Звезды и их параметры. Типы и эволюция звезд

Большинство звезд - это огромные раскаленные плазменные шары, излучающие в пространство Вселенной чрезвычайно интенсивные потоки энергии. В недрах каждой из таких звезд при огромных значениях температуры (десятки миллионов градусов) и давления протекают термоядерные реакции – реакции слияния ядер легких элементов и образования более тяжелых ядер. В ходе ядерных процессов высвобождается огромная энергия (в виде гама-излучения и элементарных частиц с высокими энергиями) – при «сгорании» одного килограмма водорода высвобождается примерно в 10 млн. раз больше энергии, чем при сжигании килограмма нефти. Благодаря этому звезды, подобные Солнцу, в течение миллиардов лет могут излучать энергию - тепло, свет, волны других (более высоких и более низких) частот, а также интенсивные потоки различных частиц.

Звезды распределены в пределах галактики неравномерно, они склонны образовывать группы и скопления, под которыми понимают боль­шие группы звезд, объединенные силой вза­имного притяжения. Диаметр т.н. рассеянногозвездного скопления варьируется от не­скольких световых лет до 50 и более свето­вых лет. Рассеян­ные скопления состоят из сравнительно мо­лодых звезд, в них преобладают голубые звезды, имеющие гораздо более короткий срок жизни, чем красные звезды,. К наиболее известным звезд­ным скоплениям относятся М45, скопление Плеяд в созвездии Тельца, Гиады в созвез­дии Тельца и М44 в созвездии Персея. Скопление Плеяд в регионе, диаметр кото­рого составляет более 20 световых лет, со­стоит из голубых звезд, окруженных диф­фузными серебристыми облаками космичес­кой пыли. С другой стороны, рассеянное скопление Гиад состоит из большого коли­чества звезд, расположившихся в пределах более 80 световых лет и движущихся параллельно друг другу. Скопление М44, из­вестное под названием Пчелиный Улей, со­держит около 200 звезд в регионе диамет­ром около 40 световых лет. В спиральных рукавах Галактики Млечный Путь об­наружено более 1000 рассеянных звездных скоплений. В целом звезды в таких скопле­ниях удаляются друг от друга, и со време­нем скопление прекращает свое существова­ние.

Шаровое звездное скопление представля­ет собой тесный массив сферической фор­мы, состоящий из миллионов звезд, удер­живаемых вместе силой их тяготения. Диа­метр шарового скопления составляет от 50 до 300 световых лет. Шаровые скопления в Млечном Пути расположены над и под плоскостью Галактики и более или менее распространены во всех направлениях от ее центра. Всего в Галактике Млечный Путь наблюдается около 100 шаровых звездных скоплений. В них преобладают бедные ме­таллом красные звезды, указывающие на то, что эти скопления имеют очень древний возраст. Гравитационное притяжение звезд в шаровом скоплении достаточно сильное, чтобы предотвратить их рассеивание, поэто­му шаровые скопления очень стабильны. Самым ярким шаровым скоплением являет­ся Омега Центавра, объект четвертой звезд­ной величины, расположенный в Южном полушарии небесной сферы. Он содержит около миллиона звезд в сферическом регионе диаметром примерно 160 световых лет на расстоянии более 20 000 световых лет от Земли.

Большинство из наиболее заметных звезд на картах звездного неба, объединены в созвездия. 88 из созвездий, обозначаемых в современных астрономических атласах, были определены и получили свои названия еще в Древней Греции. Созвездия представляют собой произвольные группы звезд в том смысле, что звезды, кажущиеся (из-за того, что они находятся почти на одной линии от Земли) близко расположенными, могут находиться на очень больших расстояниях друг от друга. Пояс созвездий, через который проходит плоскость эклиптики, называют зодиаком.

Звезды отличаются друг от друга по возрасту, массе, размерам, светимости, цвету свечения, химическому составу и по целому ряду других параметров. Самые старые звезды должны иметь возраст, лишь незначительно (на 1-2 млрд. лет) уступающий возрасту Вселенной. Возраст Солнца оценивается в 5 млрд. лет, известны и очень молодые звезды, возраст которых составляет всего сотни тысяч лет. Это означает, что процесс звездообразования продолжается, и что многие будущие звезды в настоящее время находятся в протозвездном состоянии, т. е. в процессе образования.

Температура в центральной области звезды тем больше, чем больше ее масса. С увеличением температуры растет число возможных типов ядерных превращений и скорость протекания каждого из них. Самой низкотемпературной из ядерных реакций является синтез ядер гелия из ядер водорода (протонов), именно эта реакция^* протекает в недрах Солнца и многих других звезд, близких к Солнцу по массе. В недрах звезд, массы которых существенно превышают массу Солнца (М☼) могут синтезироваться и другие

^*Строго говоря, реакция синтеза ядра гелия состоит из нескольких этапов: сначала соединяются два протона, в результате чего образуется один нейтрон и ядро дейтерия, которое затем, соединяясь с новым протоном, образует ядро, состоящее из двух протонов и нейтрона (гелий-3), наконец, при слиянии двух таких ядер высвобождаются два протона, а остающиеся два протона и два нейтрона образуют ядро гелия-4.

химические элементы, причем, чем массивнее звезда, тем более тяжелые химические элементы она способна производить⁶. В очень массивной звезде (с массой, превышающей 12 М☼) ядерные реакции способны превратить почти все ее вещество в железо - конечный продукт горения: ядра более тяжелых, чем железо, элементов не могут образовываться в ходе термоядерных реакций.

Наше Солнце во всех отношениях представляет собой среднюю звезду, в том числе по размерам и массе. Масса самых крупных изизвестных звезд составляют (50…60) М☼, а самых малых — около 0,01 М☼. Размеры самых крупных звезд превышают размеры Солнца в сотни раз, (такие звезды называют сверхгигантами), а размеры маленьких звезды, (т.н. карликов), соизмеримы с размерами планет.

Цвет свечения звезды определяется положением максимума спектрального распределения ее излучения, т.е. температурой. Чем горячее звезда, тем ближе максимум ее спектральной кривой к фиолетовому краю оптического участка спектра. В зависимости от цвета свечения звезды делят на 7 классов, каждому из которых присваивается буква латинского алфавита (в порядке уменьшения температуры - буквы O, B, A, F, G, K и M). Цвет свечения звезд самых горячих звезд (класса О) близок к синему, температура «излучающей» поверхности у такой звезды – порядка 30 000 градусов, а звезды класса М – это красные звезды, эффективная температура поверхности у них на порядок меньше.

Наиболее существенно звезды отличаются друг от друга по светимости, под которой понимают мощность излучения, т.е. энергию, излучаемую в

единицу времени. Светимость Солнца (будем обозначать ее L☼) не очень высока, она составляет примерно 4∙10²⁶ Вт. Величины светимостей звезд ле-

жат в пределах от (10^-3…10^-4)L☼ у звезд,называемых белыми карликами, до ( 10⁴ …10⁶ ) L☼ у звезд-гигантов и сверхгигантов. Зависимость светимости звезд от величины их масс установил в 1920 г. А. Эддингтон, эта зависимость, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой пропорциональности.

Датский астроном Э. Герцшпунгер в 1911 г. и американский астроном Г. Рассел в 1913 г. независимо друг от друга установили зависимость между светимостью и температурой звезд. Эта зависимость, которую принято отображать на диаграмме (диаграмме Герцшпунгера-Рассела), сыграла большую роль при исследованиях процессов эволюции звезд и определении характера их эволюционных преобразований. По оси ординат на диаграмме Герцшпунгера-Рассела откладывают абсолютную звездную величину (светимость), а по оси абсцисс (справа налево) – температуру. Большинство звезд на этой диаграмме расположены вдоль диагональной линии, соединяющей правый нижний угол (где находятся старые и тусклые звезды) и левый верхний угол, которому соответствуют молодые, горячие и яркие звезды. Подобное расположение звезд на диаграмме Герцшпунгера-Рассела называют Главной последовательностью. Для звезд, принадлежащих Главной последовательности, светимость в первом приближении пропорци­ональна кубу массы.

Используемая и ныне классификация звезд по их блеску (светимости) была предложена еще во II веке до нашей эры Гиппархом, разделившим все звезды на 6 категорий. Самые яркие звезды получили название звезд 1-й величины, а самые тусклые, едва видимые невооруженным глазом - звезд 6-й величины. Научившись измерять интенсивность свечения звезд, астрономы установили, что различие в 5 звездных величин соответствует изменению количества света в 100 раз, соответственно, при изменении на одну звездную величину количество света изменяется в 2,512 раза. Данная классификация затем была продолжена в обе стороны. Звездам с малой светимостью, которые можно рассмотреть лишь в телескоп, присвоены звездные величины более 6-й (до +15), а звездам, мощность излучения которых больше, чем у самых ярких из видимых звезд, пришлось присваивать дробные (от 1 до 0) и отрицательные значения (до -10) звездной величины⁸.

Процесс эволюции звезды, начиная от ее образования из некоего протозвездного «облака» до конца ее жизни в качестве объекта, излучающего свет, можно разбить на 3 стадии. Первая стадия – это стадия формирования звезды из облаков, содержащих водород, гелий и т.н. космическую пыль, в результате действия направленных внутрь сил тяготения. Сжатие и уплотнение вещества в недрах протозвезды сопровождается превращением гравитационной энергия в тепловую, и температура вещества звезды на стадии формирования постепенно увеличивается.

На определенном этапе температура наружных оболочек достигает значений, при которых возникает свечение. Собственно говоря, именно с этого момента времени сжимающийся сгусток протозвездного вещества становится звездой, которую можно увидеть. На этом этапе звезда представляет собой т.н. красный гигант, ее диаметр во много раз превышает то стационарное значение, которое установится позднее (на равновесной стадии).

По мере сжатия вещества и повышения его температуры в нем возрастает давление, силы которого препятствуют сжатию, т.к. они направлены от более плотных внутренних слоев к менее плотным наружным слоям. Однако сжатие звезды продолжается лишь до тех пор, пока не начнется процесс ядерного синтеза. Высвобождение высокой энергии, возникающее при «зажигании» ядерных реакций еще больше разогревает протозвезду, она становится звездой Главной последовательности. Через какое-то время устанавливается равновесное состояние звезды: ее размеры и светимость длительное время будут поддерживаться постоянными. В основе равновесия, которое, как легко показать, является устойчивым, лежит равенство направленных навстречу друг другу сил тяготения и сил газового давления. В равновесном состоянии звезда находится большую часть своей жизни, у звезд, подобных Солнцу, длительность этой стадии составляет величину порядка 10 млрд. лет. Энергия, теряемая звездой за счет излучения, в равновесной стадии полностью восполняется энергией, выделяемой в ее центральной области при синтезе ядер гелия.

Запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е., по существу, ее массой. С учетом того, что светимость пропорциональна кубу массы звезды, время исчерпания запасов ядерного горючего должно быть обратно пропорционально ква­драту ее массы. К примеру, если бы масса Солнца была в 30 раз больше, то мощность его излучения была бы больше примерно в 30 тысяч раз, но время, в течение которого выгорит весь водород (это и есть длительность равновесной стадии), составляло бы уже не 10 миллиардов, а всего 10 миллионов лет.

По мере исчерпания запасов водорода в центральной области звезды область «горения» ядерной реакции из сферы превращается в концентрический сферический слой, радиусы внутренней и наружной сферических оболочек этого слоя с течением времени увеличиваются. Существенно, что в центральной области звезды, где водорода уже нет, гравитационные силы и силы газового давления (от «горящего» концентрического слоя) теперь направлены в одну сторону – к центру звезды. Естественно, что центральная область звезды при этом сжимает­ся, скорость этого сжатия может быть столь высокой, что говорят о коллапсе (очень быстром, катастрофическом уменьшении размеров). С другой стороны, наружная часть звезды может существенно увеличиться в размерах (разбухнуть), и звезда еще раз на некоторое время может превратиться в красный гигант.

При быстром сжатии температура и плотность «гелиевой» центральной области звезды вновь повышаются, эти параметры могут достигнуть значений, при которых станет возможным синтез ядер углерода из ядер гелия, а затем, после выгорания гелия, и синтез ядер более тяжелых элементов (вплоть до железа). В целом, характер эволюции звезды на третьей стадии, наступающей после исчерпания запасов водорода, существенно зависит от начальной массы звезды.

Считается, что в случае, когда масса звезды не превышает 1,4 массы Солнца, коллапсу подвержено почти все вещество звезды. Разогреваясь в процессе быстрого сжатия, такая звезда превращается в белый карлик, размеры которого соизмеримы с размерами планет. Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е гг. XX века американский астрофизик С. Чандрасекар, поэтому величину М = 1,4 М☼, называют пределом Чандрасекара. Планетарные туманности, наблюдаемые вокруг некоторых звезд, считаются облаками светящегося вещества, выброшенными в результате коллапса с образованием белого карлика (когда-то думали, что там идет образование новых планетных систем).

Звезды типа белых карликов имеют существенно меньшую светимость, чем Солнце, но гораздо более высокую температуру наружных оболочек - они в буквальном смысле раскалены добела, поэтому на диаграмме Герцшпунгера-Рассела белые карлики расположены ниже Главной последовательности (в левом нижнем углу). Чем горячее звезда, тем большее количество энергии она излучает в секунду с единицы площади поверхности ⁹. Другими словами, плотность излучения белого карлика, измеряемая в Вт/м², гораздо больше, чем у Солнца, но общее количество энергии, излучаемое в секунду, значительно уступает солнечной, поскольку диаметр и площадь поверхности белого карлика гораздо меньше, чем у Солнца. Одним из первых астрономами был обнаружен белый карлик Сириус В, спутник звезды Сириус, являющейся одной из ближайших к Солнцу звезд.

Радиус белого карлика тем меньше, чем больше его масса. Белый карлик как отдельная звезда является стабильным и постепенно (в течение миллиардов лет) расходует свою внутреннюю энергию, в конце концов, становясь холодным и невидимым. Таким невидимым черным карликом должно стать когда-нибудь и наше Солнце.

У тех звезд, чья масса превышает предел Чандрасекара, коллапс ядра сопровождается возобновлением реакций ядерного синтеза, а в результате коллапса образуются либо нейтронные звезды, либо черные дыры. Коллапс центральной области массивных звезд и их разбухание при «зажигании» очередной ядерной реакции могут сопровождаться явлениями взрывного типа, в процессе которых в окружающее пространство сбрасывается либо только вещество холодного наружного слоя, либо все вещество наружных оболочек, не вошедшее в состав сжавшегося до предела твердого ядра.

В первом случае звезда внезапно становится гораздо ярче (вспыхивает), ее светимость может возрасти в тысячи раз (на 7…10 звездных величин). В этом случае говорят о Новой ^* звезде или о вспышке Новой. Высокая яркость Новой сохраняется недолго, постепенно она тускнеет. В связи с этим одной из возможных причин вспышки Новой считают «перетягивание» вещества наружных оболочек обычной звезды белым карликом, являющимся спутником этой звезды в двойной системе. Дополнительное вещество «питает» остывающий белый карлик, вызывая перегрев его внешних слоев, в связи с чем может последовать ядерный взрыв (похожий на взрыв водородной бомбы) с выбросом накопленного вещества. В пользу этой гипотезы говорит и тот факт, что уже наблюдались новые звезды, которые вспыхивали дважды.

Во втором случае, который классифицируется как взрыв (вспышка) сверхновой или просто сверхновая, коллапс заканчивается мощнейшим взрывом, блеск которого в течение нескольких месяцев может затмевать целую галактику. Крабовидная туманность, наблюдаемая в настоящее время в созвездии Тельца как светящаяся полоса неправильной формы с отдельными волокнами, расходящимися в разные стороны, как полагают астрономы, образовалась именно в результате взрыва сверхновой в 1054 г. в нашей Галактике¹⁰ (на расстоянии около 2000 пк от Земли).

В настоящее время астрономы ежегодно регистрируют около дясятка сверхновых в далеких галактиках. В феврале 1987 г. был зарегистрирован взрыв сверхновой, который произошел примерно 16 тыс. лет назад в соседней с нами галлактике - Большом Магеллановом облаке. Вспышка была видна невооруженным глазом - ее яркость соответствовала поначалу (в течение нескольких месяцев) третьей звездной величине. Постепенно звезда потускнела, но облака газа, образовавшиеся при взрыве, продолжают с огромными скоростями распространяться в разные стороны.

^*Термин «Новая» возник в древности, когда ошибочно полагали, что подобная вспышка означает рождение звезды.