СОДЕРЖАНИЕ 1. Общие сведения о звездах и изучения звезд. 2. Параметры звезд. 3. Массы звезд. 4. Светимости звезд и расстояние до них. 5. Температуры и спектральные классы звезд. 6. Радиусы звезд. 7. Вращение звезд. 8. Внутреннее строение звезд. 9. Источники звездной энергии и эволюция звезд. 10. Двойные звезды 11.
Переменные звезды. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЗДАХ И ИЗУЧЕНИЯ ЗВЗД Звзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалнных газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле от Солнца до Земли свет идт 813 мин, а от ближайшей звезды Центавра – 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от
Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски в отличие от планет. Число звзд, видимых невооружнным глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звзд. Изучение звзд было вызвано потребностями материальной жизни общества необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени.
Уже в глубокой древности звздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времн Аристотеля IV в. до н. э. в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано
Бруно учил, что звзды это далкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономом И. Фабрициусом была открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийским учным Дж. Риччоли первая двойная звезда. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трх звзд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учный М. В. Ломоносов, немецкий учный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеи о той звздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трх близких звзд. В 60-х гг. 19 в. для изучения звзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией.
Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звздах. В начале 20 в особенно после 1920, произошл переворот в научных представлениях о звздах. Их начали рассматривать как физические тела стали изучаться структура звезды, условия равновесия их
вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчты источников энергии и внутреннего строения звезды наиболее важные результаты были получены немецкими учными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учными А. Эддингтоном, Э. Милном,
Дж. Джинсом, американскими учными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учным С. А. Жевакиным. В середине 20 в. исследования звзд приобрели ещ большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин американские учные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учный Ф. Хойл, японский учный С. Хаяси и другие. Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звзд советские учные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учный С. Чандрасекар и в исследованиях структуры и динамики звздных систем голландский учный Я. Оорт, советские учные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и другие. ПАРАМЕТРЫ ЗВЗД 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 звздная величина т. е. звздная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек показатель цвета разность звздных величин, определнных в двух разных спектральных областях. Звздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звзды в миллионы раз больше по объму и ярче
Солнца звзды-гиганты в то же время имеется множество звзд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу звзды-карлики. Разнообразны и светимости звзд так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звзд в сотни тысяч
раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. У некоторых типов звзд блеск периодически изменяется такие звзды называются переменными звздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от не отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается до небольших размеров. Ещ большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звзд. Изучение спектров звзд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звзд, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле. В звзде преобладают водород около 70 по весу и гелий около 25 остальные элементы среди них наиболее
обильны кислород, азот, железо, углерод, неон встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звздной энергии. Солнце по всем признакам является рядовой звздой.
Имеются все основания предполагать, что многие звзды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещ не удатся непосредственно увидеть такие спутники звзд даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном
А. Н. Дейч и другие установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу звзд. Наша планетная система не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие звзды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения. Звзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс такие звзды называются двойными
звздами. Встречаются также тройные и кратные системы звзд. Взаимное расположение звзд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звзды образуют в пространстве огромные звздные системы – галактики. В состав нашей Галактики к которой принадлежит Солнце входит более 100 млрд. звзд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звзды группируются в звздные скопления, звздные ассоциации и другие образования. Звзды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звздная астрономия, рассматривающая звзды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в звздах, их излучение, строение, эволюция. МАССЫ ЗВЗД Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных звзд на основе изучения
их орбит. У спектрально-двойных звзд измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции максимальной скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных звздах. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е.
если е орбита видна с ребра и компоненты звезды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных звзд показывает, что между массами и светимостями звзд главной последовательности существует статистическая зависимость. Эта зависимость, распространнная и на одиночные звзд, позволяет косвенно, определяя светимости звзд, оценивать и их массы. СВЕТИМОСТИ ЗВЗД И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ Основной метод определения расстояний до звезды состоит в измерении
их видимых смещений на фоне более далких звезд, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению параллаксу, величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам. Зная расстояние до звезды и е видимую звздную величину m, можно найти абсолютную звздную величину М по формуле М m 5-5 lg r, где r расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звздные величины для звезды тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звздные величины отдельных звезд этих же классов, можно определить расстояния и до удалнных звезды, для которых параллактические смещения неощутимы. Абсолютные звздные величины некоторых типов переменных звзд например, цефеид можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.
Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца вместе с Землй в пространстве и зависящим, от удалнности звезды. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных звезд, определяют расстояние сразу до большой группы их статистические или групповые параллаксы.
ТЕМПЕРАТУРЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЗД Распределение энергии в спектрах раскалнных тел неодинаково в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим
установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием е обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звзд С, а от класса К побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью е фотосферы, а следовательно, и размерами звезды плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров. Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра – ультрафиолетовую и инфракрасную.
Абсолютная звздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды. РАДИУСЫ ЗВЗД Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле L4pR2sT4ef основанной на Стефана Больцмана законе излучения s – постоянная Стефана.
Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты. ВРАЩЕНИЕ ЗВЗД Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью.
В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями на экваторе 100-200 кмс. Скорости вращения более холодных звезд значительно меньше несколько кмс. Уменьшение скорости вращения звезды связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему е газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях звезды.
Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЗВЗД Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение звезды изучается путм построения теоретических звздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре,
находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах звезд, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды во всех е элементарных объмах практически
не меняется со временем, т. е. количество энергии, уходящей из каждого такого объма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или другими источниками. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчтах звздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезды существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе звезды и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом.
Эти кванты поглощаются в других частях звезды и снова излучаются по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд.
Однако в некоторых частях звезды существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объма. Химический состав вещества недр звезд на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений.
С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звздных недр и внутреннее строение звезды меняется. ИСТОЧНИКИ ЗВЗДНОЙ ЭНЕРГИИ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЗД Основным источником энергии звезды являются термоядерные реакции, при которых из лгких ядер образуются более тяжлые чаще всего это – превращение водорода в гелий. В звезде с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путм соединения двух протонов в ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп He3 путм захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4 и два протона. В более массивных звездах преобладает углеродно-азотная циклическая реакция углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез
ядра гелия из четырх ядер водорода с выделением энергии ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии
служит гравитационное сжатие звезды. У массивных звезд ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и звезда превращается в нейтронную состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные звезды. Нейтронные звезды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты называются пульсарами. При ещ больших массах происходит коллапс – неограниченное
падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000 кмс. При этом звезда превращается в сверхновую звезду, е излучение увеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает. ДВОЙНЫЕ ЗВЗДЫ Большая часть звезд входит в состав двойных или кратных звздных систем. Если компоненты двойных звезд расположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Это визуально-двойные звезды. Иногда один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой звезды. Чаще же всего двойные звезды распознаются по периодическому расщеплению линий в спектре спектрально-двойные звезды или по характерным изменениям блеска затменно-двойные звезды. Большая часть двойных звезд образует тесные пары.
На эволюцию компонентов таких звезд существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения. Если один из компонентов звезды вздувается в процессе эволюции, то при некоторых условиях из точки е поверхности, обращенной к другому компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и частично попадает на него. В результате первый компонент может потерять большую часть массы и превратиться в субгиганта или даже
в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивает светимость. Поскольку эта масса может включать газ не только из атмосферы, но и из глубоких слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной звезде могут наблюдаться аномалии химического состава. Однако эти аномалии касаются только лгких элементов, т.к. тяжлые элементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых звезд, когда выделяется много нейтронов, которые захватываются
ядрами атомов и увеличивают их вес. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЗДЫ Блеск многих звезд непостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом такие звезды называются переменными звздами. Звезды, у которых изменения блеска связаны с физическими процессами, происходящими в них самих, представляют собой физические переменные звезды в отличие от оптических переменных звезд, к числу которых относятся затменно-двойные звезды. Периодическая и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями звезд, а иногда с крупномасштабной конвекцией. Звездам как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры звезды, связанной с эволюционными изменениями. Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их в период максимального сжатия звезде необходимо получить тепловую энергию, которая уйдт наружу в
период расширения. Согласно современным теориям, пульсации у многих типов переменных звезд объясняются тем, что при сжатии звезд увеличивается коэффициент поглощения это задерживает общий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение звезды, наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения параметров звезды отличными от правильной синусоиды.
Основная стоячая волна колебания часто находится в глубине звезды, а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазы изменений блеска, скорости и других параметров. Некоторые виды переменных звезд испытывают вспышки, при которых блеск возрастает на 10-15 звздных величин. Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большими скоростями до 1000-2000 кмс у новых звезд, что приводит к выбросу оболочки. После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50-100
суток. В это время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. кмс. Все эти звезды оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из которых или оба обычно являются горячими звздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новыми звездами, по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле звезд. Быстрая неправильная переменность звезд. типа Т Тельца, UV Кита и некоторых других типов молодых сжимающихся звезд связана с мощными конвективными движениями в этих звездах, выносящими на поверхность горячий газ. К переменным звездам можно отнести и сверхновые звезды. В Галактике известно свыше 30 000 переменных звезд.