Звёзды — наиболее распространенные из наблюдаемых объектов во Вселенной. Большáя часть массы видимого космического вещества сосредоточено в этих объектах. Остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.
Солнце на длине волны Ly-α
Звезда — это небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции синтеза. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут в данный момент ядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. С эволюцией звёзд связано образование химических элементов в природе. Поэтому звёзды представляют интерес не только как космические объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как тела, эволюция которых — важное звено в эволюции материи, т.к. большая часть атомов, из которых построен окружающий мир, когда-то возникли в звёздах или хотя бы один раз побывали в их недрах. Звёзды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделить отдельные группы звёзд, обладающих общими свойствами. Такое разделение необходимо для изучения всего множества существующих звёзд.
Сириус (α Большого Пса)
Особенно интересны те из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью или совершают пульсации, взрываются и т. д. Как правило, наличие таких особенностей позволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звёзд, но и в ряде случаев о более общих закономерностях Вселенной. Звёзды, не обладающие указанными особыми свойствами, называются нормальными. Основные свойства звёзды определяются прежде всего её массой, светимостью и радиусом. С точки зрения наблюдений первоочередная задача состоит в определении этих величин, а также в выяснении индивидуальных особенностей отдельных звёзд и различных групп звёзд. Кроме упомянутых характеристик важны также спектр (цвет) звезды, температура её поверхности, элементный состав и металличность.
5.1.2. Спектральная классификация звёзд
Спектры испускания 13 типов звёзд в области 400–700 нм (сверху вниз, в порядке уменьшения температуры поверхности): O6, B0, B6, A1, A5, F0, F5, G0, G5, K0, K5, M0, M5
Изучение нормальных звёзд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звёзд. Уже при первом знакомстве со звёздным небом обращает на себя внимание различие звёзд по цвету. Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров. Звёзды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звёзд наблюдаются яркие эмиссионные линии. Спектральная классификация звёзд начала разрабатываться ещё до того, как было объяснено возникновение звёздных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звёзд. Спектры большинства звёзд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что её можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определённых спектральных линий.
Альнитак (ζ Ориона)
Такой принцип спектральной классификации звёзд впервые был удачно применен в начале XX столетия в Гарвардской обсерватории (США). Гарвардская классификация звёзд легла в основу современной спектральной классификации. 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 ещё не была известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Основные звёздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом: O – B – A – F – G – K – M. Класс О. О высокой температуре звёзд этого класса можно судить по большой интенсивности УФ 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. Типичная звезда – ζ Ориона (Альнитак), масса которой
Звёздное скопление Плеяды – типичные представители звёзд класса В
Класс B. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Типичная звезда — α Девы (Спика), масса которой 7–11 МSun, радиус 4,0–7,8 RSun. Класс A. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звёзд белый. Типичные звёзды: α Лиры (Вега) и α Большого Пса (Сириус). Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда — α Киля (Канопус), масса 8,5 МSun, радиус 65 RSun.
Сравнение размеров Альдебарана и Солнца
Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды жёлтый. Типичные примеры — Солнце, α Центавра (Толиман). Класс K. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовая часть непрерывного спектра заметно ослаблена, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у α Волопаса (Арктур) и α Тельца (Альдебаран).
Бетельгейзе в УФ диапазоне
Класс M. Красные звёзды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечён полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда — α Ориона (Бетельгейзе) – одна из крупнейших известных стационарных звёзд. Масса всего 20 МSun, радиус 950–1000 RSun, светимость превышает солнечную в 135000 раз. Ещё один представитель класса М – α Скорпиона (Антарес). Масса 15,5 МSun, радиус 700 RSun, светимость превышает солнечную в 65000 раз. Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации O – B – A – F – G – K – M существуют мнемонические формулы, например: О-ла-ла, бачыў аднойчы: фiзрук жангляваў кавалкамi морквы! (Уладзiмiр Багач, 2009)
Сравнение размеров Солнца, Арктура, Антареса и орбиты Марса
О, беларуская Айчына, файна жывi, калi магчыма! (Зьмiцер Ушакоў, 2009) О, Барак Абама, феерычных жанчын каляровая мара! (Таццяна Купрэйчык i Андрэй Фiлiпчык, 2011) Кроме основных спектральных классов, существуют дополнительные: W — звёзды Вольфа – Райе, или очень тяжёлые яркие звёзды с температурой около 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах; L — коричневые карлики с температурой 1500–2000 K и соединениями металлов в атмосфере; T — метановые коричневые карлики с температурой 700 – 1500 K; Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K; D — белые карлики. Существуют также дополнительные классы, 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 класса С, которые отличаются от классов К и М наличием линий поглощения атомов углерода и полос поглощения простейших соединений углерода. Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды класса S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9, или Oa, Ob, …, Of. После таких обозначений ставятся дополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями. Если в спектре присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е (от emission). Так, В5е означает звезду класса В5 с эмиссионными линиями в спектре. Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечается буквой с (от characteristic) перед названием класса: cF0. Другие особенности в спектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р (от peculiar) — пекулярные, т. е. особенные спектры. Буква р ставится после названия класса (А5р).
5.1.3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Йеркская система классификации звёзд
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
В 1910 году датский астроном Герцшпрунг (Ejnar Hertzsprung) и независимо от него американский астрофизик Рассел (Henry Norris Russell) установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звёздная величина. Такой график называется диаграммой спектр – светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рассела. Вместо абсолютной звёздной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета (B – V = mB – mV, B = blue, 453 нм, V = visual, 555 нм) или непосредственно эффективную температуру. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется её физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звёзд. В этом огромное значение диаграммы спектр – светимость, анализ которой является одним из важнейших методов звёздной астрономии, т. к. позволяет выделить различные группы звёзд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава и эволюции звезд). Наиболее богатую звёздами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней). В верхней части диаграммы находятся звёзды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты). Звёзды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. В левой части диаграммы располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звёзды, соответствующие поздним спектральным классам. В целом звёзды распределяются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела весьма неравномерно, что соответствует существованию определённой зависимости между светимостями и температурами всех звёзд. Наиболее чётко это выражено для звёзд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определённых групп звёзд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Такие последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса.
Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость. Эта принятая в настоящее время классификация звёзд называется йеркской или МК (Моргана – Кинана) системой классификации: Класс светимости I — сверхгиганты; эти звёзды занимают на диаграмме спектр – светимость верхнюю часть и разделяются на несколько подклассов. Класс светимости II — яркие гиганты. Класс светимости III — гиганты. Класс светимости IV — субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью. Класс светимости V — звёзды главной последовательности. Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звёздную величину, начиная от класса А0 вправо. Класс светимости VII — белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы. Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса). Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.
5.1.4. Светимости, радиусы, эффективные температуры звёзд. Зависимость «масса – светимость». Пределы изменения основных параметров звёзд
Определив освещённость, видимую звёздную величину и годичный параллакс, можно вычислить светимость звезды. По спектру (с использованием диаграммы Герцшпрунга – Рассела) определяется эффективная температура звезды. Определить радиусы звёзд прямыми наблюдениями, как правило, проблематично. Поэтому размеры звёзд определяют косвенным путём, если известны её болометрическая светимость Lbol и эффективная температура Teff. Согласно определению Lbol и закону Стефана – Больцмана: Lbol = 4πR 2 σTeff 4 . Аналогичное выражение можно записать и для Солнца, а затем, после деления двух равенств и логарифмирования дроби получить окончательное выражение (где радиус и светимость звезды выражены в солнечных единицах LSun = 1 и RSun = 1):
Зависимость «масса – светимость» для звёзд главной последовательности: штриховая линия изображает эмпирическую зависимость, сплошная – теоретически рассчитанную
lgR = 0.5lgL + 2 lg(TSun/Teff). Напрямую определить массу одиночной звезды не представляется возможным. В некоторых случаях с помощью закона Кеплера удается определить массы компонентов двойных систем. По этому сравнительно небольшому числу звёзд обнаружена важная эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью для звёзд главной последовательности: Lbol = M 3.9 . Подавляющее большинство звёзд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела расположено на главной последовательности, гигантов меньше примерно в 10000 раз, а сверхгигантов меньше, чем гигантов, ещё в 1000 раз. Каждая из этих групп звёзд характеризуется определённой зависимостью «масса – светимость». Однако наиболее достоверными являются данные для главной последовательности, относительная многочисленность объектов которой связана с наибольшей продолжительностью соответствующей фазы эволюции. Из соотношения масса – светимость для звёзд следует, что диапазон их светимостей значительно превышает пределы возможных значений масс: 0,1 МSun ≤ М ≤ 100 МSun, 10 –6 LSun ≤ L ≤ 10 6 LSun. Стационарных звёзд с массами М ≥ 100 МSun не наблюдается. В среднем массы звёзд близки к массе Солнца. Светимости звёзд при этом изменяются в очень широких пределах.
Сравнение размеров планет и звёзд
Радиусы гигантов и сверхгигантов в сотни и тысячи раз превышают солнечный. Поскольку массы звёзд отличаются мало, это означает, что средние плотности звёзд могут быть в миллиарды раз меньше, чем у Солнца. Соответствующую плотность (10 –9 г/см 3 ) имеет земная атмосфера на высоте около 100 км. Наибольшей средней плотностью должны обладать звёзды малых размеров (белые карлики и нейтронные звёзды), радиусы которых составляют тысячи и десятки км, а средние плотности 10 8 и 10 14 г/см 3 .
Сравнение размеров VY Большого Пса, орбиты Земли и Солнца
Таким образом, несмотря на близкие значения масс, по средней плотности звёзды различаются в 10 22 – 10 23 раз. Вольф 457 – один из самых маленьких по диаметру белых карликов. Диаметр примерно в 500 раз меньше солнечного и в 5 раз меньше земного. Звезда в миллиард раз плотнее Солнца и в полтора миллиарда раз плотнее воды. Спичечный коробок её вещества весил бы на Земле 40 тысяч тонн. Красный гипергигант VY CMa (VY Большого Пса) – самая большая известная звезда. Её диаметр равен
2000 диаметров Солнца (
18 а.е.), при этом масса составляет всего 30–40 масс Солнца, т.е. средняя плотность равна 0.000005–0.00001 кг/м 3 .
Your browser does not support the video tag.
Размеры планет и звёзд
5.1.5. Поколения звёзд. Металличность
Кривая блеска SN 2006gy
Звёзды принято подразделять на три поколения.
Сверхновая SN 2006gy
1-е поколение (популяция III) – это первые звёзды, возникшие после Большого взрыва. Такие звёзды практически не содержали «металлов» (элементов тяжелее гелия), состояли только из водорода (75%) и гелия (25%) и имели очень большие массы. Вследствие этого звёзды 1-го поколения очень быстро «прогорели», как правило, перешли в категорию сверхновых, и, в результате взрывов, обогатили межзвёздную среду химическими элементами вплоть до железа. В настоящее время не известно ни одной звезды 1-го поколения. Возможно, сверхновая SN 2006gy, взрыв которой (самая яркая вспышка за все годы наблюдений) наблюдался в 2006-м году в галактике NGC 1260 (240 млн. св. лет), представляла собой звезду 1-го поколения.
Шаровое звёздное скопление M80
2-е поколение (популяция II) – старые (
10 млрд. лет) звёзды с низким содержанием металлов. Сохранившиеся звёзды 2-го поколения находятся, как правило, в гало галактик и входят в состав шаровых скоплений. 3-е поколение (популяция I) – сравнительно молодые звёзды, содержащие значительное количество металлов. Солнце – звезда 3-го поколения. Солнце содержит 1.8% (по массе) элементов тяжелее гелия. Звёзды 3-го поколения находятся, как правило в дисках галактик. Металличность (Z) – это величина, характеризующая относительное содержание в звезде (или галактике) элементов тяжелее гелия (т. н. металлов): [Fe/H] = lg(NFe/NH)star – lg(NFe/NH)Sun. Металличность Солнца равна Z = 0.0122. Для звёзд 2-го поколения металличность [Fe/H] примерно от –1 до –3 (т. е. содержание железа в таких звёздах в 10–1000 раз меньше, чем на Солнце).
