, а также от методов и приборов, к-рыми ведётся наблюдение. Важнейшей видимой характеристикой служит блеск З. Его принято выражать в логарифмич. шкале звёздных величин. По традиции звёздные величины определяются так, что чем ярче З., тем меньше её звёздная величина.

З. отличаются друг от друга по спектр, составу излучения, поэтому звёздная величина зависит от спектр. чувствительности метода измерения.

В совр. многоцветной астрофотометрии З. выделяют полосы в ультрафиолетовой (U), синей (В), визуальной (V), а иногда ещё в красной (R) и инфракрасной (I) областях спектра. Разность звёздных величин в соседних областях спектра наз. показателем цвета. Это количественная мера цвета звёзд. Чем краснее З., тем больше показатель цвета и тем ниже темп-ра поверхности З. Если одинаковые З. находятся на разных расстояниях от нас, то чем ближе З., тем она кажется ярче (тем больше создаваемая ею освещённость у поверхности Земли). Освещённости при этом обратно пропорциональны квадратам расстояний. Полную мощность излучения (светимость) З. можно узнать только в том случае, если кроме освещённости известно ещё и расстояние до З. Умножая освещённости на квадраты расстояний до З., получают значения, пропорциональные их светимостям.

Если расстояние до З. неизвестно, то её светимость оценивают по приближённым эмпирич. зависимостям. Так, разности интенсивностей нек-рых спектр. линий, а также периоды пульсации переменных З. типа цефеид зависят от светимости. Это также позволяет найти расстояние до З. по освещённости, создаваемой З., и её светимости. Если исходят из спектров, то такой косвенный метод определения расстояний до З. наз. методом спектр. параллаксов (см. Расстояния до космических объектов).

Эмпирическая классификация З. Важнейшую информацию о св-вах З. дают их спектры. Соответственно, важнейшее значение в астрофизике имеет спектр, классификация З. Спектральные классы установлены эмпирически по целому ряду характерных особенностей спектра З. В первую очередь спектр, классы характеризуют темп-ру поверхности З., от к-рой в основном зависят возбуждение и ионизация атомов, т. е. факторы, определяющие наличие тех или иных линий в звёздных спектрах. Классы обозначаются по традиции заглавными латинскими буквами, расположенными не в алфавитном порядке. Различают основные и побочные спектр, классы. Осн. классы О, В, A, F, G, К, М расположены в порядке понижения температуры поверхности З. Побочные классы В, N, S отличаются не темп-рой, а особенностями спектра, к-рые могут зависеть либо от хим. состава, либо от условий ионизации в атмосферах З. Подавляющее большинство З. относится к основным спектр, классам. Самые горячие З. (голубые по цвету) относятся к классу О, а самые холодные (красные) - к классу М.

Кроме спектр, классификации существует классификация З. по светимости. Простейший вид этой классификации заключается в разделении З. на гиганты и карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т. д. Эти подразделения образуют последовательности З. на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме. Большинство З. на этой диаграмме образует т. н. главную последовательность, или ветвь карликов. На главной последовательности находится и наше Солнце.

Параметры звёзд. Осн. параметры З.- светимость L, масса ${\mathfrak M}$, и радиус R. Их численные значения принято выражать соответственно в единицах солнечной светимости (L$_\odot$ = 3,861033 эрг/с), солнечной массы (${\mathfrak M}_\odot$ = 1,991033 г) и солнечного радиуса (R$_\odot$ = 6,961010 см).

Если бы все З. имели одинаковый хим. состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы З. (теорема Ресселла - Фогта). В действительности, по мере протекания ядерных реакций в недрах З., меняется не только общий хим. состав, но и распределение хим. элементов внутри З. На поздних стадиях эволюции З. имеют сложную (гетерогенную) структуру, они состоят из ядра и оболочек разного состава, на границе между к-рыми меняются плотность и темп-ра. Такова структура красных и жёлтых гигантов и сверхгигантов. Зависимости между параметрами состояния различны для З. разного состава и структуры. Для нахождения этих зависимостей значения соответствующих параметров откладывают на осях прямоугольной системы координат и строят т. о. диаграммы состояния З. На этих диаграммах подобные по составу и строению З. лежат вдоль определённых линий и образуют последовательности (см. ниже).

Рис. 2. Зависимость масса (${\mathfrak M}$) - 
светимость (L) для звёзд (кривая построена
по усреднённым данным).

Массы З. непосредственно известны только для Солнца и для нек-рых двойных З. В обоих случаях для определения массы используются законы небесной механики (см. Кеплера законы), управляющие в первом случае движением планет, во втором - относительным движением З., образующих двойную систему. Косвенно массы З. можно оценить по соотношению масса - светимость (рис. 2) или спектру (см. Массы небесных тел).

Радиусы определяются непосредственно для затменных двойных З., т. е. систем, ориентированных по отношению к нам так, что одна З. периодически заслоняет другую. Кроме того, для небольшого числа близких к нам З. удалось определить радиусы методами обычной и спекл-интерферометрии (см. Размеры звёзд).

С осн. параметрами: массой, радиусом, светимостью - однозначно связаны такие характеристики, как ср. плотность З., поток излучения с единицы поверхности З., ускорение силы тяжести на поверхности З. Из-за того, что З. излучают не как абсолютно чёрное тело, распределение энергии в спектре З. нельзя описать единой для всех интервалов длин волн температурой. Поэтому определяемая по наблюдаемому излучению темп-ра поверхности (фотосферы) З. зависит от конкретного способа её нахождения. К осн. параметрам следует отнести эффективную температуруэ) З., т. е. темп-ру, к-рую имела бы поверхность З., если бы она излучала как абсолютно чёрное тело той же светимости. Поток энергии $\varepsilon$ с единицы поверхности связан с Тэ Стефана - Больцмана законом излучения $\varepsilon = \sigma T_э^4$.

Поэтому, зная светимость и радиус З., легко рассчитать Тэ, и наоборот. С другой стороны, Тэ может быть определена по спектр. классу. Поэтому можно считать, что спектр, классификация З. (для осн. классов) есть классификация по эффективным темп-рам.

Усреднённые характеристики З. осн. спектр, классов приведены в табл. 1. В табл. 2 указаны свойства отдельных, наиболее ярких или близких к нам З.

В табл. 1 и 2 использованы следующие обозначения: Sp - спектральный класс (римские цифры - светимости классы), Mb, - абс. болометрическая звёздная величина, Тэ - эффективная темп-ра; ${\mathfrak M}$, L и R - соответственно масса, светимость и радиус З. в солнечных единицах, tгп - время жизни З. на главной последовательности.

Табл. 1.- Усреднённые характеристики звёзд основных спектральных классов, находящихся на главной последовательности (арабские цифры - десятичные подразделения внутри класса)

Sp Mb ${\mathfrak M}/{\mathfrak M}_\odot$ $L/L_\odot$ $R/R_\odot$ Тэ, К tгп, лет
O5 -10.1 60 790000 14 44000 3*106
B0 -7.1 16 52000 7.4 30000 107
B5 -2.7 7 830 3.9 15400 3*107
A0 +0.3 3 54 2.4 12500 2*108
A5 +1.7 2 14 1.7 8200 6*108
F0 +2.6 1.8 6.5 1.5 7200 2*109
F5 +3.4 1.5 3.2 1.4 6400 3*109
G0 +4.2 1.05 1.5 1.1 6000 5*109
G5 +4.9 0.92 0.8 0.92 5800 1.2*1010
K0 +5.6 0.78 0.4 0.85 5200 1.5*1010
K5 +6.7 0.69 0.15 0.72 4400 2*1010
M0 +7.4 0.51 0.08 0.60 3800 5*1010
M5 +9.6 0.2 0.01