1.3. Виды звезд
реклама
Виды звезд. Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы. В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды. Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звезд. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд — это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда. Звезды главной последовательности — область на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга—Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой: L M 3,9 ; где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, а конец правой — красными карликами с массами ~0,0767 солнечных. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Коричневые или бурые карлики («субзвёзды» или «химические звёзды») — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 0,012 -0,0767 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера). Так же как и в звёздах, в них идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия, бора), но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода (протонов) незначителен, и, после исчерпания запасов ядер лёгких элементов, термоядерные реакции в их недрах прекращаются, после чего они относительно быстро остывают, превращаясь в планетоподобные объекты, т. е. такие звёзды никогда не находятся на главной последовательности Герцшпрунга—Рассела. В коричневых карликах, в отличие от звёзд главной последовательности, также отсутствуют шаровые слои лучистого переноса энергии — теплоперенос в них осуществляется только за счёт турбулентной конвекции, что обуславливает однородность их химического состава по глубине. Коричневые карлики были первоначально названы чёрными карликами, и классифицировались как тёмные субзвёздные объекты, свободно плавающие в космическом пространстве и имеющие слишком малую массу, чтобы поддерживать стабильную термоядерную реакцию. В настоящее время понятие чёрный карлик имеет совсем другое значение. В ранних моделях строения звёзд считалось, что для протекания термоядерных реакций масса звезды должна быть хотя бы в 80 раз больше массы Юпитера (или 0,08 массы Солнца). Гипотеза о существовании плотных звездоподобных объектов с массой меньше указанной (коричневые карлики) была выдвинута в начале 60-х годов XX-го века. Считалось, что образование их протекает во многом подобно образованию обычных звёзд, но обнаружить их очень сложно, так как они практически не испускают видимого света. Наиболее сильное излучение коричневых карликов наблюдается в инфракрасном диапазоне. Но на протяжении нескольких десятилетий наземные телескопы, работающие в этом диапазоне, имели слишком низкую чувствительность и, поэтому, были неспособны обнаружить коричневые карлики. Позднее было выдвинуто предположение, что в зависимости от компонентов, участвующих в формировании звезды, критическая масса, необходимая для протекания такого же как и в обычной звезде термоядерного синтеза гелия с участием водорода, составляет 75 масс Юпитера. Субзвёздные объекты, достаточно быстро сформировавшиеся сжатием туманности, могут иметь массу меньше 13 масс Юпитера. В них вообще исключено протекание каких-либо термоядерных реакций. С 1995 года, когда было впервые подтверждено существование коричневого карлика, было найдено более сотни подобных объектов. Считается, что они составляют большинство космических объектов в Млечном Пути. Самые ближайшие из них к Земле - WISE J104915.57531906 на расстоянии 6,5 световых лет в созвездии Паруса ; UGPS J072227.51-054031.2 в созвездии Единорога и компоненты кратной звезды ε Индейца Ba и Bb, пара карликов, расположенных на расстоянии 9,5 и 12 световых лет от Солнца соответственно. В 2006 году удалось впервые непосредственно измерить массы двух коричневых карликов (в двойной системе), которые оказались равны 57 и 36 масс Юпитера. Красные гиганты и сверхгиганты — звёзды поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M классов светимости III и I соответственно, то есть с абсолютными звёздными величинами у красных гигантов и у красных сверхгигантов. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика ( ) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако, светимость таких звёзд может достигать 105 106 L , так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие радиусы. Характерные радиусы красных гигантов и сверхгигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов. Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра. Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звёздообразования и поздних стадиях эволюции. Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 103 лет для массивных звёзд с массами M 10M и до ~ 108 лет для маломассивных звёзд с M 0,5M . В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но, вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности, падает светимость. В конечном итоге, в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, и молодая звезда выходит на главную последовательность. На поздних стадиях эволюции звёзд, после выгорания водорода в их недрах, звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10 % от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами M 10M превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с M 10M - непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем, как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как ядро недостаточно разогрето. И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку. Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 106 105 M в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов: Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в 102 103 R ) приводит к тому, что на границах их фотосфер давление излучения на газовую и пылевую компоненты их оболочек становится соизмеримым с силами тяготения, что вызывает вынос вещества. Ионизация областей оболочек, лежащих ниже фотосферы, делает их существенно непрозрачными для электромагнитного излучения, что приводит к конвекционному механизму переноса энергии. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную. В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На Рис. 2 чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными (см. ниже), переменными являются также и некоторые «молодые красные гиганты» типа T Тельца. Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода. Белые карлики. После выгорания термоядерного топлива в звезде с массой примерно равной массей Солнца, в ядре плотность вещества становится очень высокой и свойства газа изменяются. После этого звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает огромных раземров, но за время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка бывает иногда видна как туманность. Оставшееся ядро постепенно остывает и превращается в так называемый белый карлик, где силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, что обеспечивает устойчивость самой звезды. При массе сравнимой с массой Солнца, радиус белого карлика составляет несколько тысяч километров. Так как ядерные реакции в ядре прекращаются, то всё свечение происходит за счёт остывания. Основной запас энергии содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кельвинов образуют кристаллическую решётку. Получается, что белые карлики представляют собой горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) - это скорее уже бурый или коричневый карлик. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения, которое равно примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика - коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны, а всю освобожденную гравитационную энергию уносят нейтрино. Пульсары. В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с радиотелескопом, который был предназначен для изучения мерцаний космических радиоисточников, Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники Кембриджского университета Великобритании обнаружили серии периодических импульсов продолжительностью 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды, что было непохоже на хаотическую картину случайных нерегулярных мерцаний. Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника. Стало очевидным, что источники излучения являются естественными небесными телами. Они получили название пульсары. В настоящее время считается, что пульсары – это нейтронные звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых. Постоянство пульсации объясняется стабильностью вращения нейтронных звезд. В настоящее время открыто более 1300 пульсаров в радиодиапазоне. Подавляющее большинство имеет периоды в пределах от 0,1 до 1 с. Есть пульсары с очень малыми периодами, менее 30 мс, так называемые миллисекундные пульсары. В 1982 года в созвездии Лисички был обнаружен миллисекундный пульсар с периодом 0,00155 с., что означает, что звезда делает около 642 оборотов в секунду. Очень короткие периоды пульсаров послужили первым и самым веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов как вращающихся нейтронных звезд, так как звезда с таким быстрым вращением должна быть плотной. Ведь существование такой звезды возможно только при тех условиях, когда центробежные силы меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Сейчас известны не только пульсары, излучающие в радиодиапазоне, – их называют радиопульсарами, – но и рентгеновские пульсары, которые излучают регулярные импульсы рентгеновских лучей. Как и обычные пульсраы, они представляют собой нейтронные звезды, у которых магнитные поля создают эффект пульсаций, хотя эти поля в радиопульсарах и пульсарах рентгеновски действуют по-разному. Ученые считают, что рентгеновские пульсары представляют собой тесные двойные системы, где одна из звезд является нейтронной, а другая – яркой звездой-гигантом. Рентгеновские пульсары, в большинстве, располагаются в диске Галактики. Излучение пульсаров носит нетепловой характер, никак не связано с нагревом нейтронной звезды, с температурой, с тепловыми процессами на ее поверхности. Нейтронные звезды. Нейтронной звездой называется такая звезда,в которой давление нейтронного газа и сила гравитации находятся в равновесии. Они возникают при вспышках сверхновых звезд, если первоначальная масса звезды была 10–40 M, или при аккреции вещества на белый карлик в тесной двойной системе. Ученые доказали, что вещество, в котором электроны и протоны соединяются в нейтроны, может удерживаться в виде шара своим гравитационным полем. А знаю свойства нейтронного вещества, можно осуществить теоретические расчеты нейтронных звезд. Анализ математической модели нейтронной звезды показывает, что ее плотность должна быть очень велика и что нейтронные звезды должны быстро вращаться вокруг своей оси и обладать сильным магнитным полем. Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа при температуре 105–106 К. Весь остальной объем, за исключением небольшой области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули. При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды. Протозвезды. Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз. Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой. Эволюцию протозвезды можно разделить на три стадии: формирование(начало гравитационной неустойчивости), быстрое сжатие(быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака), медленное сжатие(протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется). При достижении температуры в несколько миллионов градусов начинают происходить термоядерные реакции. Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества. Сверхновые. Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных процессов. При взрыве сверхновой звезды может выделяется столько энергии, сколько сонце выделяет за миллиард лет. Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звезды галактики вместе взятые. Сверхновыми называются звезды, взрывающиеся и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от –11m до –18m. Плотное ядро коллапсирует и когда ядро сильно уплотняется, его сжатие прекращается, и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино.Оболочка разлетается со скоростью около 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру. Сверхновая сохраняет свою максимальную яркость около месяца, после чего начинает угасать. Но самая знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике – Крабовидная туманность.Только четверть всех сверхновых связана с коллапсом ядер массивных звезд. Большинство же сверхновых образуются при коллапсе белых карликов. Так как все белые карлики приблизительно похожи друг на друга, то сверхновые звезды будут иметь приблизительно одинаковые звездные величины в любой галактике, что помогает астрономам определять расстояния до них. Двойные звезды. Часто на небе звезды могут быть видны рядом, хотя в космосе они разделены огромными расстояниями. Такие звезды называют оптическими двойными. Но с другой стороны, при наблюдении в телескоп многие звезды распадутся на пары, а некоторые даже на несколько звезд. Такие звезды называют физические двойные. Двойные звезды, вращающиеся одна вокруг другой, явление очень распространенное. Считается, что из каждой сотни звезд 30 входят в состав двойных систем, а 23 – в состав кратных. Все двойные звезды либо начали эволюционировать вместе, либо в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении, что часто должно было происходить в шаровых скоплениях и центральных областях галактик. В некоторых случаях двойственность звезд можно устанановить только по переменности блеска, когда одна звезда затмевает другую, или по спектру, где из-за эффекта Доплера отражается вращение звезд вокруг общего центра масс. В первом случае звезда называется затменной переменной, а во втором – спектрально-двойной. Из наблюдений двойных звезд получают информацию о размерах и массах обоих компонент двойной системы. Кратные системы часто представляются невооруженному глазу как одиночные звезды. Только в хорошие бинокли и телескопы можно заметить их двойственность или кратность. Физические переменные звезды и цефеиды. Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Квазары. Квазары считаются самыми далекими от нас астрономическими объектами. В "начальной" стадии вселенное галактики располагались в более близком соседстве. Но в результате расширения Вселенной они стали разбегаться. Со временем далекие от нас астрономические объекты становятся еще отдаленнее. О расширении Вселенной, когда, можно сказать, расширяется само пространство, свидетельствуют многие факты и наблюдения, в том числе и так называемое явление красного смещения в спектрах излучения наблюдаемого объекта. Под красным смещением астрономы подразумевают уменьшение частоты (или длины волны) излучения, наблюдаемое при увеличении расстояния источника волн относительно их приемника (эффект Доплера). В результате этого эффекта спектральные линии излучения далекого объекта оказываются смещенными в сторону красной части спектра по сравнению с эталонными спектрами. Следовательно, чем больше расстояние от нас до астрономического объекта, тем больше величина красного смещения. Наибольшее красное смещение отмечается в спектрах излучения квазаров, природа которых еще полностью не выяснена. В 1982 году австралийскими астрономами был открыт новый квазар, получивший название PKS 200-330, у которого обнаружилось рекордное для того времени красное смещение Z=3,78. Это означает, что спектральные линии отдаляющегося от нас астрономического объекта в результате эффекта Доплера имеют длину волны, в 3,78 раза превышающую значение неподвижного источника светоизлучения. Расстояние до этого квазара, видимого в оптический телескоп как звезда девятнадцатой величины, составляет 12,8 млрд световых лет. Заключительной стадией развития звезд является образование белого карлика. Это происходит с теми из них, масса которых близка к массе Солнца. Это сопровождается потерей массы, в частности за счет сброса внешних оболочек. В результате от звезды остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой полностью прекратились ядерные реакции [22, 25, 26].
