Обычные звезды

Обычные звезды

Обычные звезды

1. Расстояния до звезд. Как уже было сказано, прямые измерения расстояния до того или иного звезды можно проводить, определяя годовой параллакс е - угол, под которым из зари бы виден радиус земной орбиты. В целом эта операция сводится к фотографированию зрение с помощью телескопа через каждые 6 месяцев, т.е. с двух противоположных точек земной орбиты. На фотографиях близка заря несколько изменит свое положение на фоне других, более далеких звезд. Если это перемещение достаточное для измерения, то можно вычислить соответствующий угол, а следовательно, и расстояние до звезды Зная расстояние до звезды, ее видимую звездную величину и используя формулы, можно вычислить два других ее параметров: абсолютную звездную величину M и светимость L.

 

С середины XIX в. к концу XX в. были определены параллаксы более 100 000 объектов, то есть установлено характеристики каждой миллионной звезды из всех, населяющих нашу Галактику. На основе метода летнего параллакса астрономы разработали около десяти других методов определения расстояний, а следовательно, и основных физических параметров зрение. Среди них - широко употребительных метод типичного представителя, суть которого в следующем.
Если для объекта с определенным набором характеристик (температура Т, цвет, масса M и т.п.) мы знаем расстояние r и его видимую звездную величину m, то определив его абсолютную звездную величину M и светимость L, считаем в дальнейшем «стандартом». Исследуя окружающий звездный мир, обнаруживаем в нем объект с таким же набором характеристик (Т, M и т.д.). Принимая, что оба объекта имеют одинаковую абсолютную звездную величину М, и определив видимую величину m исследуемого объекта, по формуле находим расстояние до него.
2. Светимости, радиусы и температуры звезд. Исследования многих тысяч объектов звездного неба привели к выводу, что по своей светимости звезды существенно отличаются между собой. Одни из них имеют светимости в сотни, тысячи или даже миллионы раз больше светимости Солнца, а другие, наоборот, в сотни, тысячи и даже сотни тысяч раз меньше нее. Наибольшую светимость в Галактике должно заря HD93129А из комплекса в созвездии Киля - она ??светится миллиона наших Солнц. Кроме того, светимость ближайшей к Солнцу звезды Проксимы Кентавра составляет лишь O, OOOO56L0. Только 18 000 таких прокси, вместе взятых, будут светить как наше Солнце.
Как оказывается, в Галактике звезд с малыми и очень малыми светимости в десятки раз больше, чем таких, как Солнце, и в тысячи раз больше, чем мощных зрение, светимости которых превышают солнечную. Из 40 ближайших к нам звезд лишь три имеют светимость превышающую солнечную.
То же самое можно сказать и о размерах зрение. Есть звезды-гиганты и сверхгиганты, радиусы которых в сотни и тысячи раз превосходят солнечные. И наоборот, есть звезды-карлики, радиусы которых в десятки и сотни раз меньше Я. А радиусы нейтронных звезд составляют лишь 10-30 км.
Температура большинства зрение находится в пределах от 2 500 К до ЗО 000 К, хотя известны и такие звезды, для которых она меньше или больше указанных пределов.
3. Спектры и спектральная классификация  галактик и звезд. Уже при первом знакомстве с звездным небом привлекает внимание различие зрение по их цветами. Гораздо сильнее это различие проявляется при рассматривании спектров. Как правило, звезды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения, но в спектрах некоторых звезд видно и яркие линии излучения.
Важнейшие отличия спектров зрение заключаются в количестве и интенсивности спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре. Как оказалось, среди сотен тысяч звезд трудно найти хотя бы две, спектры которых были бы одинаковыми. И все же, если пренебрегать мелкими различиями, эти спектры можно разделить на несколько спектральных классов. Общеупотребительной является Гарвардская классификация, созданная в Гарвардском университете в США. Спектральные классы в этой классификации обозначены буквами латинского алфавита Причем внутри каждого класса введено деление на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, цифры относятся после буквы (например, АО, Al ..., А9, F0 ...). Так образуется плавная последовательность подклассов.
Классы О, В, А названо горячими, или ранними, классы Fil-солнечными, К, M - холодными или поздними.
Для запоминания последовательности спектральных классов придумано несколько шутливых фраз, как вот на английском языке: «Oh Be A Fine Girl Kiss Me», или украинское: «Оба Фазаны Желтым Цветом мазаны Строкой Надутые Сидят».
Основным критерием спектральной классификации является интенсивность атомных спектральных линий и молекулярных полос.
Физическое обоснование спектральной классификации заключается в том, что она фактически является температурной классификацией. То есть внешний вид спектра зависит от температуры на поверхности звезды, и при переходе от поздних спектральных классов к ранним температуры увеличиваются.
Вместе спектральная последовательность является и последовательностью цвета, ведь разный цвет зрение также зависит от температуры. При разных температурах максимум интенсивности непрерывного спектра приходится на различные его участки. Если максимум излучения звезды находится в красной части спектра, то ее цвет будет красным, если в голубой - голубым. А если звезда излучает с одинаковой интенсивностью весь непрерывный спектр, то ее цвет будет белым. Поэтому даже без фотометрических измерений, только по внешнему виду спектрограммы звезды, как говорится, «на глазок», можно оценить ее температуру.
4. Диаграмма спектр-светимость. Датский астроном Э. Герц-шпрунг и несколько позже американский астрофизик Г. Рессел в 1905-1913 pp. обнаружили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд.
Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывают спектральный класс, а по второй - абсолютную звездную величину. Такой график названо диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга-Рессела (ГР). Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость, а вместо спектральных классов - температуру.
Как оказалось, звезды не заполняют поле диаграммы равномерно, а образуют на ней несколько последовательностей. Около 90% зрение из окрестностей Солнца сосредоточены вдоль узкой полосы, которая пересекает поле диаграммы от ее левого верхнего угла до правого нижнего. Эта полоса называется главной последовательностью.
В правом нижнем углу находятся звезды поздних спектральных классов К, M с малой светимостью - красные карлики.
В левом верхнем углу находятся звезды ранних спектральных классов О, В-голубые гиганты.
Над главной последовательностью располагается группа гигантов поздних классов GM с большой светимостью. их типичный представитель - заря р Близнецов (Поллукс).
В верхнем правом углу находятся сверхгиганты. их типичный представитель - звезда а Ориона (Бетельгейзе).
На 1 000 звезд главной последовательности приходится один гигант, а на 1 000 гигантов - один сверхгигант.
Параллельно главной последовательности, но несколько ниже нее, расположена последовательность субкарликов. От звезд главной последовательности они отличаются значительно меньшим содержанием металлов. Обратим внимание на интересное обстоятельство: звезды одинакового спектрального класса, и следовательно и температуры, на диаграмме ГР располагаются в разных ее точках. Есть звезды класса М, которые находятся на диаграмме высоко, то есть имеют большие массы, и есть звезды того же класса, но расположенные в самом низу главной пскугидовности, т.е. имеют маленькие массы. Первые из них относятся к сверхгигантов, а вторые в карликов.
Каким же образом можно отличить первые от вторых, если они имеют одинаковую температуру поверхности и похожие спектры? Принадлежность звезды к гигантов или карликов определяется по внешнему виду одних и тех же спектральных линий, ведь у гигантов и карликов они несколько отличаются по интенсивности и ширине. Сравнивая интенсивности линий определенных элементов, достаточно просто выявить, какая эта звезда - карлик или гигант.
С помощью диаграммы ГР можно определять расстояния до звезд, ведь звезды одинаковых спектральных классов, расположенные в одинаковых участках диаграммы, имеют одинаковые светимости и абсолютные звездные величины. Если мы имеем спектр звезды, то на диаграмме ГР узнаем о ее светимость L и абсолютную звездную величину M. А дальше, используя соотношение, вычислим расстояние до нее. Такой метод определения расстояний называется методом спектральных параллаксов. Он позволяет определить расстояния практически до всех звезд, спектры которых известны. Поскольку можно получить спектры очень далеких звезд, метод спектральных параллаксов оказывается действенным для значительной части Галактики и для ярких звезд, которые можно наблюдать в других галактиках.

5. Модели зрение. О внутреннем строении звезд можно узнать только путем расчетов и последующим сравнением их с наблюдательными данными. Если для любой звезды известны масса и радиус, то можно получить представление о физических условиях в ее недрах тем же путем, как это было сделано для Солнца. Выяснилось, что при перемещении вверх вдоль главной последовательности радиусы и температуры в недрах звезд растут. В зависимости от того изменяется и характер термоядерных реакций в их недрах.
В звездах поздних спектральных классов G, К, M, как и в Солнце, выделение ядерной энергии происходит вследствие реакции протон-протонного цикла. В горячих звездах ранних спектральных классов О, В, А температура в недрах которых выше и составляет десятки миллионов К, главную роль в
превращении водорода в гелий играет углеродно-азотный цикл, что дает гораздо больше энергии. Этим и объясняется их большая светимость.
Таким образом, следует ожидать, что звезды на разных участках диаграммы ГР, имеют разное строение, что подтверждается расчетами.
Согласно расчетам в звездах верхней части главной последовательности вследствие очень интенсивного выделения энергии излучения не способно вынести из недр всю энергию, которая образовалась. А потому в звездах, масса которых составляет более 1,2 М, энергию переносит самое вещество, которое начинает перемешиваться в центральных районах. В отличие от Солнца, где существует лучистое ядро, в таких звездах возникает центральная конвективная зона, размеры которой составляют около четверти ее радиуса. Слои, окружающие центральную конвективную зону, вплоть до фотосферы, находятся в состоянии лучистой равновесия, как это имеет место на Солнце в соответствующей зоне.
Звезды нижней части главной последовательности по своему строению подобны Солнцу, т.е. имеют лучистое ядро, зону лучистой равновесия и конвективную зону. Чем холоднее звезда, то протяжниша у нее конвективная зона.
Крайне неоднородную структуру имеют красные гиганты. С выгоранием водорода в центральных зонах заре область энерговыделения постепенно смещается на периферию. Вследствие этого образуется тонкий слой, где только и может происходить водородная реакция. Этот слой делит звезду на две существенно разные части: внутреннюю («гелиевое ядро»), где реакции не происходят по причине отсутствия водорода, и внешнюю мощную конвективную зону, где водород есть, но реакции не происходят за низкой температуры.