ЛЕКЦИЯ ОДИННАДЦАТАЯ

ЗВЕЗДЫ.
КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД

Ежедневно мы невооруженным глазом наблюдаем мириады звезд. С ними связаны легенды, верования. Культура человечества содержит целые пласты, связанные со звездами.

Классификация звезд основывается на таких характеристиках звезд, как масса, светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой), радиус и температура поверхностных слоев.

Температура звезды определяет цвет звезды, то есть ее спектральные характеристики. Температуру нагретого тела оценивают по зависимости интенсивности излучения от длины волны (рис. 11.1), лекция 8. Чем выше температура излучающего тела, тем дальше в область коротких волн сдвигается максимум интенсивности излучения. Этот факт сформулирован в законе Вина: длина волны, соответствующая максимуму энергии, излучаемой абсолютно черным телом, обратно пропорциональна его температуре.

Если температура поверхностных слоев звезды (как и любого нагретого тела) 3000- 4000 К, то ее цвет красноватый,

102

при температуре 6000-7000 К - желтоватый. Очень горячие звезды имеют белый и голубоватый цвета (10 000- 12 000 К). Подавляющее большинство звезд имеют температуру около 3500 К.

Таким образом, измерение зависимости интенсивности излучения от его длины волны позволяет оценить температуру поверхности звезды.

Светимость звезды (количество энергии, испускаемое звездой в единицу времени) определяют с использованием так называемой величины звезды (звездной величины). По определению, если наблюдаемая светимость (блеск) одной звезды больше светимости другой в 100 раз, то они будут отличаться друг от друга на 5 видимых звездных величин. Нетрудно подсчитать, что блеск звезды нулевой и двадцатой звездной величин будет отличаться в 100 миллионов раз.

По международным соглашениям отсчет звездных величин первоначально был установлен по Полярной звезде, ее звездная величина была принята за +2. Однако оказалось, что Полярная звезда - переменная и не подходит для этих целей. Поэтому сейчас нуль-пункт установлен при помощи других звезд, светимость которых точно измерена. Звезда, имеющая звездную величину +3 ярче Полярной в 2,512 раза, а звездную величину +1 - слабее Полярной в 2,512 раза. Сириус ярче Полярной звезды в 25 раз, что соответствует разности звездных величин 3,5. Поэтому звездная величина Сириуса +2,0 - 3,5 = -1,5. Невооруженным глазом видны звезды, имеющие звездную величину +6 и меньше.

Шкала видимых звездных величин, доступных для наблюдения современными оптическими приборами, заключена от -26,7 для Солнца (самой яркой звезды нашего неба) до +24 для самой слабой из видимых звезд. Два фактора обусловливают этот огромный диапазон звездных величин - диапазон присущих звездам значений светимости и разнообразие их расстояний от Земли.

Солнце гораздо ярче других звезд. Однако это совсем не значит, что его светимость самая большая. Оно просто близко. Для корректного сравнения светимостей необходимо исключить фактор расстояния. В связи с этим

103

введено понятие абсолютной звездной величины как видимой звездной величины, которую звезда имела бы, находясь на расстоянии 10 пс от Солнца. Именно эта характеристика и будет определять светимость звезды. Абсолютная звездная величина Солнца +5.

Так как расстояния до Солнца и Проксимы Центавра меньше 10 пс, то их абсолютные звездные величины меньше видимых звездных величин. Для остальных звезд - абсолютные звездные величины больше видимых звездных величин.

Возникает вопрос: почему так важно уметь сопоставлять характеристики звезд, учитывать поправки на расстояние и другие причины (например, межзвездное поглощение), о которых мы не говорим? Только в этом случае мы можем получать объективную информацию о звезде и имеем возможность сопоставлять поведение разных звезд на разных этапах эволюции.

Измерив расстояние до звезды (используя для достаточно близких звезд метод параллакса) и видимую звездную величину, мы получаем абсолютную звездную величину звезды, являющуюся мерой ее светимости. По измерениям зависимости интенсивности излучения звезды от длины волны можно установить ее температуру. Известно, что энергия, излучаемая единицей площади поверхности нагретого тела, пропорциональна четвертой степени температуры Т тела (закон Стефана-Больцмана):

Q = σT⁴.(11.1)

Полная энергия, испускаемая звездой (светимость), будет определяться радиусом звезды R:

L = 4πσR²Т⁴.(11.2)

Здесь σ - постоянная величина.

Отсюда мы можем оценить радиус звезды, абсолютная звездная величина и температура которой известны. Для этого надо использовать соотношения (11.1) и (11.2) для Солнца (абсолютная звездная величина +5, радиус 700 000 км, температура 6000 К) и составить пропорцию.

Радиусы звезд меняются в очень широких пределах: есть звезды, по своим размерам не превышающие Землю

104

("белые карлики"); нейтронные звезды имеют радиусы в несколько десятков километров. Существуют огромные "пузыри" - сверхгиганты, внутри которых может поместиться орбита Марса (тысячи радиусов Солнца).

Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше массы Солнца в 10 раз. Типичные значения масс звезд лежат в диапазоне 0,03-60 масс Солнца. Плотность Солнца 1,4 г/см³, плотность "пузырей" - в миллионы раз меньше. Плотность "белых карликов" и нейтронных звезд - до 10¹² г/см³.

При возрастании температуры меняется не только длина волны, которой соответствует максимум излучения (рис. 11.1), но и проявляется влияние внешних оболочек звезды на ее спектр. Возможна классификация звезд по особенностям их спектров излучения. Спектральная классификация содержит семь классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М - от самых горячих звезд к самым холодным. (Мнемонические правила: Один Великий Англичанин Финики Жевал Как Морковь; О, Be A Fine Girl, Kiss Me.) Каждый класс разбивается на 10 подклассов - В0, В1, В2 ... В9. Солнце - звезда класса G2 (табл. 11.1).

Внешние оболочки звезды, как правило, представляют собой сильно ионизированные водород и гелий, плазму с одинаковым числом положительно и отрицательно заряженных частиц. Тяжелые элементы, также в ионизированном состоянии, присутствуют в виде незначительных "добавок". Заметим, что возможна ситуация, когда

Таблица 11.1

Звездные спектры и температура звезды

Класс	Температура, К	Класс	Температура, К
О	50 000	G2 (Солнце)	5800
B0	25 000	К0	5100
А0	11 000	М0	3600
F0	7600	R и N (очень холодные)	2000
G0	6000

105

атомы полностью потеряют электроны. В этом случае отдельно существуют ядра и электроны, понятие химического элемента исчезает.

Химический состав звезды определяют по ее спектру излучения. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 000 атомов водорода приходится 1000 атомов углерода, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Содержание других элементов еще ниже. В то же время необходимо отметить, что тяжелые элементы, занимая во Вселенной весьма скромное место, определяют характер эволюции звезд. Кроме того, вопрос возникновения жизни на Земле, существования жизни во Вселенной прямо связан с эволюцией химических элементов, их происхождением.

Класс А, например, включает так называемые водородные звезды со спектрами излучения, характерными для водорода. Типичная звезда этой группы - Сириус.

Класс F включает звезды, в спектрах которых особо выделяются спектральные линии кальция и водорода.

К классу G относятся звезды, в спектрах которых кроме спектральных линий кальция и водорода видны спектральные линии многих металлов, особенно железа. Солнце принадлежит к этой группе, поэтому звезды такого типа часто называют звездами солнечного типа.

Звезды класса К имеют в спектрах интенсивные линии кальция и линии, указывающие на присутствие других металлов.

В класс М входят звезды, спектры которых содержат полосы, характерные для окислов металлов, особенно окиси титана. Максимум излучения сдвинут в красную область спектра. Типичный представитель - звезда Бетельгейзе (созвездие Ориона).

Важную роль в поведении звезд играют магнитные поля. В пятнах на Солнце магнитное поле достигает 4000 Э. Это поле, которое можно получить на Земле с помощью относительно сильного электромагнита. Напряженность магнитных полей отдельных звезд достигает 10 000 Э.

Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос: существует ли какая-либо связь между

106

ними? Можно ли систематизировать существующие данные о миллионах наблюдаемых звезд?

Рассчитанные по данным наблюдений светимость, температура и радиус звезды связаны друг с другом. При помощи уравнений (11.1) и (11.2) по двум из этих параметров можно рассчитать третий. Звезды, как мы видим, чрезвычайно разнообразны.

Звезды с наибольшими светимостями в миллионы раз ярче Солнца. Звезды, имеющие самые слабые светимости, - примерно в миллион раз слабее Солнца. Поверхностные температуры самых горячих звезд - сотни тысяч кельвинов, самых холодных - около 1000 К. Различны и радиусы звезд.

Можно было бы ожидать, что во Вселенной, содержащей миллионы и миллионы звезд, представлены любые возможные сочетания этих параметров. Это предположение можно проверить, выбрав любые два параметра для большого количества звезд и построив диаграмму, связывающую их.

В 1905 году Э. Герцшпрунг и Г. Рессел независимо друг от друга заметили, что голубые (горячие) звезды малой светимости встречаются очень редко, а красные звезды образуют две группы. В 1911 году Герцшпрунг, а в 1913 году - Рессел начали строить диаграммы, связывающие светимость звезд со спектральным классом.

Сегодня диаграмма, на которую нанесены большинство известных звезд (измерять температуры и определять спектральные классы совсем слабых звезд практически невозможно), носит название диаграммы Герцшпрунга-Рессела (рис. 11.2).

Звезды лежат на этой диаграмме не случайным образом, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая главная последовательность. В верхнем правом углу - довольно беспорядочная группировка звезд. Их спектральные классы - G, К, М. Это яркие звезды с абсолютными звездными величинами от +2 до -6 - "красные гиганты". В левой нижней части диаграммы - небольшое

107

количество звезд. Их абсолютные величины +10 и больше, а спектральные классы от В до F. То есть это горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверхностной температуре может быть только тогда, когда радиус звезды мал. В этой части диаграммы находятся маленькие горячие звезды - "белые карлики".

Для того чтобы получить представление об относительном количестве звезд разных последовательностей, можно построить диаграмму Герцшпрунга-Рессела для близких окрестностей Солнца (рис. 11.3).

В объеме радиусом 5 пс подавляющее количество звезд слабее и холоднее Солнца. Это - "красные карлики". Только три звезды излучают сильнее Солнца - Сириус, Альтаир и Процион. Зато на рисунке пять белых карликов. Это является свидетельством того, что во Вселенной их количество достаточно велико. Оценки показывают, что "белых карликов" в нашей звездной системе (Галактике) по крайней мере несколько миллиардов (полное количество звезд в нашей Галактике около 150 миллиардов). Совершенно ясно, что наблюдать звезды-гиганты

Рис. 11.2 Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Рис. 11.3 Диаграмма Герцшпрунга-Рессела для ближайших к Солнцу звезд

108

с высокой светимостью проще - их видно с больших расстояний. Значительно более многочисленные "карлики" наблюдать значительно сложнее.

Существование главной последовательности, на которую попадает, по крайней мере, 95% всех звезд (в том числе и Солнце), является аргументом в пользу предположения, что большинство звезд подчиняется одним и тем же законам, имеет близкий химический состав, проходит одинаковые этапы в своем развитии.

ВОПРОСЫ ДЛЯ САМОПРОВЕРКИ

1. Опишите способы определения характеристик звезд. Какие физические законы лежат в основе этих способов?
2. Каковы масштабы изменения характеристик звезд?
3. Что такое спектральный класс? Что можно сказать о химическом составе звезд?
4. Что такое "главная последовательность"?
5. Почему на диаграмму "спектр-светимость" невозможно поместить все наблюдаемые звезды?
6. Что позволяет выявить закономерности в природе, составе, поведении звезд?
7. Предположим, что в Млечном Пути имеется 100 миллиардов звезд, подобных Солнцу. Рассчитать абсолютную звездную величину Галактики.
8. Расстояние до скопления галактик в созвездии Девы равно 8 миллионам парсек. Сколько лет назад это скопление было таким, каким мы его видим сегодня?

109