| << О методах изучения звёзд | | Оглавление | | Расстояния до звёзд >> |
ПАРАМЕТРЫ ЗВЁЗД
По наблюдаемому блеску различаются звёзды первой, второй, третьей и т.д. видимой звёздной величины. Эта шкала придумана в Древней Греции во 2 в. до нашей эры Гиппархом. Каждая градация отличается от предыдущей в 2,512 раза, т.е. звёзды первой величины в среднем в два с половиной раза ярче звёзд второй величины, второй - во столько же ярче третьей и т.д. Звёзды на пределе видимости - это звёзды 6-ой звёздной величины. Они ровно в 100 раз слабее звёзд первой звёздной величины (соответствующее уточнение сделано уже после Гиппарха, в последние века). Звёзды, видимые только в телескоп, могут быть 7-ой, 8-ой и т.д. звёздной величины. Предел видимости телескопов середины XX века - звёзды 23-ой звёздной величины. Для точности используются дробные значения видимых звёздных величин. Шкала Гиппарха продолжена и в другую сторону. Так, например, имеются три звезды ярче нулевой величины: Канопус - минус 0,9; Сириус - минус 1,6; Солнце - минус 26,7.
Светимость звёзд измеряется либо в светимостях Солнца (во сколько раз ярче Солнца светит звезда), либо в той звёздной величине, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии в 10 парсеков (в 32,6 светового года). Последний показатель называется абсолютной звёздной величиной (в отличие от видимой звёздной величины). Абсолютную звёздную величину можно определить по видимой звёздной величине и годичному параллаксу. Звёзды очень сильно различаются по светимости. Светимость звезды S Золотой Рыбы в 400000 раз больше, чем у Солнца. Светимость спутника звезды "Вольф 1055" - в 700000 раз меньше солнечной [Дагаев, 1955]. Значит, по светимости, как и по другим показателям, Солнце является заурядной звездой. Среди 14 ближайших к нам звёзд Солнце по светимости уступает только двум из них (Сириусу и Альфе Центавра А), т.е. в окрестностях Солнца преобладают менее яркие звёзды. Светимость звезды можно оценить по её спектру (см. ниже).
В зависимости от температуры поверхности звезда имеет тот или иной цвет, тот или иной спектр. Поэтому по спектру звезды можно определить её температуру. Выяснилось, что наиболее горячие голубовато-белые звёзды имеют температуру до 30000 градусов Цельсия, а наиболее холодные красные - порядка 2500. Есть звёзды (или полузвёзды) холоднее красных, но они не видны глазом. Объекты с температурой порядка 1500 градусов не испускают видимых лучей, но испускают инфракрасные тепловые лучи, из-за чего обнаруживаются по фотографиям [Дагаев, 1955]. Средняя температура поверхности Солнца - 5780 градусов Цельсия.
Диаметры звёзд вычисляются по их светимости и температуре (при той же температуре светимость тем больше, чем больше диаметр). Диаметр красного сверхгиганта S Золотой Рыбы в 1400 раз больше солнечного, а диаметр белого карлика Вольф 447 в 500 раз меньше солнечного и даже в 5 раз меньше земного [Дагаев, 1955]. У некоторых гигантских звёзд недавно в космический телескоп им. Хаббла удалось разглядеть диск [Разглядеть Бетельгейзе "в лицо", 1996]. Измерены размеры диска и у некоторых особенно близких звёзд [Сурдин, 2003б]. Звёзды могут быть практически шарообразными, как наше Солнце, и сильно сплюснутыми из-за быстрого вращения, как Ахернар [Сурдин, 2004а].
По массе звёзды различаются в значительно меньшей степени, чем, например, по светимости и размеру. От массы звезды сильно зависит температура в её центре и ход термоядерных реакций, а, значит, и светимость звезды. Звёзд в 100 раз массивнее Солнца практически нет [Дагаев, 1955], хотя вроде бы есть указания на существование в Нашей Галактике сверхгиганта массой в 200 солнц, а в соседней галактике - массой 2000 солнц [Сурдин, 1999], но на большом расстоянии за один объект можно принять несколько близких [Ю.Н.]. Согласно другой сводке [Масевич, Тутуков, 1988], когда-то было представление, что пульсационно устойчивы звёзды массой не более 60 солнечных, а потом найдена звезда с массой в 150 солнц; а в ядрах галактик и других плотных скоплений, возможно, могут возникать и более массивные звёзды. С нижней границей звёздной массы в теоретическом плане ясности больше. Объекты примерно в 10 раз "легче" Солнца не могут обеспечить температуру, необходимую для ядерных реакций, и потому вряд ли могут считаться звёздами, т.к. почти не светятся своим светом (по крайней мере, в видимом диапазоне) [Дагаев, 1955]. Минимальное значение массы для звезды нормального состава - 0,08 солнечной или 0.07 солнечной (предел Кумара, при котором ещё идут термоядерные реакции, на разных страницах книги В.Г.Сурдина приведены чуть разные значения этого предела), хотя у "коричневых карликов" свечение в инфракрасном диапазоне возможно при массе 0,02-0,04 солнечной за счёт гравитационного сжатия [Сурдин, 1999] или, в случае молодости звезды, даже за счёт "горения" дейтерия в ядре [Сурдин, 2000г, 2001а]. Получается, что масса - это главный параметр звезды, и в природе постоянно формируются звёзды массой от 100 до 0,08 солнечной (или до 0,1-0,2 солнечной с учётом коричневых карликов) [Сурдин, 2001а]. Распределение звёзд в пределах этого интервала довольно равномерное, хотя есть указания, что формирование звёзд в отдельных узких интервалах подавлено. Возможно, это указывает на переходные области между различными механизмами звездообразования [Сурдин, 1999а].
Средняя плотность звезды определяется по её размеру и массе. Преобладающее число звёзд имеют среднюю плотность, близкую к солнечной, но есть звёзды, разреженные в сотни тысяч раз более воздуха (красные сверхгиганты) и сжатые в миллиарды раз плотнее воды (белые карлики). Спичечный коробок вещества белого карлика Вольф 457 весил бы на Земле 40000 тонн [Дагаев, 1955]. Получается, что по плотности, как и по размеру, звёзды различаются очень сильно.
Самостоятельными параметрами звезды, наряду с массой, являются также начальный химический состав и возраст. Что же касается абсолютной звёздной величины (светимости), температуры, диаметра и плотности, то эти параметры у одиночных звёзд производны от трёх названных.
В химическом отношении звёзды различаются, прежде всего, содержанием тяжёлых элементов, т.е. более тяжёлых, чем гелий, так как водород преобладает всегда, а доля гелия трудно поддаётся измерению. Это различие выражают через логарифмы обилия содержания тяжёлых элементов по отношению к их содержанию на Солнце и называют металличностью. На Солнце на 1000 атомов водорода приходится примерно 100 атомов гелия и 2-3 атома более тяжёлых элементов. В Нашей Галактике металличность возрастает к её центру и к её плоскости, т.е., где звёзд больше, там их металличность выше, т.к. энергичней идут процессы "звёздной жизни", сопровождающиеся синтезом тяжёлых элементов. Углерод, азот, кислород, железо могут синтезироваться в процессе термоядерного "горения" звёзд, а более тяжёлые элементы образуются лишь при взрывах сверхновых. Но в межзвёздную среду и те, и другие элементы поступают, в основном, при взрывах сверхновых. На этом основано деление звёзд на звёзды первого и второго поколения. Звёзды первого поколения возникли из первичного вещества, образовавшегося при Большом взрыве, т.е. из водорода и гелия [Сурдин, 1999] с ничтожной примесью изотопов лития, бериллия и бора [Клочкова, Панчук, 2002]. Поэтому в них почти нет примеси тяжёлых элементов, хотя чуть-чуть таких элементов имеется всегда (в 100-200 раз меньше, чем на Солнце), что является одной из загадок космологии (перенос кометами и т.п. телами? - Ю.Н.). Звёзды второго поколения значительно металличней. Говоря о химическом составе звёзд, нужно также помнить, что элементы группы кислорода (C, N, O) являются катализаторами ядерных реакций, а элементы группы железа контролируют прозрачность звёздных атмосфер и, следовательно, светимость [Сурдин, 1999].
Спектральная характеристика звезды определяется её химическим составом и температурой, но не столько этими параметрами для всей звезды, сколько для её атмосферы. Современная спектральная классификация звёзд, разработанная в Йерксской обсерватории (после Гарвардской системы звёздных классов в 1885 г.), рассматривает два комплекса параметров - преобладание в спектре тех или иных линий, а также ширину этих линий. По наличию тех или иных линий в спектре можно судить о температуре и химическом составе звёздной атмосферы. По ширине линий - об электронном давлении в атмосфере, увеличение которого расширяет спектральные линии. Электронное давление связано с радиусом звезды и при фиксированной температуре характеризует её светимость, т.е. второй спектральный параметр - это класс светимости [Масевич, Тутуков, 1988]. По температуре поверхности различаются звёзды голубые (класс O), бело-голубые (класс B), белые (класс A), желтовато-белые (класс F), жёлтые (класс G), оранжевые (класс K) и красные (класс M). Для голубых звёзд характерны линии ионизованных гелия, азота, углерода, кислорода и кремния. Для бело-голубых - линии нейтральных гелия и водорода, ионизованных азота, углерода, кислорода и кремния. Для белых - линии водорода, которые доминируют над остальными линиями. Для бело-жёлтых - линии многих металлов и линии водорода. Для жёлтых - те же, но линии водорода ослаблены. Для оранжевых - линии кальция, железа, титана. Для красных - линии молекулярных полос оксида титана. У температурных классов G, K и M имеются разновидности - классы R, N и S. R-звёзды характеризуются интенсивными полосами поглощения молекулярного углерода и циана (CN). N-звёзды - такими же линиями, но ещё сильнее выраженными (это углеродные звёзды). S-звёзды - полосами поглощения оксидов циркония, иттрия и лантана. Что касается второго параметра - класса светимости, определяемого по ширине линий, - то в этом отношении различаются сверхгиганты (класс I, разбитый теперь ещё на несколько классов), яркие гиганты (класс II), слабые гиганты (класс III), субгиганты (класс IV), звёзды главной последовательности (класс V), субкарлики (класс VI, теперь сближается с предыдущим классом) и вырожденные белые карлики (класс VII). До недавнего времени рассматривались также бело-голубые карлики (класс VIII), но теперь они сближаются с белыми карликами. Особый спектральный класс составляют звёзды Вольфа-Райе (класс WR), отличающиеся особенно большой яркостью. Есть и другие категории звёзд. К их рассмотрению мы ещё вернёмся в главе о классификации звёзд.
Возраст звёзд подробно рассматривается ниже, а сейчас можно только напомнить читателю, что чем массивней звезда, тем быстрее она "прогорает". Поэтому все массивные и яркие звёзды относительно молоды и принадлежат ко второму звёздному поколению (возникли из вещества взорвавшихся звёзд первого поколения). Звёзды малой массы могут быть как молодыми, так и старыми, в т.ч. принадлежать к первому звёздному поколению. Потенциально возможный срок жизни маломассивных звёзд во много раз превышает возраст Наблюдаемой Вселенной. Мы ещё не увидели их состарившимися.
Ещё одним параметром (относительно самостоятельным) является скорость вращения звёзд вокруг своей оси. Особенно быстрое вращение (100-500 км/с) встречается только у молодых горячих звёзд главной последовательности (спектральные классы O, B, A и ранние F - см. ниже). У более поздних звёзд (более поздних, чем F5) скорость вращения не превосходит 20 км/с. Вращение звёзд притормаживается за счёт их магнитного поля (см. ниже). Но многочисленны также случаи, когда более старые звёзды вращаются быстрее молодых. У таких звёзд имеются звёзды-спутники, причём очень близкие спутники, и быстрому вращению способствует выпадение на главную звезду вещества, перетянутого со спутника [Масевич, Тутуков, 1988]. [Понятия "ранние" и "поздние" спектральные классы не относятся к возрасту, они сохранились по историческим причинам - прим. А.В.].
Наличие близкого массивного спутника может влиять и на другие параметры звезды.
| << О методах изучения звёзд | | Оглавление | | Расстояния до звёзд >> |
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - звездообразование
Публикации со словами: звезды - звездообразование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
