Строение звезд

Введение
Глава 1. Происхождение и эволюция звезд
Глава 2. Классификации и строение звезд
2.1. Внутреннее строение звезд
Заключение
Список литература

Строение звезд

lg L = 0,4(Ma -M),
где: L - светимость звезды,
M - ее абсолютная звездная величина, а
Мa - абсолютная звездная величина Солнца.
Еще одна важная характеристика звезды - ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд. Также обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды: светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, можно по светимости определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений.
Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.
Существует детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). Классы обозначены буквами, подклассы - цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит так:
О - B - A - F - G - K – M
Среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S).
Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны: О и В - голубоватые звезды, А - белые, F и G - желтые, К - оранжевые, М - красные.
Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. I - сверхгиганты, II-III - гиганты, IV - субгиганты, V - карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядит как А0V, Бетельгейзе - М2I, Сириуса - А1V.
Все сказанное выше относится к нормальным звездам. Однако существует множество нестандартных звезд с необычными спектрами. Прежде всего это эмиссионные звезды. Для их спектров характерны не только темные (абсорбционные) линии, но и светлые линии излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в спектре таких линий обозначается буквой “е” после спектрального класса. Так, есть звезды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звезды, спектры которых состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды, которые почти всю свою энергию излучают в невидимой инфракрасной области спектра.
Переменные звезды - это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT Per, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные.
Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.
Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.
Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды d Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. d Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью6.
Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики.
Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на цефеидные.
Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.
Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд - от нескольких часов до десятков лет.
Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый - это переменные звезды типа Алголя (b Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости компонентов.
Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа b Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.
Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.
В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие полосы наряду с темными линиями и даже без них.
Звезды, которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа-Райе - по имени двух французских ученых, обнаруживших и описавших их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.
Звезды этого класса - самые горячие среди всех известных. Их температура - 40-100 тысяч градусов.
Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые окружали эти звезды.
Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.
Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе не может просуществовать дольше, чем 104-105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы, звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.
Большинство звезд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд - затменно-двойные. Звезды, истекающие газом, хоть и редко встречаются, но обогатили представление о звездах вообще.
Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые звезды относят либо к “быстрым”, либо к “медленным”.
Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.
Все новые - двойные звезды. При этом пара состоит всегда из белого карлика и нормальной звезды. Так как звезды очень близки друг к другу, то возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого карлика. Существует гипотеза вспышек новых. Вспышка происходит в результате резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности белого карлика. Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды. Термоядерное “горючее” накапливается и взрывается после достижения некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между ними от 10000 до 1000000 лет.
Ближайшие родственники новых звезд - карликовые новые звезды. Их вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые в спокойном состоянии не отличаются друг от друга. И до сих пор не известно, какие физические причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих звезд.
Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет). Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами (Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой. После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.
До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным.
Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.
Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные расстояния. Это оптические двойные звезды.
Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.
Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические двойные.
Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.
Спектрально-двойные звезды - звезды, двойственность которых обнаруживается лишь при исследовании их спектров.
Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд. Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется массой и возрастом этих образований.