Звезды и их изучение

Звезды и их изучение

Общие сведения о звёздах и изучения звёзд

Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звёзд.

Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (IV в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звёзды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономом И. Фабрициусом была открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийским учёным Дж. Риччоли – первая двойная звезда. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звёзд. В 60-х гг. 19 в. для изучения звёзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звёздах.

В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования звёзд приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и другие). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звёзд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и другие).

Параметры звёзд

Основные характеристики звезды - масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество звёзд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики). Разнообразны и светимости звёзд; так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звёзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звёзд в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды.

У некоторых типов звёзд блеск периодически изменяется; такие звёзды называются переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

Изучение спектров звёзд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звёзд, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.

В звёзде преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звёздной энергии.

Солнце по всем признакам является рядовой звёздой. Имеются все основания предполагать, что многие звёзды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники звёзд даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А. Н. Дейч и другие установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу звёзд. Наша планетная система не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие звёзды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

Звёзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звёзды называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы звёзд.

Взаимное расположение звёзд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы - галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. звёзд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звёзды группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и другие образования.

Звёзды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая звёзды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в звёздах, их излучение, строение, эволюция.

Массы звёзд

Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных звёзд на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных звёзд измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции максимальной скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных звёздах. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты звезды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных звёзд показывает, что между массами и светимостями звёзд главной последовательности существует статистическая зависимость. Эта зависимость, распространённая и на одиночные звёзд, позволяет косвенно, определяя светимости звёзд, оценивать и их массы.

Светимости звёзд и расстояния до них

Основной метод определения расстояний до звезды состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких звезд, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам.

Зная расстояние до звезды и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле:

М = m +5-5 lg r,

где r – расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звёздные величины для звезды тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных звезд этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых звезды, для которых параллактические смещения неощутимы. Абсолютные звёздные величины некоторых типов переменных звёзд (например, цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.

Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, от удалённости звезды. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отдельных звезд, определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).

Температуры и спектральные классы звёзд

Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К – побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.

Радиусы звёзд

Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

L=4pR2sT4ef

основанной на Стефана – Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Вращение звёзд

Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд – значительно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звезды связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях звезды. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Внутреннее строение звёзд

Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение звезды изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах звезд, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды – во всех её элементарных объёмах – практически не меняется со временем, т. е. количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или другими источниками.

Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезды существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе звезды и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в других частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезды существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. 

Химический состав вещества недр звезд на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений. С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение звезды меняется.

Источники звёздной энергии и эволюция звёзд

Основным источником энергии звезды являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это - превращение водорода в гелий. В звезде с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп He3 путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4 и два протона. В более массивных звездах преобладает углеродно-азотная циклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие звезды.

У массивных звезд ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и звезда превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные звезды). Нейтронные звезды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты называются пульсарами. При ещё больших массах происходит коллапс - неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000 км/с. При этом звезда превращается в сверхновую звезду, её излучение увеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает. 

Двойные звёзды

Большая часть звезд входит в состав двойных или кратных звёздных систем. Если компоненты двойных звезд расположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Это визуально-двойные звезды. Иногда один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой звезды. Чаще же всего двойные звезды распознаются по периодическому расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные звезды) или по характерным изменениям блеска (затменно-двойные звезды). Большая часть двойных звезд образует тесные пары. На эволюцию компонентов таких звезд существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения. Если один из компонентов звезды вздувается в процессе эволюции, то при некоторых условиях из точки её поверхности, обращенной к другому компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и частично попадает на него. В результате первый компонент может потерять большую часть массы и превратиться в субгиганта или даже в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивает светимость. Поскольку эта масса может включать газ не только из атмосферы, но и из глубоких слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной звезде могут наблюдаться аномалии химического состава. Однако эти аномалии касаются только лёгких элементов, т.к. тяжёлые элементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых звезд, когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов и увеличивают их вес.

Переменные звёзды

Блеск многих звезд непостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом; такие звезды называются переменными звёздами. Звезды, у которых изменения блеска связаны с физическими процессами, происходящими в них самих, представляют собой физические переменные звезды (в отличие от оптических переменных звезд, к числу которых относятся затменно-двойные звезды). Периодическая и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями звезд, а иногда с крупномасштабной конвекцией. Звездам как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры звезды, связанной с эволюционными изменениями. Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их: в период максимального сжатия звезде необходимо получить тепловую энергию, которая уйдёт наружу в период расширения. Согласно современным теориям, пульсации у многих типов переменных звезд объясняются тем, что при сжатии звезд увеличивается коэффициент поглощения; это задерживает общий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение звезды, наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения параметров звезды отличными от правильной синусоиды. Основная стоячая волна колебания часто находится в глубине звезды, а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазы изменений блеска, скорости и других параметров.

Некоторые виды переменных звезд испытывают вспышки, при которых блеск возрастает на 10-15 звёздных величин. Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большими скоростями (до 1000-2000 км/с у новых звезд), что приводит к выбросу оболочки. После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50-100 суток. В это время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. км/с. Все эти звезды оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из которых или оба обычно являются горячими звёздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новыми звездами, по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле звезд. Быстрая неправильная переменность звезд. типа Т Тельца, UV Кита и некоторых других типов молодых сжимающихся звезд связана с мощными конвективными движениями в этих звездах, выносящими на поверхность горячий газ. К переменным звездам можно отнести и сверхновые звезды. В Галактике известно свыше 30 000 переменных звезд.