Меню
Главная
Авторизация/Регистрация
 
Главная arrow Физика arrow Концепции современного естествознания

ТЕМА 15 ЖИЗНЬ ЗВЕЗД ВО ВСЕЛЕННОЙ

Основные вопросы: 1. Основные характеристики (параметры) звезд. 2. Диаграмма «спектр-светимость».

Источник энергии звезд. 3. Процесс рождения звезды и ее эволюция в период стабильности. 4. Дальнейшая эволюция звезд. Белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры.

1. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ (ПАРАМЕТРЫ) ЗВЕЗД

Основным объектом Вселенной являются звезды и их скопления — галактики. В настоящее время астрономы лучше представляют себе жизнь звезд, чем жизнь планет: дело в том, что число известных планет составляют единицы, а число звезд измеряется миллиардами, и их наблюдение ведется на разных стадиях эволюции. Разработка теории строения и эволюции звезд явилась одним из крупнейших достижений астрономии второй половины XX в. Рассмотрим основные характеристики звезд.

Химический состав звезд

.

На первый взгляд может показаться, что для определения состава звезды необходимо добыть хотя бы кусочек ее вещества, а так как звезды находятся на огромных расстояниях от нас, то сделать это невозможно. (Любопытно отметить, что так считали некоторые ученые, например известный философ Огюст Конт.) Однако оказывается, что химический состав звезды может быть весьма точно определен по излучаемому ею свету. Этот метод называется спектральным анализом. Каждое вещество, находящееся в газообразном состоянии, светится особым, только ему присущим светом. При разложении света с помощью призмы получается набор цветных линий — линейчатый спектр, причем по спектру можно точно определить состав светящегося газа и даже наличие в нем примесей, составляющих одну стотысячную долю от общего количества.

Методом спектрального анализа был выяснен химический состав звезд и Солнца, он оказался приблизительно одинаковым. Звезды состоят в основном из водорода (80-85%) и гелия (12-18%); они содержат также азот, кислород, углерод, серу, кремний, железо и некоторые другие элементы. Одинаковость химического состава Солнца и звезд подтверждает единство Вселенной, в частности единство ее происхождения.

Спектральный класс звезды определяется температурой ее поверхностных слоев, причем индикатором температуры наружных слоев звезды служит ее цвет. Каждому значению показателя цвета звезды соответствует определенный тип ее спектра. Последовательность спектров звезд, получающуюся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, принято обозначать латинскими буквами: О, В, А, Р, б, К, М. Кроме того, каждый спектральный класс подразделяется на 10 подклассов. Техника измерения цвета звезды (с помощью эталонированных светофильтров) позволяет определить спектр любой наблюдаемой звезды с точностью до подкласса. Самые горячие звезды спектральных классов О и В имеют белый или голубой цвет, их температура 10-12 тыс. К; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого б2), — желтые, их температура 6-7 тыс. К; самые холодные звезды спектральных классов КиМ — красные, температура их поверхностных слоев составляет 3-4 тыс. К.

Светимость звезды — полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени. Светимость звезды проявляется в ее яркости (блеске). Надо иметь в виду, что для наблюдателя яркость звезды зависит не только от ее светимости, но и от расстояния до нее (яркость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния). По своей видимой яркости, или, как говорят в астрономии, величине, звезды характеризуются своими звездными величинами, при этом уменьшение звездной величины на 1 единицу соответствует увеличению ее яркости в 2,5 раза (точнее — в 2,512 раза).

Таким образом, видимая звездная величина звезды есть логарифм ее физической яркости по основанию 2,5. Сравнивая яркость двух звезд и зная величину одной, можно легко найти величину другой. Например, Сириус ярче Полярной звезды в 25 раз, отсюда разность их величин равна ^2,525 = = 3,5. Звездная величина Полярной звезды принята за+2, откуда звездная величина Сириуса: 2 - 3,5 = —1,5.

Возникает вопрос: почему в качестве звездной величины берется не физическая яркость звезды (или пропорциональная ей величина), а ее логарифм? Это связано с психофизическим законом Вебера-Фехнера, согласно которому ощущение пропорционально логарифму раздражения. Выбор в качестве основания логарифма числа 2,5 основан исключительно на соображении удобства: если физическая яркость одной звезды больше другой в 100 раз, то разность из звездных величин составляет ^25100 = 5, т. е. 5 величин. Именно на столько порядков отличается по видимой яркости блеск самой яркой звезды от самой слабой при их наблюдении невооруженным глазом. (Еще великий астроном античности Гиппарх распределил все видимые звезды по их блеску на шесть классов и назвал самые яркие звездами первой величины, следующие за ними — звездами второй величины и т. д.)

Самая яркая по своей видимой яркости звезда — Сириус (ее звездная величина равна-1,5). Солнце имеет звездную величину -26,7.

Мерой светимости звезды может служить ее абсолютная звездная величина, которая соответствует яркости звезды при ее отнесении на стандартное расстояние в 10 парсек (приблизительно в 2 млн раз больше расстояния от Земли до Солнца). С такого расстояния Солнце представлялось бы как еле различимая звездочка 5-й величины.

Масса звезд меняется в достаточно узком диапазоне: имеется сравнительно немного звезд, масса которых отличается от массы Солнца более чем в 10 раз. Вообще, одиночная звезда не может иметь массу, превышающую массу Солнца в 100 раз: в этом случае давление внутри звезды приведет к ее взрыву. В абсолютном значении масса Солнца равна 2Ю33 г и превышает массу Земли приблизительно в 330 тыс. раз (см. тему 14, вопр. 2).

Размеры звезд меняются в очень широких пределах: есть звезды, радиус которых меньше радиуса Земли (так называемые белые карлики), а есть «пузыри», в которых свободно умещается орбита Марса. Так как по своим массам звезды отличаются незначительно, то звезды малых размеров имеют высокую плотность, в то время как плотность «пузырей» ничтожно мала. Средняя плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см3, у «пузырей» она в миллионы раз меньше плотности воздуха, а плотность белых карликов достигает сотен тысяч граммов на кубический сантиметр.

Как астрономы определяют параметры звезд? Для этого используются как прямые измерения (например, определение химического состава звезды по ее спектру), так и связи между параметрами, установленные теоретическим путем. Расстояния до ближайших звезд можно определить так называемым методом параллакса, измеряя угол, который составляют направления на эту звезду с диаметрально противоположных точек земной орбиты. По изменениям зависимости интенсивности излучения звезды от длины волны можно установить ее температуру Т: чем выше температура, тем дальше в область коротких волн сдвигается максимум интенсивности излучения (закон Вина). Далее, зная расстояние до звезды и ее видимую величину, можно найти ее абсолютную звездную величину, которая является мерой светимости Ь. Для определения радиуса звезды используется закон Стефана-Больцмана, согласно которому энергия (?, излучаемая с единицы площади поверхности нагретого тела, пропорциональна четвертой степени температуры тела Т:

где а — некоторая постоянная.

Отсюда полная энергия, излучаемая звездой (т. е. ее светимость), находится по формуле

Сравнивая светимость звезды со светимостью Солнца (для которого БиТ известны) и используя формулу (15.2), находим радиус звезды И.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ ОРИГИНАЛ   След >
 

Популярные страницы