Физика звезд
Еще в 70-х годах XIX века один из пионеров астрофизики директор
Ватиканской обсерватории А. Секки предложил первую классификацию звездных
спектров. Позже она была расширенна и уточнена.
В 1924 году Гарвардская обсерватория завершила публикацию каталога Г.
Дрепера, содержащего классификацию свыше 225 тысяч звезд. Современная
классификация является уточненной и дополненной версией этой классификации,
общепринятой в современной астрономии.
По Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов,
обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду
слева направо изменяется цвет звезды: O – голубой, А – белый, G – желтый, М
– красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура
звезд.
Позже к Гарвардской классификации спектров были добавлены два
ответвления и еще один главный класс W. В итоге классификация звездных
спектров ныне выглядит следующим образом:
Кроме того, каждый основной класс делится еще на десять подклассов,
например О1, О2, О3 и так далее. Наше Солнце относится к классу G2.
Звезды имеют в основном примерно одинаковый химический состав: основные
компоненты – водород и гелий с небольшими примесями других веществ. Поэтому
разнообразие спектров объясняется различными температурами звезд.
Самые горячие звезды – звезды класса W. Температура их поверхности
достигает 100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также звезды класса O.
Их температура от 50000 К и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют
температуру 12000 – 25000 К; белые звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды
классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500
К. И, наконец, самые холодные звезды – красные звезды класса М с
температурой ниже 3600 К.
В 1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг попробовал сопоставить
абсолютные величины звезд и их спектральные классы. В 1913 году его работу
завершил американец Г. Рассел. В результате получилась знаменитая
диаграмма, названная именами ученых.
Как видно из диаграммы, спектральный класс звезды и ее светимость
находятся в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным
звездам, группируются в несколько скоплений. Эти скопления называют
последовательностями.
Основная масса звезд принадлежит главной последовательности. Чем
горячее звезда главной последовательности, тем большую светимость она
имеет. Кроме главной последовательности выделяются также белые карлики,
гиганты и сверхгиганты.
Диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут
иметь произвольную светимость, и наоборот, звезды определенной светимости
не могут иметь произвольную температуру.
Физические процессы, происходящие в недрах звезд.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во
Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять,
как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние
параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать
процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние
слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды –
Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам,
компьютерному моделированию.
1 Термоядерный синтез.
Еще в конце XIX века физики считали, минимальная частица вещества –
атом – постоянна и неизменяема. Однако открытие Беккерелем естественной
радиоактивности показало, что элементы не неизменны, все элементы тяжелее
висмута оказались радиоактивными.
Когда массы атомов были измерены с большой точностью, оказалось. Что
при слиянии двух или более ядер легких элементов или при дроблении ядер
очень тяжелых элементов может быть получен огромный выход энергии.
Наиболее прочно связанные ядра имеют вещества с атомным весом между 50
и 65, например, железо(56). Более легкие ядра менее прочны, так как
отношение поверхности к объему у них больше, а нуклон на поверхности ядра
удерживается слабее, чем внутри. В тяжелых же ядрах связи слабее из-за
влияния электростатического отталкивания.
В связи с этим был сделан вывод, что внутри звезд должны проходить
ядерные превращения, которые и служат неисчерпаемым источником энергии
звезд. Физик Джинс высказал предположение, что это процессы деления.
Эддингтон занял противоположную точку зрения, доказывая, что в звездах идет
синтез. Верной оказалась позиция Эддингтона.
Ученые установили, что при относительно низких температурах (до 20
миллионов градусов) существуют два вида реакций: "протон – протонная
цепочка" и "углеродно-азотный цикл". Оба процесса ведут к превращению
водорода в гелий, как и предполагал в 1920 году Эддингтон, и при этом
выделяется огромное количество энергии. Это подтвердили взрывы водородных
бомб, также использующих энергию термоядерного синтеза.
При температурах порядка 10 миллионов градусов преобладает протон -
протонная цепочка; при более высоких – выше 20 миллионов градусов –
углеродно-водородный цикл.
Расчетами Эддингтона было показано, что низкие температуры существуют в
слабых звездах малой массы, а высокие – в ярких, массивных звездах. При
более высоких температурах, порядка 100 миллионов градусов, идет выгорание
гелия. Происходят следующие термоядерные реакции:
He4 + He4 ? Be8
Be4 + He4 > C12 + энергия
Be8 нестабилен и быстро распадается вновь на 2 ?-частицы, но если Be8
успевает захватить третью ?-частицу, он превращается в С12, следующая ?-
частица, добавляющаяся к С12, дает кислород О16. выгорание гелия с
превращением в углерод и кислород идет в недрах звезд-гигантов, а в более
удаленных от центра частях идет выгорание водорода.
Следует отметить, что, если бы ядро берилия-8 было стабильным, то
реакции выгорания гелия не протекали бы относительно спокойно, а приводили
бы к колоссальному быстрому выделению энергии, и звезды бы сразу
взрывались.
При высоких температурах внутри звезд-гигантов возможны реакции синтеза
более тяжелых элементов – вплоть до железа. Захват нейтронов, образующихся
при термоядерных реакциях, может приводить к образованию еще более тяжелых
элементов.
Происходящие в звездах реакции позволяют объяснить элементный состав
нашей вселенной, которая состоит примерно на ѕ из водорода, на ј из гелия,
а содержание остальных элементов составляет доли процента.
2 Строение звезд. Модели некоторых типов звезд.
Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее
Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание
вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют
конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть
составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере
превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а
его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она
увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая
звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто
раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса
составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-
карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует.
Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он
сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут
существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У
Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от
остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так
и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это
время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания
водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить
чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в
белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
У звезд нижней части главной последовательности (красные карлики)
термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к
поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездах верхней части
главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра
осуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро
из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено
узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой,
где энергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые
карлики однородны и состоят из вырожденного газа.
3 Переменные звезды. Новые и сверхновые.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают
необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или
месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это,
так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих
пор астрономы не пришли к единому мнению,
| |  скачать работу |
Физика звезд |
