Рисунок 128 — Диаграмма «спектр — светимость» с указанием классов светимости
1. Диаграмма «спектр-светимость. Существует зависимость между основными физическими характеристиками звёзд. На основе наблюдений определяются спектральные классы звёзд, а по известному расстоянию — абсолютные звёздные величины, или светимости звёзд.
В начале ХХ в. независимо друг от друга датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астрофизик Генри Рессел установили связь между этими характеристиками. Данную зависимость можно представить в виде диаграммы: по горизонтальной оси откладывается спектральный класс (или температура) звёзд, а по вертикальной — их светимость (в абсолютных величинах). Каждой звезде соответствует точка на этой диаграмме. Такая диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела или диаграммой «спектр — светимость».
Звёзды на диаграмме не распределяются случайным образом по всей её площади, а образуют несколько групп, называемых последовательностями.
Большинство звёзд на диаграмме лежат в пределах чётко выраженной диагональной полосы, простирающейся от левого верхнего до правого нижнего угла, которая называется главной последовательностью.
В левой верхней части главной последовательности находятся массивные горячие звёзды спектрального класса О, которые в десятки тысяч раз превышают по светимости Солнце. Такие звёзды называют горячими сверхгигантами. По мере уменьшения температуры светимость звёзд падает. Затем полоса главной последовательности проходит через область, где находятся похожие на Солнце звёзды класса G. И наконец, главная последовательность опускается к нижней правой части диаграммы. Здесь находятся звёзды класса М и L с малой массой и относительно низкой температурой. Эти звёзды называют красными и коричневыми карликами.
К звёздам главной последовательности относятся хорошо известные звёзды — Сириус (а Большого Пса), Вега (а Лиры), наше Солнце. Звёзды с относительно низкой температурой фотосферы (3-5•103 К) и светимостью в 100—1000 раз большей светимости Солнца образуют последовательность красных гигантов. К данной последовательности относятся, например, Арктур (а Волопаса), Альдебаран (a Тельца).
В верхней части диаграммы «спектр — светимость» располагается последовательность сверхгигантов (рис. 128). Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца. К сверхгигантам причисляют звезду Бетельгейзе (а Ориона).
В левой нижней части диаграммы расположены горячие звёзды слабой светимости — последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца. Поэтому средняя плотность белых карликов превышает плотность земных пород в сто тысяч раз. С другой стороны, средняя плотность звёзд- сверхгигантов очень низкая — в тысячи раз меньше плотности земной атмосферы. Плотность вещества в атмосфере звезды влияет на ширину спектральных линий. Поэтому, например, у красных карликов спектральные линии шире, чем у гигантов и сверхгигантов. Значит, по виду спектральных линий определяется, к какой последовательности принадлежит звезда (главная, карлики, гиганты).
По последовательности оценивается абсолютная звёздная величина, а затем и расстояние (см. формулу 6, § 22). Этот метод определения расстояний называется методом спектральных параллаксов.
Наиболее многочисленными звёздами являются красные карлики: на 10 млн красных карликов приходится около 1 млн белых карликов, примерно 1000 гигантов и только 1 сверхгигант.
В Йеркской обсерватории разработана двумерная спектральная классификация, в которой каждый спектр звезды учитывает особенности спектральных линий и светимость звёзд (см. рис. 128). Эта классификация разделяет все звёзды на несколько классов светимости (от I до VII).
Ia-0 — самые яркие сверхгиганты;
Ia — яркие сверхгиганты;
Iab — средние сверхгиганты;
Ib — слабые сверхгиганты;
II — яркие гиганты;
III — слабые гиганты;
IV — субгиганты;
V — главная последовательность;
VI — субкарлики;
VII — белые карлики.
Рисунок 129 — Образование звёзд из газопылевого облака
Рождение звезды
2. Рождение звёзд. Процесс звездообразования идёт в Галактике непрерывно — с момента её возникновения. Подтверждением рождения звёзд в настоящее время является существование массивных горячих звёзд классов О и В, время жизни которых не превосходит 10 млн лет. Продолжительность жизни звёзд составляет от миллионов до десятков миллиардов лет. Это время слишком велико, чтобы проследить жизненный путь звёзд, или их эволюцию. Поэтому основным методом исследования эволюции звёзд служит построение моделей внутреннего строения звёзд.
Внутреннее строение звёзд
При построении модели задают начальные условия физического состояния газа: химический состав, давление (плотность), температуру, массу. Затем на основании физических законов (газовых законов, закона тяготения) рассчитывают изменения этих параметров с течением времени.
По современным представлениям звёзды образуются в результате сжатия (гравитационной конденсации) вещества межзвёздной среды (рис. 129, 1). Звёзды рождаются группами из гигантских газопылевых комплексов размерами до 100 пк и массой в десятки, а иногда и сотни тысяч солнечных масс. Газ в этих комплексах находится в молекулярном состоянии с температурой около 10 К.
Под действием гравитационных сил комплекс сжимается, плотность его растёт, и он распадается на отдельные сгустки, или газопылевые облака (рис. 129, 2).
В газопылевом облаке случайно или под действием внешних причин возникают гравитационнонеустойчивые фрагменты, которые продолжают сжиматься. Внешними причинами, стимулирующими звездообразование, могут служить столкновения молекулярных облаков; звёздный ветер от молодых горячих звёзд; ударные волны, порождённые вспышками сверхновых звёзд. Если масса фрагмента достаточно велика, то происходит дальнейший распад на отдельные фрагменты-сгустки (рис. 129, 3).
Фрагменты звёздной массы, сжимающиеся под действием собственного тяготения, называют протозвёздами. При гравитационном сжатии газ в протозвезде разогревается, и она начинает излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Вещество, окружающее ядро протозвезды, падает на него, увеличивая его массу и температуру. Когда давление, создаваемое излучением звезды, становится достаточно большим, падение вещества прекращается. Давление излучения ограничивает массу будущих звёзд величиной в несколько десятков масс Солнца. Длительность стадии сжатия зависит от массы протозвезды: при массе меньше солнечной — сотни миллионов лет, при большей — сотни тысяч лет.
Вращение протозвёзд играет важную роль в их дальнейшей эволюции. Часто у вращающейся протозвезды образуется вокруг центрального сгущения протяжённый газопылевой диск, из которого потом образуется планетная система. Формирующаяся звезда в конце стадии сжатия имеет значительные размеры при ещё относительно низкой температуре поверхности. Сжатие протозвезды прекращается, когда температура в центре ядра достигнет нескольких миллионов градусов, тогда включаются термоядерные источники энергии, реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды. Теперь температура и плотность внутренних слоев становятся такими, что сила их упругости может противодействовать весу наружных слоёв. После начала водородных реакций и установления равновесного состояния звезда попадает на главную последовательность диаграммы «спектр- светимость». Новорождённые звёзды появляются на главной последовательности по всей её длине (в зависимости от их массы).
Рисунок 130 — Эволюция звёзд различной массы
Эволюционные перемещения (видео с модели “Открытая астрономия”)
3. Эволюционные перемещения. От массы в первую очередь зависит, какую температуру будет иметь ядро звезды в момент установления устойчивого равновесия. Чем больше масса сжимающегося газопылевого комплекса, затем протозвезды и наконец звезды, тем больший вес вышележащих слоёв приходится выдерживать её ядру. Поэтому нужна более высокая температура, чтобы газовое давление могло противостоять этому весу. Самые массивные звёзды (размером в 30—50 масс Солнца) порождают наиболее горячие звёзды класса О. Температура центральных областей таких звёзд составляет 30—35 млн градусов. Большую часть времени звезда находится на главной последовательности. Но так как запасы водорода пропорциональны массе, а расход энергии (светимость) пропорционален четвёртой степени массы, то водород в массивных звёздах выгорает быстрее. Время пребывания звезды на главной последовательности определяется простой зависимостью
где М — масса звезды в массах Солнца.
По приведённой выше формуле можно подсчитать, что Солнце исчерпает свой запас водородного топлива примерно за 10 млрд лет (таким образом, Солнце, возраст которого по оценкам учёных составляет около 5 млрд лет, «прожило» на главной последовательности лишь половину своей жизни). Звёзды с массами, равными 10 массам Солнца, исчерпают его всего за 10 млн лет, слабо излучающие красные карлики массой около 0,5 массы Солнца — за 80 млрд лет. Горячих молодых звёзд-гигантов наблюдается меньше из-за малого времени существования. Поэтому наиболее заполнена правая нижняя часть главной последовательности диаграммы «спектр — светимость»
Эволюция Солнца в Белый карлик
После выгорания водорода в недрах звезды образуется горячее гелиевое ядро. Дальнейшая эволюция звезды зависит от массы этого ядра. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то под действием гравитационного сжатия гелиевое ядро снова разогревается (температура повышается до 100 млн градусов). Внешние слои звезды при этом расширяются и охлаждаются. Звезда словно разбухает. Светимость её возрастает, а температура падает. Звезда сходит с главной последовательности и в зависимости от массы становится красным гигантом (рис. 130) или сверхгигантом.
Разрастающаяся атмосфера звезды постепенно удаляется от ядра, образуя планетарную туманность. Конечной стадией эволюции этих звёзд являются белые карлики. Белый карлик — компактная звезда с массой, равной примерно массе Солнца, радиусом примерно в 100 раз меньше Солнца. Плотность таких звёзд более чем в 100 тыс. раз превосходит плотность воды.
Как и все звёзды, Солнце проходит стадии эволюции. Через 5— 8 млрд лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку, станет белым карликом. Звёзды, которые намного массивнее Солнца, превращаются в ходе эволюции в нейтронные звёзды (при массе от 1,4 до 2,5 массы Солнца) или чёрные дыры (при массе более 2,5 массы Солнца), проходя стадию Сверхновой.
Главные выводы 1. Между различными физическими характеристиками звёзд существует связь. Диаграмма зависимости спектральных классов звёзд (или температур) от их светимости называется диаграммой «спектр — светимость». 2. Эволюция звёзд — постепенное изменение с течением времени физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звёзд. 3. Звёзды образуются в результате гравитационного сжатия вещества из газопылевых комплексов. 4. Звёзды в процессе эволюции проходят стадии от протозвёзд до конечных стадий (в зависимости от массы) — белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр. 5. Переход звёзд с различной массой на диаграмме «спектр — светимость» с одной последовательности на другую в ходе изменения их параметров со временем называется эволюционным перемещением. 6. Классы светимости — звёздные группы, учитывающие особенности спектральных линий и светимость звёзд.
Контрольные вопросы и задания
1. По какому принципу строится диаграмма «спектр—светимость» (диаграмма Герцшпрунга—Рассела)?
2. Как на диаграмме «спектр—светимость» располагаются звезды различного размера?
3. Дайте краткую характеристику звездам: сверхгигантам, красным гигантам, белым карликам, красным карликам.
4. Что понимают под эволюцией звезд?
5. Опишите в общих чертах процесс образования звезд.
6. Что понимают под классами светимости?
7. Какой должна быть скорость вещества, чтобы оно могло покинуть белый карлик, масса которого 1030 кг, а радиус 4 * 104 км?