Качественные характеристики звезд

Светимость

По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют "карлики", светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая "абсолютная величина" звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8,+10.

Температура

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым "показателем цвета", равным разности фотографической и визуальной и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.

У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца.

Спектры звезд

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд

Химический состав звезд

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хотя по числу атомов так называемые "тяжелые металлы" (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего, они определяют характер эволюции звезд, т.к. непрозрачность звездных недр для излучений существенно зависит от ее непрозрачности.

Наличие во Вселенной (в частности в звездах) тяжелых элементов имеет важное значение. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого - это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем, поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых металлов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных слоях Вселенной.

Масса звезд

В сущности, говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Считается, что объекты с массами меньшими 0,02 М уже не являются звездами. Они лишены внутренних источников энергии, и их светимость близка к нулю. Обычно эти объекты относят к планетам. Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60 М .

Рождение звезд

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из круп­нейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических пред­ставлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В резуль­тате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравни­тельно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды обра­зуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположе­ние групп заведомо молодых звезд в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радио­астрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. Предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобо­ждающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях перейти в излучение. Этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Источником звездной энергии являются термоядерные реакции синтеза, про­исходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и, в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник.

При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным

Температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. На диаграмме "спектр — светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр — светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.