152 (Классификация и эволюция звёзд), страница 2

Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристик излучения звезд, например спектрального класса или показателя цвета, от эффективных температур (см. приложение 1).

Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирически по звездам с известными, например, эффективными температурами, а также для звезд некоторых типов теоретически.

2.6 Радиус

Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр.

«Зная эффективную температуру Т и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле: L=4pR2sT основанной на законе излучения Стефана - Больцмана (s - постоянная Стефана)» [1].

2.7 Расстояния до звёзд

«Несмотря на все достижения современной техника, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) - расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а. е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = = 206265 а.с. =; 3.1 • 10" км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = = i 000000 пк)» [3].

Фотометрический метод определения расстояний.

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая звездная величина, М - абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний r_ф (пс):

lgr_ф = 0,2 (m - M) + 1.

При определении r _ф по вышеназванной формуле погрешность составляет ~30%.

Определение расстояния по относительным скоростям. Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды. Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

2.8 Спектр

«Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести. Существует детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Подклассы обозначены цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. Спектры большинства звезд характеризуются наличием линий поглощения (см. приложение 2).

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Типичная звезда - a Девы (Спика).

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда - a Малого Пса (Процион).

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичный пример - Солнце.

Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца (Альдебаран).

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда - a Ориона (Бетельгейзе).

Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд. Первое ответвление происходит от класса G и содержит "углеродные" звезды:

Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.

Второе ответвление происходит от класса К и содержит "циркониевые" звезды:

Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

C

|

O-B-A-F-G-K-M.

|

S

Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. I - сверхгиганты, II-III - гиганты, IV - субгиганты, V - карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядит как А0V, Бетельгейзе - М2I, Сириуса - А1V

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» [5].

2.9 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.

2.10 Химический состав

«По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа.

Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные « рукава » галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды.

Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные - гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000С. При температурах выше 3500С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода CO. Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержанием металлов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах» [2].

2.11 Магнетизм

Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер.

3. Зависимости между звёздными параметрами

«Прежде чем приступать к рассмотрению эволюции звезд, мы должны ознакомиться с одним из самых важных графиков, существующих в астрономии.

В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл эмпирически установили (независимо), что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму , у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат - светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава (см. приложение 3). Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла (Г. — Р. д.) для звезд является важным инструментом сравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями. Диаграмма ГР обычно приводится в следующих координатах:

1. Светимость - эффективная температура 2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета 3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс

Большинство известных звёзд располагается на главной последовательности (см. приложение 4), простирающейся по диагонали Г. — Р. д. от горячих голубых звёзд (например, Спика, спектральный класс В) со светимостью в 1000 раз больше солнечной через белые звёзды (Сириус, А), желтовато-белые (Процион, F), жёлтые (Солнце, G), оранжевые (t Кита, К) к красным карликам (звезда Крюгер 60, М), которые слабее Солнца в 1000 раз. Звёзды-гиганты — жёлтые, оранжевые и красные звёзды больших размеров (Капелла, Арктур, Альдебаран) — находятся справа от главной последовательности. Сверхгиганты — сравнительно немногочисленная группа звёзд всех спектральных классов очень большой светимости (в 10⁴—10⁵ раз больше солнечной) — заполняют самую верхнюю область Г. — Р. д. (Ригель, В и Бетельгейзе, М). Субгигантами называют красноватые звёзды, размеры которых больше звёзд главной последовательности той же светимости (компоненты затменно-двойных звёзд). Субкарлики — это звёзды-карлики главной последовательности, отличающиеся пониженным содержанием металлов, характерным для звёзд сферической составляющей Галактики, и располагающиеся вследствие этого на Г. — Р. д. в пределах главной последовательности. (Первоначально предполагалось, что субкарлики образуют самостоятельную последовательность на 1—1,5 звёздной величины ниже главной последовательности.) Группа белых карликов — очень плотных маленьких звёзд, находится на 10 звёздных величин ниже главной последовательности. Для каждой группы звёзд свойственны определённые зависимости между массой, светимостью и радиусом и свои особенности строения. Количество звёзд в разных областях Г. — Р. д. различно; звёзд большой светимости значительно меньше, чем слабых. Вне описанных групп звёзд практически нет. На рисунках представлены Г. — Р. д. для звёзд окрестности Солнца и звёзд рассеянных скоплений, принадлежащих плоской составляющей Галактики (см. приложение 4, рис.1), и звёзд шаровых скоплений, относящихся к сферической составляющей Галактики (см. приложение 4, рис.2). Различие между диаграммами (отсутствие сверхгигантов в верхней части главной последовательности у звёзд сферической составляющей) объясняется разницей в возрасте (т. е. в наблюдаемых стадиях эволюции) и в начальном химическом составе обеих составляющих. (Звёзды сферической составляющей в основном более старые и содержат меньше металлов.)» [3].